S p is tr e ś c i

W ST Ę P

5

U KŁAD SŁ O N E C Z N Y

6

N asza gwiazda — Słońce • Plamy i rozbłyski • Planety

PLANETY BLISKIE

Merkury • Wenus • Mars • Marsjański krajobraz

12

DALEKIE ŚW IATY

Jowisz • Jowiszowa pogoda • Saturn •

Pierścienie i pierścionki • Planety zewnętrzne

20

ŚM IETNIK UK ŁA DU SŁ O N E C Z N E G O

Planetki i kom ety • W ielkości i orbity •

M eteory i meteoryty

30

M IRIADY K SIĘŻYCÓ W

Księżyc • Powierzchnia Księżyca • Księżyce planet •

N ow e odkrycia

36

SŁO W NICZEK

44

SK O R O W ID Z

46

LEKTURA U Z U PE Ł N IA JĄ C A

I ŹR Ó D Ł A ILU STR A C JI

48

W stęp

N asz ziemski dom wydaje się nam duży, lecz w istocie

jest drobnym pyłkiem w bezmiarze W szechświata.

Znacznie większe od Ziemi jest Słońce — ciało

niebieskie, któremu nasz świat zawdzięcza życie. Słońce

to gwiazda, podobna do innych gwiazd ziemskiego nieba,

tyle że leżąca znacznie bliżej od nich.

Potęgą swej grawitacji Słońce trzyma na uwięzi Ziemię.

Utrzymuje w ryzach także osiem innych dużych

ciał niebieskich, które nazywamy planetami.

Ziemia i planety są głównym i członkami rodziny

Słońca, czyli Układu Słonecznego. D o rodziny należą

również liczne księżyce, skaliste bryły,

które nazywamy planetkami, i komety.

Odkąd wkroczyliśmy w Erę K osm iczną, nasza wiedza

o Układzie Słonecznym znacznie się wzbogaciła.

Sondy kosm iczne dotarły do wszystkich planet

z wyjątkiem jednej i przesłały nam niezwykłe obrazy

tych dalekich światów wraz z bogactwem

fascynujących informacji.

4 Pow ierzchnia Księżyca oglądana z pokładu

statku A pollo 8 w 1968 roku. Była to pierw sza m isja
załogowa, która okrążyła Księżyc. Dzięki niej

przekonaliśm y się, że niewidoczna strona

Księżyca je st znacznie bardziej usiana krateram i
niż strona zw rócona ku nam.

Układ Słoneczny

Fakty w pigułce

• Kula o rozm iarach

Słońca m oże pom ieścić

ponad. m ilion ziem skich

globów.

• Słońce zaw iera 750

razy w ięcej m a te rii niż
reszta Układu Słonecznego
razem wzięta.

• W każdej sekundzie

Słońce traci ponad 4 m ilio n y
ton sw ej masy, która je s t

przekształcana w reakcjach

jąd ro w ych w ogrom ne

ilo ści energii.

• Energia wyprodukowana

w ją d rz e Słońca

potrzebuje m ilion ó w la t na

dotarcie do je g o

pow ierzchni.

• Na Słońcu znajduje

się ponad 70 znanych nam
p ie rw ia stków chemicznych.

Hel odkryto na Słońcu

wcześniej niż na Ziem i.

Swą nazwę o trzym ał

od im ienia greckiego boga
Słońca — Heliosa.

► Słońce wysyła św iatło

na wszystkich długościach

fal. To zdjęcie zostało
wykonane w ultrafiolecie

przez astronautów ze stacji

kosmicznej Skylab
w 1973 roku. Sztuczne
kolory są dziełem
komputerów.

Nad naszym małym zakątkiem W szechświata panuje gwiazda,
którą nazywamy Słońcem. M knąc przez przestrzenie kosm osu,

unosi ona ze sobą kolekcję planet, księżyców, planetek,

m eteoroidów i komet. Wszystkie te ciała tworzą razem

Układ Słoneczny. Ciepło i światło, wypływające ze

Słońca, zmieniają wewnętrzne planety — Merkurego i Wenus

— w gorące i niegościnne pustynie. To samo ciepło

i światło dla Ziemi jest tchnieniem życia.

Słońce powstało razem z planetami z obłoku pyłu i gazu

m iędzygalaktycznego blisko 5 miliardów lat temu. Obecnie jest
w wieku średnim. Za następne 5 miliardów lat paliwo

jądrowe Słońca zacznie się jednak wyczerpywać i Słońce

spuchnie do rozmiarów czerwonego olbrzyma,
rozpoczynając powolne umieranie. Kiedy to nastąpi,

życie na Ziemi zginie.

Nasza gwiazda — Słońce

► Zdjęcie ze Skylaba pokazuje jęzory gazu

wytryskujące tysiące kilom etrów ponad pow ierzchnię
Słońca. Tarcza Słońca została zasłonięta
za pomocą instrumentu zwanego koronografem ,
symulującego zaćmienia.

▼ Inne zdjęcie ze Skylaba pokazuje w

sztucznych kolorach koronę słoneczną. Rozciąga
się ona w przestrzeni kosmicznej na m iliony

kilometrów od Słońca.

Dla nas, m ieszkańców Ziem i. Słońce jest najw ażniejszą

gwiazdą W szechśw iata. W śród gwiazd nie w yróżnia się

jednak niczym szczególnym . W ydaje nam się większe

i jaśniejsze od innych tylko dlatego, że znajduje się

znacznie bliżej — o k o ło 150 m ilionów kilom etrów od

Ziemi. Cóż to jed n ak znaczy w obec p o n ad 40 bilionów
kilometrów dzielących je od najbliższej gwiazdy.

Słońce, p o dobn ie ja k inne gw iazdy, jest kulą ro z­

żarzonego gazu. M ając średnicę o k o ło 1 400 000 km (czyli

ponad 100 razy w iększą od średnicy Ziem i), jest gw iazdą

średniej wielkości. W ysyła św iatło białe, chociaż a s tro ­
nomowie zaliczają je d o żółtych karłów . Poza światłem

widzialnym Słońce em ituje także inne rodzaje p ro m ien io ­

wania, od k ró tk ofalow ych prom ieni gam m a d o długich

fal radiowych.

Energia pow staje w środkow ych p artia ch Słońca,

w jądrze, którego te m p e ra tu ra sięga 15 m ilionów stopni.
Tam. między ją d ra m i ato m ó w w o d o ru , dochodzi do

reakcji syntezy jądrow ej. W o d ó r łączy się w hel. Podczas

tego procesu pew na nieduża m asa (m ) „ z n ik a " , czy raczej
zamienia się w energię (£ ), zgodnie ze słynnym ró w ­

naniem Einsteina: E = m c \ w któ rym c oznacza p rę d ­
kość światła. P rzem iana niewielkich ilości m asy uw alnia

ogromne ilości energii.

Atmosfera Słońca

Energia w y tw arzana w ją d rz e Słońca w ędruje ku p ow ierz­

chni i tam zostaje w yp ro m ien iow ana w przestrzeń. P o­

w ierzchnię tę nazyw am y fo to sferą („sferą św iatła"). Jej

te m p e ra tu ra w ynosi o k o ło 5500°C.

P o n ad fo to sferą leży w arstw a gazów o grubości

10 000 km , n azyw ana ch ro m o sferą („sferą b a rw n ą " ). Ta

w ew nętrzna część atm o sfery Słońca zaw dzięcza nazw ę
swem u czerw onaw em u kolorow i. Z ew nętrzn a atm o sfera,

k o ro n a , rozciąga się na m iliony kilom etrów od Słońca,
rozpływ ając się w przestrzeni. M o żna ją zobaczyć w yraź­

nie pod czas zaćm ienia Słońca.

Plamy i rozbłyski

Kipiel

In stru m en ty astro n o m iczn e ujaw niają, że foto sfera sk ła­

da się z d ro b n y c h , jasn y ch plam ek nazyw anych g ra n u la ­

mi. Są one k o m ó rk am i gorącego gazu. nieustann ie
w ypływ ającego z w nętrza Słońca na jego pow ierzchnię.

D ość często w fotosferze po jaw iają się jeszcze w yraźniej­

sze zn a m io n a — plam y słoneczne. W yglądają one jak

a tra m en to w e kleksy o czarnym śro d k u , nazyw anym
cieniem , o pasanym bledszym półcieniem . Plam y słonecz­

ne są o ok o ło 2000°C chłodniejsze od otaczającej je
pow ierzchni.

N iek tó re plam y słoneczne, nazyw ane po ram i, m ają

średnicę zaledw ie kilkuset kilom etrów i żyją dzień lub

niewiele dłużej.

Inne

rosną

do

w ielkości

p o n ad

200 000 km i utrzy m u ją się m iesiącam i. Liczba plam na

Słońcu zm ienia się z ro k u na rok w regularnym cyklu,
k tórego długość wynosi mniej więcej 11 lat.

C zasam i pojaw ieniu się plam słonecznych tow arzyszą

jasn e i gw ałtow ne w ybuchy nazyw ane rozbłyskam i. W y­

rzucane są w tedy w przestrzeń potężne strum ienie elek t­

rycznie naład o w an y ch cząstek, takich jak p ro to n y i elek­
trony. K iedy cząstki te docierają do Ziem i, w yw ołują

m igotliw e zjaw isko zórz polarnych i za b u rza ją łączność

radiow ą. N a ła d o w an e cząstki n ieustannie w ypływ ają ze

S łońca, składając się na w iatr słoneczny. N iek tó re z nich
zostają schw ytane w p u łap k ę ziem skiego pola m agn ety ­

cznego, tw orząc „p asy silnego prom ien io w an ia, nazy­
w ane pasam i Van A llena.

▲ W krainach dalekiej północy nocne niebo rozjaśniają

często m igotliw e i barwne kurtyny światła. Jest to

zjaw isko zorzy polarnej. Podobne zorze występują

w okolicach południow ego bieguna Ziem i. Zorze

pojaw iają się w okresach szczególnie silnych
podmuchów w iatru słonecznego, wyrzucających z pasów

Van Allena cząstki o wysokich energiach. Cząstki
zderzają się z atom am i w górnych warstwach ziem skiej
atmosfery, powodując niezw ykłą grę świateł.

Z a ć m ie n ia

Do zaćm ienia Księżyca dochodzi wówczas, gdy

Księżyc wkracza w cień ciągnący się za Ziem ią.

N ajpierw Księżyc przesuwa się przez obszar
niepełnej ciem ności, nazywany półcieniem ,
następnie przez obszar zupełnego mroku,

czyli cień. Zaćm ienie Księżyca może trwać
do 2 1/2 godziny. W tym czasie Księżyc jest często
ośw ietlony słabą, czerw onawą poświatą.
Jest to odrobina św iatła słonecznego,
które dociera w obszar cienia po załam aniu się
w ziem skiej atmosferze.

Zaćm ienie Słońca następuje wtedy, gdy Księżyc

w nowiu przechodzi przed tarczą Słońca, zasłaniając
ją częściowo lub w całości. Podczas zaćm ienia
częściowego zostaje zakryty tylko fragm ent tarczy
Słońca. Podczas zaćm ienia obrączkowego Księżyc
nie zasłania całej tarczy Słońca, lecz pozostawia
wokół siebie pierścień św iatła. Podczas zaćm ienia

całkow itego słoneczna tarcza znika zupełnie. Cień

Księżyca o szerokości dochodzącej do 250 km pada
wówczas na Ziem ię i biegnie bardzo szybko po jej
powierzchni. Faza zaćm ienia całkow itego
obserwowana w danym m iejscu na Ziem i może trwać
najwyżej 7 1/2 minuty.

Zaćm ienie Księżyca

©

Z aćm ienie całkow ite

8

A W centrum Słońca, w jądrze (4),

temperatura sięga 15 m ilionów stopni.
W tej temperaturze zachodzą reakcje
jądrowe wytwarzające energię, która

podtrzymuje św iecenie Słońca.
Energia ta w ędruje w kierunku
powierzchni w dwojaki sposób.
Na pierwszym etapie wędrówki
przechodzi w postaci prom ieniow ania
przez strefę prom ienistą (5).
Opuszczając ją, zaczyna być

przenoszona rów nież przez
konwekcję: gorący gaz w ędruje
w górę, transportując ku powierzchni

ciepło. Tę część Słońca nazywamy

strefą konwekcji (6). Z powierzchni,

czyli fo to s fe ry (7), energia zostaje

w yprom ieniow ana w przestrzeń
w postaci św iatła, ciepła i innych

rodzajów prom ieniow ania.
Na pow ierzchni pojaw iają się od czasu

do czasu ciem ne tw ory nazywane

plamam i (3). Plamy mogą rosnąć do
bardzo dużych rozm iarów i często są
otoczone przez jasne pochodnie (2).

Tuż ponad św ietlistą pow ierzchnią
Słońca leży cienka w arstw a atm osfery
zwana chrom osferą (8). Wznoszą się
w niej strugi gorącego gazu w postaci
w łókien (1) i protuberancji (10).
Jeszcze wyżej zew nętrzna atmosfera,
czyli korona (9), rozpływ a się

w przestrzeni kosmicznej.

9

Planety

i

Słońce m a m asę p o n ad 300 000 razy w iększą od Ziemi
i siła jego graw itacji jest b ard zo duża. Jest to ta siła, k tó ra
utrzym uje Ziem ię i osiem innych dużych ciał niebieskich

w n ieu stannym ruch u w okół Słońca. C iała te nazyw am y

planetam i.

Z Ziem i m ożem y dostrzec gołym okiem pięć planet

— M erkurego, W enus, M arsa, Jow isza i S atu rn a. A by
zobaczyć p o zostałe trzy planety — U ra n a , N e p tu n a

i P lu to n a — p otrzebujem y teleskopu.

Ziem ia jest je d n ą z planet, lecz jeszcze mniej więcej

450 lat tem u w iększość ludzi w ierzyła, że jest on a

środkiem W szechśw iata. U w ażan o w ów czas, że w szyst­

kie ciała niebieskie — Słońce, Księżyc, plan ety i gw iazdy

— k rążą w okół Ziem i. U kład taki stw arzał je d n a k pew ne

problem y z w yjaśnianiem ruchu planet na tle gwiazd.

Przecież czasem planety zatrzy m u ją się w śród gwiazd,

zaczynają po ru szać się do tyłu i w efekcie zakreślają pętle.

N a p o cz ątk u XVI wieku polski k an o n ik M ikołaj

K opern ik zro zum iał w czym tkwi błąd: to Słońce jest

środkiem w szystkiego, a nie Ziem ia. K opernik ogłosił
swą teorię system u heliocentrycznego, czyli U k ład u Sło­
necznego, w 1543 ro k u , dając początek astro n o m ii w spół­
czesnej.

P lanety dzielą się w yraźnie na dw ie g rupy. M erk ury,

W enus i M ars są m ałym i, skalistym i p lan etam i, p o d o b ­
nym i d o Ziem i. Z n ajd u ją się w ystarczająco blisko, ab y ś­
my uw ażali je za naszych sąsiadów . Jow isz, S a tu rn , U ran

i N e p tu n są n a to m ia st olbrzym im i kulam i gazu. Razem

z lod ow atym Plutonem należą d o g rup y św iatów d ale­

kich. R ysunek poniżej po kazuje różnice w ro zm iarach

planet i po ró w n u je je ze Słońcem .

W szystkie p lanety poza M erkurym i W enus są ś ro d ­

kam i m in iatu ro w y ch układów . K rążą w okół nich księży­

ce. Ziem ia m a tylko jed en Księżyc, ale olbrzym ie plan ety

— m nóstw o. Szczegółowe inform acje o liczbie księżyców,
a także o rozm iarach p lan et i ich o rb it, zaw iera tab ela na
sąsiedniej stronie.

Pozostali członkow ie rodziny Słońca są znacznie

m niejsi. N ależą d o nich astero idy , czyli m aleńkie planetki

krążące w okół Słońca m iędzy o rb itam i M arsa i Jow isza,
m eteoro idy i kom ety. M eteoro idy , k tó re trafiają do

ziem skiej atm o sfery , sp alają się, w yw ołując na nocnym

niebie zjaw isko m eteorów , czyli spadających gwiazd.

T ylko nieliczne z nich d ocierają d o pow ierzchni Ziemi

ja k o m eteoryty. T e w szystkie d ro b n e ciała sk ład ają się na

skalne ru m ow isko U k ład u Słonecznego.

Jowisz

Światy bliskie i dalekie
Ziem ia różni się od innych p lanet pod jed n y m , b ard zo

w ażnym względem . M oże pochw alić się w a ru n k am i,

które pozw oliły rozw inąć się na jej pow ierzchni m ilionom
różnych form życia. N a w szystkich pozostałych p lan e­

tach w arunki te są dla życia zabójcze.

M erkury

Wenus

Ziem ia

Mars

Planety

M erku ry

W enus

Z ie m ia

M ars

Jow isz

Saturn

U ran

Neptun Pluton

Średnica równika (km)

4878

12 104

12 756

6794

142 800

120 000

51 800

49 500

2284

Średnia odległość

od Słońca (min km)

59.9

108.2

149.6

227.9

778.3

1427.0

2869.6

4496.7

5900

Średnia odległość

od Słońca (Z ie m ia = 1 )

0.387

0.723

1.000

1.524

5.203

9.539

19.182

30.058

39.44

Okres obiegu (d,a)*

87.97d

224.7d

365.2d

686.98d

11,86a

29.46a

84.01a

164.79a 247.7a

Okres rotacji (h,d)*

58.65d

243d

23.93h

24.62h

9.8h

10.2h

16.3h

16.0h

6.3d

Masa (Z ie m ia = 1)

0.056

0.815

1.000

0.107

318

95.1

14.5

17.2

0.002

Objętość (Z ie m ia = 1 )

0.05

0.88

1.00

0.15

1316

755

52

44

0.005

Gęstość (woda = 1)

5.43

5.24

5.52

3.04

1.32

0.70

1.27

1.77

2

Liczba księżyców

0

0

1

2

16 +

22 +

15 +

8

1

* h — godziny, d — doby, a — lata

► Orbity planet Układu Słonecznego oglądane

„z góry". Większość z nich jest prawie kołowa, ze Słońcem
leżącym w środku. Orbity M erkurego i Plutona
najbardziej odbiegają kształtem od koła, Pluton
czasem w biega nawet do wnętrza
orbity Neptuna.

▼ Planety, narysowane w jednej skali, są przedstawione

od strony lewej do prawej w m iarę w zrastania

ich odległości od Słońca. Jowisz, Saturn, Uran
i Neptun przewyższają swym i rozm iaram i inne planety,
ale same są karzełkam i wobec Słońca.

Saturn

Neptun

Pluton

Planety bliskie

F a k ty w p ig u łc e

• M erkury podróżuje
po sw ej orbicie

najszybciej ze wszystkich

planet. Jego średnia
prędkość wynosi ponad

170 000 km/godz.

(półtora raza w ięcej
niż Ziem i).

• C złow iek p rze nie sio ny na

Wenus natychm iast

udusiłby się i upiekł.

• N ieczynny wulkan

Olympus Mons na M arsie

je s t b lisko trzy razy wyższy

od M ount Everestu.

• W roku 1877 w łoski

astronom Giovanni
S ch iap arelli oświadczył, że

w id zia ł kanały na Marsie.
Wbrew intencjom

S chiaparellego

zaczęto m ów ić o nich

ja k o o sztucznych

drogach wodnych

zbudowanych p rze z istoty

inteligentne.

► Fragment pow ierzchni

Marsa ukazuje coś,

co przypom ina wyschnięte

koryta rzek i kaniony.
Obecnie nie ma jednak na

M arsie wody w stanie

ciekłym .

12

Merkury, W enus i Mars znajdują się wystarczająco blisko

Ziemi, abyśmy uważali je za naszych sąsiadów. Pod
wielom a względami planety te różnią się jednak znacznie
od Ziemi. Merkury to pokryta kraterami pustynia, na której

w południe roztopiłby się ołów. Jest on małą planetą,

niewiele większą od naszego Księżyca i krąży najbliżej Słońca.
W enus, niemal bliźniaczo podobna do Ziemi, jest planetą
piekielną — równie gorąca jak Merkury, ma gęstą,
duszącą atmosferę. Stale otacza ją powłoka
chmur. Mars z kolei jest lodow ato zimny, okryty bardzo
delikatną atmosferą. M im o to pozostaje on

jedyną planetą U kładu Słonecznego, na której istota

ludzka mogłaby przeżyć.

Merkury

▲ Zdjęcie M erkurego wykonane przez

sondę M arine r 10 podczas przelotu
w pobliżu planety w 1974 roku.

Powierzchnia, usiana krateram i
różnej wielkości, bardzo przypom ina
Księżyc. Od niektórych kraterów
rozbiegają się jasne smugi. W środku
innych znajdują się samotne
wzniesienia. Obie te cechy są

powszechne także na Księżycu. W kilku
miejscach pow ierzchnia M erkurego

jest dość płaska, prawie

pozbawiona kraterów, ale nie ma

tutaj odpow iedników w ielkich

księżycowych mórz.

► Astronom ow ie przypuszczają,

że M erkury ma duże
jądro żelazo-niklowe. Ponad

nim leży prawdopodobnie warstwa
lżejszych skał, którą okrywa

jeszcze lżejsza skorupa.

M erku ry krąży tak blisko S łońca, że na ziem skim niebie

zawsze pojaw ia się w o kolicach tarczy słonecznej. D late­
go m ożem y zobaczyć go jedynie na p o ra n n y m niebie, nad

w schodnim h o ry zon tem tu ż przed w schodem Słońca lub

na niebie w ieczornym , nad zach od nim h oryzon tem tuż
po zachodzie Słońca. Kiedy M erk ury świeci najjaśniej,
w ygląda ja k różow aw a gw iazda. Przez teleskop poza

kilko m a niew yraźnym i plam am i tru d n o jest dostrzec

jak ieś szczegóły na tarczy planety.

M erku ry jest po P lu to nie najm niejszą p lan etą U k ład u

Słonecznego. Swymi rozm iaram i przew yższa nieznacznie

Księżyc i p o d o b n ie ja k on nie m a atm osfery. P ow ierzch­

nia M erku reg o rów nież przy p o m in a księżycow ą, gdyż

usiana jest k rateram i. P ow stały one m iliony lat tem u,

kiedy planetę b o m b ard o w ały po tężne m eteoryty.

M erku ry tym się różni od K siężyca, że nie m a na nim

„m ó rz ". T w orem najbardziej rzucającym się w oczy na

pow ierzchni M erk urego jest p o tężn a, kolista R ów nina

U p ału o średnicy o k o ło 1400 km . M usiała pow stać po

u p ad k u praw dziw ie gigantycznego m eteo ry tu , któ ry sp o ­

w odow ał poza tym pom arszczenie się pow ierzchni p lan e­
ty. U k ształto w an e w ów czas „fale" łańcuchów górskich

ciągn ą się w dużej odległości od R ów niny.

Skorupa

13

Wenus

Ze w szystkich p lanet W enus m oże zbliżyć się do Ziemi

najbardziej — zaledw ie na 42 m iliony kilom etrów . R oz­

m iaram i niem al bliźniaczo p rzy p o m in a naszą planetę.
Ziem ia i W enus różnią się je d n a k znacznie pod innym i

w zględam i. W enus w iruje w okół swej osi b ard zo wolno:
w enusjański dzień trw a 243 dni ziem skich. Poza tym

o b ró t ten odbyw a się w kieru n k u przeciw nym niż Ziemi

i innych planet. W enus jest po Księżycu najjaśniejszym

obiektem naszego nocnego nieba. C zasam i w idzim y ją
w ieczorem nad zachodnim h oryzon tem i w tedy nazy w a­
my G w iazdą W ieczorną. Innym razem świeci rankiem

n ad w schodnim horyzontem ja k o G w iazda P o ran n a.

W enus o g ląd an a przez teleskop ukazuje fazy p o d o b n e do

faz Księżyca: od cienkiego sierpu d o pełnej tarczy.

N a W enus p an u ją zupełnie nieziem skie w aru n k i. T em ­

p e ra tu ra jej pow ierzchni wynosi p o n ad 480°C. Ciśnienie

atm osferyczn e praw ie sto k ro tn ie przew yższa ciśnienie na

pow ierzchni Ziem i. W enusjańskie piekło jest skutkiem

istnienia na planecie grubej atm osfery , zbu do w an ej prze­

de w szystkim z d w u tlen k u węgla. Ten ciężki gaz działa jak
szklarnia: pozw ala na ogrzan ie planety, ale nie dopuszcza
do ucieczki ciepła w przestrzeń.

A tm osferę W enus zawsze w ypełniają chm ury. D o sk o ­

nale o d bijają one św iatło słoneczne i dlatego W enus jest
tak ja sn a . C h m u ry są zb u d o w an e z d ro b n y ch kropelek

kw asu siarkow ego. K w as ten p o w stał p raw d o p o d o b n ie

z d w utlen k u siarki w yrzuconego p odczas w ybuchów
w enusjańskich w ulkanów .

< Chm ury w atm osferze Wenus. Zdjęcie wykonane

w ultrafiolecie przez sondę kosm iczną M a rin e r 10
w roku 1974. Szczelna powłoka chm ur to wszystko, co
m ożemy dostrzec, patrząc na Wenus z Ziem i.

Jeżeli jednak posłużym y się radarem, uda nam się
zajrzeć pod chmury. Fale radiowe wysyłane
przez radar dotrą do powierzchni i odbiją się od niej,
pow racając na Ziem ię. Z analizy fal odbitych
potrafim y odtw orzyć obraz pow ierzchni Wenus.

T Powierzchnia Wenus w zasięgu

ręki. Mimo m iażdżącego ciśnienia

i wysokiej tem peratury, sondy
kosmiczne w ylądow ały na
pow ierzchni planety i przekazały
kolorow e obrazy. To zdjęcie

wykonała radziecka Wenus 13.

14

P ow ierzchnia W enus u k ry ta pod g ru b ą w arstw ą ch m u r

składa się głów nie z rozległych falistych rów nin. T u

i ów dzie zd arzają się o sam o tn io n e niziny i wyżyny.

R ów niny w yglądają na gęsto p o k ry te k rateram i i są

p ra w d o p o d o b n ie częścią starej sk o ru p y W enus. A stro ­
nom ow ie p rzypuszczają, że niziny były niegdyś dnam i
oceanów , k tó re w yparow ały.

U w agę p rzy kuw ają dw a duże ob szary w yżynne będące

odpow iednikam i ziem skich k o n ty n en tó w . Pierwszy leży

na półkuli północnej i nazyw a się Z iem ią Isztar. Jest mniej
więcej w ielkości A ustralii. D rugi, większy, znajduje się
w pobliżu rów nika. T o Ziem ia A fro d y ty , poró w n y w aln a

rozm iaram i z A fryką. Inne obszary w yżynne m ogą być
potężnym i w ulkanam i.

T Wenus przypom ina prawdopodobnie

swą budową Ziem ię. W samym środku znajduje się
jądro, otoczone grubym , skalnym płaszczem i cienką

skorupą. Jądro zbudowane z żelaza i niklu
może być częściowo płynne. Skorupa jest ponad
dwukrotnie grubsza od ziem skiej.

A tm osfera W enus

W enusjańską atm osferę tw orzą przede

wszystkim dwutlenek w ęgla (96%) i azot. Gęsta
atm osfera pozwala św iatłu słonecznem u na
ogrzanie pow ierzchni planety, ale później nie
dopuszcza do ucieczki ciepła w przestrzeń.

200

400

600

Tem peratura (K)

60 km

15

Mars

T ylk o W enus zbliża się d o Ziemi na m niejszą odległość

niż M ars. Bliskie sp o tk an ia M arsa i Ziemi zd a rza ją się co

26 miesięcy, po dczas opozycji ob u planet. W tym czasie

planety zn a jd u ją się po tej sam ej stro nie Słońca, o k rą ż a ­

ją c je ram ię w ram ię. W m om encie najw iększego zbliżenia

M ars jest o d d alo n y od Ziem i o niecałe 56 m ilionów

kilom etrów .

Ze w szystkich p lan et M arsa najłatw iej jest ro zp o zn ać

na niebie. Świeci ch arak tery sty czn y m czerw o no po m a-

rańczow ym św iatłem . S tąd bierze się jego d ru g a nazw a

— C zerw ona Planeta.

M ars jest pod pew nym i w zględam i p o d o b n y d o Ziemi.

Dzień na M arsie trw a tylko o 40 m inu t dłużej od

ziem skiego. N a M arsie w ystępują rów nież p ory ro ku,
gdyż oś jeg o o b ro tu — p o d o b n ie ja k oś Ziem i — jest

nach y lo n a d o płaszczyzny o rb ity planety. R ok m arsjań-

ski (687 dni ziem skich) jest ju ż je d n a k praw ie d w u k ro tn ie

dłuższy od ziem skiego. P ory ro k u są więc rów nież
d w u k ro tn ie dłuższe. Bieguny M arsa zdo b ią czapy po lar-

► Obłoki na M arsie. Kiedy Słońce wschodzi

nad m arsjańskim i kanionam i, jego prom ienie
w zbijają obłoki kryształków lodu. Pokazany tutaj obszar nosi

czarującą nazwę Labiryntu Nocy (Noctis Labyrinthus).

T Zdjęcie przesłane przez sondę Viking w roku 1976

podczas zbliżania się do Marsa. Widać na nim trzy

interesujące szczegóły. Z lewej strony zdjęcia znajduje się

jeden z czterech potężnych wulkanów Marsa, Ascraeus

Mons; w środkow ej części widać w ielką szczelinę

Doliny M arinerów ; z prawej leży oszroniony Basen Argyre.

Skorupa

B udow a M a rs a

Mars jest m niejszy od Ziem i. Jego średnica na
równiku wynosi 6794 km, czyli niew iele

więcej niż połowa średnicy Ziem i. W środku

m arsjańskiego globu znajduje się jądro

zbudowane z żelaza i jego związków.
Jądro otacza gruby płaszcz skał krzemowych,

powyżej którego leży stosunkowo gruba skorupa.

Pokrywają ją kratery, szczególnie
półkulę południową, bom bardowaną odłam kam i

skalnym i przybywającym i z zewrrątrz orbity Marsa.
Rdzawoczerwoną barwę nadają planecie
tlenki żelaza zawarte w glebie.
Najwyższym szczytem M arsa jest
dw udziestopięciokilom etrow y Olympus Mons
(u dołu), znacznie przewyższający najwyższy
szczyt Ziem i — Mount Everest.

ne. Ich wielkość zm ienia się w zależności od pory ro ku .
C zapy kurczą się na w iosnę i ro z rastają ponow nie

jesienią.

Ciemna fala

M ars nie skryw a się pod gęstą w arstw ą ch m u r ja k W enus.

Dzięki tem u m ożem y podziw iać przez teleskop różne

szczegóły jego pow ierzchni. Są tam ciem ne plam y p o d ą ­
żające za o b ro tem planety. Jed n ą z najbardziej znanych

plam jest Syrtis M ajo r, leżąca w pobliżu m arsjańskieg o
rów nika.

Inne cechy pow ierzchni M arsa zm ieniają się w raz

z poram i roku. Kiedy czapy p o larn e na pó łnocnym

i południow ym biegunie kurczą się, sunie od nich w kie­

runku rów nika tak zw ana ciem na fala. N iegdyś sądzo no ,

że to w oda z ro zto p io n eg o lodu czap p o b u d za rozw ój

m arsjańskiej roślinności. Sondy kosm iczne ustaliły je d ­
nak, że na M arsie nie m a ani żadnych roślin, ani w ogóle
życia w jakiejkolw iek postaci.

A tm osfera M ars a

C iśnienie atm osferyczne na powierzchni

M arsa wynosi m niej niż setną część ziem skiego.

W niższych partiach atm osfery tw orzą się
często obłoki z kryształków lodu.
W szechobecny pył nadaje m arsjańskiem u niebu
różowawy odcień. Tem peratura
(czerwona linia) zm ienia się wraz z wysokością.

Tem peratura (K)

400

Marsjański krajobraz

Przez teleskop m ożem y dostrzec na pow ierzchni M arsa

zaledw ie kilka szczegółów. W iększość inform acji o m ars-

jań sk im k rajo b razie pochodzi od sond kosm icznych,

takich ja k M a rin er i Viking. S fotografow ały one planetę,
k rążąc w okół niej i lądując na jej pow ierzchni.

P ółkulę p ó łn o cn ą M arsa tw o rzą głów nie nisko p o ło żo ­

ne rów niny ze sto su n k o w o m ałą liczbą kraterów . P ółkula
połu d n io w a to znacznie starsza sk o ru p a , p o k ry ta licz­
nymi k ra te ram i. Z n ajd u ją się na niej dw a duże baseny,
pow stałe m iliony lat tem u w skutek u p a d k u potężnych

m eteorytów . W iększy z nich, Basen H ellas, m a średnicę
p o n ad 1600 km . Jest on d w u k ro tn ie większy od leżącego
na zachodzie B asenu A rgyre.

Jed n ą z najbardziej interesujących form acji M arsa jest

w ielka szczelina w pow ierzchni p lanety, ciągnąca się
w pobliżu rów nika przez p o n ad 5000 km . W niektórych
m iejscach jest o n a szeroka na przeszło 200 km i na 5 km

głęboka. N a zw an o ją D oliną M arinerów , na cześć serii
sond kosm icznych, z k tórych je d n a ją od kry ła.

N a p ó łn ocny zachód od D oliny M arin eró w znajdu ją

się cztery potężne wygasłe w ulkany. T rzy z nich stoją

w szeregu na G rzbiecie T h arsis i są w ysokie na 20 km.
G ó ru je je d n a k nad nim i czw arty w ulkan — O lym pus

M on s — o 5 km od nich wyższy, m ający u pod staw y

blisko sześćsetkilom etrow ą średnicę.

Rzeki na Marsie

W okó ł w u lk anó w są w idoczne w yżłobienia, którym i
niegdyś spływ ała lawa. G dzie indziej sp o tk a ć m oż­
na zagłębienia b ard zo p rzyp om in ające w yschnięte k o ry ­
ta ziem skich rzek. Czy rzeczywiście na M arsie płynę­

ły kiedyś rzeki? N iem al na pew no tak , ale wiele m i­

lionów lat tem u.

W ody d o starczały p ra w d o p o d o b n ie w ybuchy w u lk a­

nów. W o da p aro w ała i razem z gazam i w yrzucanym i

przez w ulkan y tw orzyła dość gęstą atm o sferę, w której

m ogły po w staw ać chm ury. Z ch m u r tych sp ad ał deszcz.

Dzisiaj rzeki ju ż na M arsie nie pły ną, lecz wciąż m ożna

odnaleźć w atm osferze ślady p ary w odnej. Dzięki tem u
od czasu do czasu p ojaw iają się jeszcze obło ki i p o ra n n e

mgły w k an io n ach . A stro n o m o w ie sądzą, że w od a jest
uw ięziona tak że w czapach p o larny ch okryw ających oba
bieguny M arsa.

▼ Mapa pow ierzchni Marsa wykonana na podstawie

obserw acji radarowych prowadzonych z Ziem i.
Najbardziej rzucającą się w oczy form acją jest G rzbiet
Tharsis (leży na długości 90°). Wieńczą go trzy potężne
wulkany. Na południow y wschód od Grzbietu znajduje się
kolista depresja — Basen Argyre. Jeszcze bardziej na
wschód leży dużo w iększy Basen Hellas.

18

► Lód na Marsie. Duże połacie lodu

wciąż tkw ią na rdzawoczerwonym
gruncie Marsa. Zdjęcie
wykonano w połow ie m arsjańskiego

lata, w pobliżu północnego

bieguna planety. Płaty lodu leżą na

lewo od lodowej czapy, uform owanej
poprzedniej zimy. Zim ą lodowe

czapy rozrastają się z obu

biegunów w kierunku niższych

szerokości. Później kurczą się, kiedy

lód w yparow uje podczas lata. Lodowe

czapy tw orzy przede wszystkim
zam arznięta woda, z m ałym i ilościam i
suchego lodu, czyli zestalonego
dwutlenku węgla.

Vikingi

na M a rs ie

W roku 1976 dwie am erykańskie
sondy kosmiczne Viking w eszły na orbitę
wokół Marsa. Następnie odłączyły się od nich
dwa statki, które w ylądow ały na powierzchni

planety, wykonując w iele zdjęć. Zdjęcie

z prawej strony przedstaw ia widok z sondy

Viking 1, a poniżej — z sondy Viking 2. Na obu

w idzim y uderzająco podobny krajobraz: na

m iałkim , rdzawym gruncie rozrzucone są
liczne skały. Pokrywają je tysiące m aleńkich

wgłębień, powstałych w wyniku uderzania
ziarenek piasku unoszonych przez wiatr.

19

Dalekie światy

Fakty w pigułce

• Jow isz ma masę
ponad dw ukrotnie większą

od m asy wszystkich

pozostałych p la ne t razem

wziętych.

• Żadna z planet-

-olbrzym ów nie ma sta łej
pow ierzchni; pokryw ają je
oceany ciekłego wodoru.

• Jowisz, Saturn i Neptun

w yprom ieniow ują

dw ukrotnie w ięcej ciepła,
niż go otrzym ują od Słońca.

• N ajsilniejsze w iatry

w Układzie Słonecznym
wieją na Saturnie.

Ich prędkość na rów niku

planety dochodzi do

1800 km/godz.

• Od roku 1979 Neptun je s t

najdalszą planetą
i pozostanie nią do
roku 1999, kiedy to Pluton

przekroczy orbitę Neptuna,
pow racając do ro li

najdalszej pla ne ty Układu
Słonecznego.

W zewnętrznych obszarach Układu Słonecznego,
tysiące m ilionów kilometrów za orbitą Ziemi, krąży pięć

zamarzniętych planet. Cztery z nich — Jowisz,

Saturn, Uran i Neptun — są olbrzymimi kulami gazu.

M im o że znajdują się tak daleko, wiemy o nich dużo.
Dotarły do nich sondy kosmiczne, przesyłając nam zrobione

z bliska zdjęcia i wiele interesujących informacji. Jedynie mały
lodow y światek Plutona pozostaje wciąż zagadką.

20

► Voyager 2 w ykonał to

zdjęcie Saturna z odległości
43 m ilionów kilom etrów.
Sztucznie dobrane kolory

mają uwydatnić strefowość
atm osfery planety i piękny

system pierścieni.

Jowisz

Licząc od Słońca, n astęp n ą p lan etą po M arsie jest Jow isz.

M iędzy C zerw oną P lanetą i Jow iszem znajduje się

przerw a szerokości p o n a d 500 m ilionów kilom etrów .

M ożna by się spodziew ać w tym m iejscu jakiejś planety.
Z am iast niej o dnajd u jem y tam g ro m ad k ę m ałych skalis­

tych ciał, krążących w okół Słońca w pasie o znacznej
szerokości. N azyw am y je astero id am i lub p lanetkam i.

T ylko Księżyc i W enus świecą jaśniej od Jow isza na

ziemskim nocnym niebie. Błyszczy on tak ja s n o dzięki
swym ogrom nym rozm iaro m i w ypełnionej chm uram i

atm osferze, k tó ra b ard zo do b rze o dbija św iatło słonecz­

ne. W m itologii R zym ian Jow isz był królem bogów .

T rzeba przyznać, że jest to właściw e imię dla największej

planety, k tó ra m oże pom ieścić w swej objętości 1300

planet w ielkości Ziem i. Ś rednica Jow isza jest 11 razy

większa od średnicy Ziemi.

Jow isz p od pew nym i w zględam i p rzy p o m in a bardziej

gwiazdę niż planetę ta k ą ja k Ziem ia. P o d o b n ie jak

gw iazda je st zb u d o w an y z gazu, głów nie z w o d o ru i helu.

M a silne pole m agnetyczne i wysyła ciepło, fale radiow e,

a naw et prom ien io w an ie rentgenow skie. G d y b y Jow isz

był jeszcze większy, z pew nością zacząłby świecić ja k o

gw iazda.

P o d ob nie ja k inne p lanety-olb rzym y Jow isz jest śro d ­

kiem dużego u k ład u satelitarn eg o. N ajw iększy księżyc

Jow isza, G an im edes, przew yższa rozm iaram i M erk u re­
go. I tak ja k w w y p ad k u S a tu rn a , U ra n a i N e p tu n a ,
w okół Jow isza też k rążą pierścienie, zbyt zresztą n iep o­

zorne, aby m ożn a je było do strzec z Ziem i.

K iedy obserw ujem y Jow isza przez duży teleskop, w i­

dzim y tarczę planety p od zielon ą na jasn e i ciem ne,
czerw onaw e pasm a. Jasn e pasm a nazyw am y strefam i;

ciem ne — p asm am i. W strefach i pasm ach m ożna

odnaleźć całą m enażerię dziw nych tw orów , k tó re a s tro ­

nom ow ie o kreślają ja k o plam y, ow ale, sm ugi, w oale

i pióropusze.

G azo w y olbrzym

< W nętrze Jowisza skrywa jądro

z żelaza i skał, oblane w arstw ą ciekłego

wodoru m etalicznego, głębokim
oceanem zw ykłego ciekłego wodoru
i atm osferą z gazu wodorowego.

1000 km

▲ W iększość szczegółów na tarczy

Jowisza pojaw ia się i znika z upływem

czasu. Jaśniejsze pasma (strefy) to

m iejsca, w których ciepły i w ilgotny gaz
unosi się do góry. C iem niejsze pasma
(pasy) to obszary opadania zim nego
i suchego gazu. Faliste wzory pokazują,

w których m iejscach w iatry powodują
zaw irow ania chmur.

21

Jowiszowa pogoda

Jow isz w iruje w okół swej osi b ard zo szybko, najszybciej
ze w szystkich planet. Pełny o b ró t trw a niecałe 10 godzin.

W yw ołuje to interesujące zjaw iska. P laneta w ybrzuszyła

się na rów niku i spłaszczyła na biegunach. C h m u ry
w atm osferze p o ru szają się w oddzielnych jasnych i ciem ­

nych pasm ach (strefach i pasach), ułożonych na przem ian

rów nolegle do rów nika.

Szybka ro tac ja w yw ołuje potężne w iatry strefow e,

zw ane p rą d a m i strum ieniow ym i, k tó re wieją ze w schodu

na zachód. O dd ziału ją one z w znoszącym i się i o p a d a ją ­

cym i p rą d am i, potężnie m ieszając atm osferę. Efektem

m ieszania są fale, wiry i inne zjaw iska, k tó re o b ser­

w ujem y na tarczy planety. N ajw iększym i najdłużej

trw ającym zjaw iskiem jest W ielka C zerw ona Plam a

— p otężny cyklon w atm osferze Jow isza.

Białe ob łok i w atm o sferze planety sk ład ają się z krysz­

tałkó w a m o n iak u . O błoki te leżą wyżej i są zim niejsze od

czerw onaw ych ch m u r, zb u d o w any ch p ra w d o p o d o b n ie

z a m o n ia k u i siark o w o d o ru . O błoki p oło żo n e jeszcze

niżej m ają niebieskaw y k o lo r i zaw ierają kryształki

zam arzniętej wody.

Sondy kosm iczne dostrzegły jeszcze inne przejaw y

aktyw ności w atm osferze Jow isza. Z auw ażyły jasn e bły­

ski w czasie jow iszow ej nocy i w o b szarach o k oło biegu no -

wych od kryły zorze. P rzy po m in ają on e ziem skie zorze

p o larn e , ale w znacznie większej skali. P ojaw iają się,
kiedy elektrycznie n aład o w an e cząstki z pasów radiacyj­

nych Jow isza zd erzają się z ato m am i atm o sfery planety.
Pasy radiacyjne to o bszary, w k tó rych silne pole m ag­

netyczne Jow isza uwięziło te cząstki.

W ielka C ze rw o n a P lam a

Po raz pierw szy astronom ow ie zauważyli

W ielką Czerwoną Plamę na Jowiszu jakieś 300 lat temu.
Widać ją do dzisiaj. W ciągu tych lat zm ieniała swą

w ielkość i obecnie ma 28 000 km długości i 14 000 km

szerokości. Plama leży na południow ej półkuli
Jowisza, utrzym ując się na szerokości około 20°.

Niegdyś sądzono, że może być związana z jakim ś wysokim
punktem pow ierzchni planety lub z wybuchającym
wulkanem. Sondy kosmiczne pokazały jednak, że jest

w ielkim w irującym okiem cyklonu. Plama w iruje
w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara mniej
w ięcej raz na 6 dni. Uczeni przypuszczają, że jej kolor
spowodowany jest obecnością czerwonego fosforu.

▲ W ielka Czerwona Plama jest

najpraw dopodobniej obszarem

w ysokiego ciśnienia. Jej w ierzchołek
wznosi się na około 8 km nad w arstw ą
chmur, która otacza Plamę.

M Zdjęcie W ielkiej Czerwonej Plamy

wykonane przez sondę kosmiczną

Voyager 1. W idać na nim

w ielkie zaw irow ania w atm osferze

(nad Plamą) i trzy białe plamy
(pod nią). One też są w iram i.

► W ielka Czerwona Plama w idnieje

także na innym zdjęciu Voyagera 1,

obejm ującym całą tarczę Jowisza.

Księżyc przebiegający przed tarczą
planety to lo, najbliższy z czterech

w ielkich satelitów Jowisza.

22

23

Saturn

Aż d o końca X V III w ieku S atu rn a u w ażan o za najdalszą
planetę. Z najd u je się on niem al dw a razy dalej od Słońca

niż Jow isz, w odległości p o n ad m iliarda kilom etrów . N a
w ykon anie pełnego o k rążen ia w okół Słońca po trzeb uje

blisko 30 lat ziem skich.

S a tu rn a łatw o jest do strzec gołym okiem . D o p o ­

dziw iania jego najbardziej charakterystycznej cechy
— system u jasn y ch , cienkich pierścieni — p o trze b a już

je d n a k teleskopu. Z ew nętrzna średnica pierścieni wynosi

p o n a d 270 000 km , a ich szerokość sięga o k o ło 60 000 km.

Pierścienie d o b rze o dbijają św iatło i bez nich S atu rn

świeciłby znacznie słabiej. W m iarę ja k p lan eta w ędruje
po orbicie, oglądam y pierścienie pod różnym i kątam i.

Pływający po wodzie

T ylk o Jow isz jest większy od S atu rn a, k tórego średnica
praw ie dziesięciokrotnie przew yższa średnicę Ziem i. S a­

tu rn , m im o swych jasnych pierścieni, pod w ielom a wzglę­

dam i przy p o m in a Jow isza. Jest olbrzym ią kulą gazu
o to czo n ą w ielom a księżycam i (m a ich co najm niej 22).

W iruje w okół swej osi b ard zo szybko, w ybrzuszając się

na ró w niku i spłaszczając na biegunach. N a zdjęciach
tarczy plan ety m ożem y zauw ażyć rów noległe pasy i strefy

utw o rzo n e przez krążące w atm osferze obłoki. Nie są one

je d n a k tak w yraźne i tak barw ne, ja k na Jowiszu.

S aturn ow i tow arzyszy tak że silne pole m agnetyczne
i o tacz ają go pasy radiacyjne p o d o b n e do ziemskich

pasów Van A llena.

S atu rn , m ający gęstość ró w ną 0.7 gęstości wody,

zb u d o w an y jest z m aterii lżejszej od m aterii Jowisza

i w szystkich innych p lan et U k ład u Słonecznego. Gdyby

kulę w ielkości i m asy S a tu rn a um ieścić w olbrzym im

oceanie w ody, un osiłaby się na pow ierzchni.

Ciekły w odór

m etaliczny

Ciekły
wodór

Atmosfera

▲ Saturn, tak jak każda planeta,

wykonuje dwa podstawowe ruchy.
Okrąża po orbicie Słońce i w iruje
w okół swej osi. Pierścienie opasujące

rów nik planety przedstaw iają się nam
różnie, w zależności od położenia

Saturna na orbicie, na której
obiegnięcie planeta potrzebuje 29 lat

i trochę. Czasami pierścienie
ustaw iają się do nas kraw ędzią (1, 7).

< Saturn, podobnie jak Jowisz, ma

prawdopodobnie małe jąd ro ze skał
i żelaza o masie od 3 do 10 razy

w iększej od masy Ziem i. Wokół jądra
znajduje się gruba w arstw a wodoru
zgniecionego przez wysokie ciśnienie
do postaci m etalicznej. Wyżej leży
głęboki ocean zwykłego, płynnego
wodoru. Atm osferę tw orzy przede
wszystkim gazowy w odór z niew ielką
dom ieszką helu.

24

A Kilka pasów w iatrów w północnych obszarach Saturna.

Nienaturalne kolory mają uwydatnić dodatkowe

szczegóły. Faliste struktury i owalne w iry wskazują,
że atm osfera „ k ip i" .

T Zdjęcie Saturna w naturalnych kolorach wykonane

przez Voyagera 2. Widać w yraźnie podział tarczy
planety na pasma. Czarna plamka poniżej pierścieni to

cień Tethys, jednego z ponad 20 księżyców Saturna.

Szybkie wiatry

S atu rn jest b ard zo w ietrzną planetą. W iatry wieją tam

przew ażnie z zach o d u na w schód. Najsilniejsze są w

pobliżu rów nik a, gdzie osiągają za w ro tn ą prędkość

1800 km /godz. W m iarę o d d a la n ia się od rów nika ku

p ółn o cn em u i p o łud niow em u biegunow i p lanety, p ręd ­

kość w iatró w spad a.

N a szerokości o k o ło 35° na p ółn oc i połu dn ie od

rów n ik a d och od zi d o niezw ykłego zjaw iska. W iatry nagle

zm ieniają kierunek i zaczynają w iać w d ru g ą stro n ę, ze

w schodu na zachód. N a jeszcze w iększych szerokościach
w iatry po no w n ie zm ieniają kierunek i tak dalej, aż do

biegunów . W ten sp o só b w iatry u k ła d a ją się w szereg
rów noległych pasów .

N a gran icach pasów u tw o rzony ch przez w iatry wiejące

w przeciw nych k ierun kach pow staje kipiel, czyli pojaw ia
się turbu len cja. T ow arzyszą jej g w ałtow ne burze. W idzi­

my je na tarczy p lan ety w postaci bladych lub ciem nych
plam . Ż a d n a z nich nie jest je d n a k tak d u ża i nie trw a tak
dług o, ja k W ielka C zerw ona P lam a na Jow iszu.

Pierścienie i pierścionki

Świecące ja sn o pierścienie, k tó re o pasują S atu rn a, są

jedn ym z cudów U k ład u Słonecznego. Jow isz, U ran

i N e p tu n także m ają pierścienie, lecz nie m ożna dostrzec
ich z Ziem i. Pierścienie S atu rn a n ato m iast przedstaw iają

w spaniały w idok, kiedy ogląd a się je przez teleskop.

R ozciągają się na lewo i p raw o od tarczy planety na

odległość p o n ad 270 000 km , czyli d w u k ro tn ie w iększą od

jej średnicy.

Przez teleskop m ożem y zobaczyć trzy głów ne pierś­

cienie, oznaczone literam i A, B i C. N ajbardziej zew nętrz­

ny pierścień A oddziela od pierścienia B ciem na szczelina,

nazyw ana przerw ą C assiniego. O b a pierścienie są jasne.

W ew nątrz pierścienia B znajduje się ciem niejszy pierścień

C, zw any krepow ym . Pierścienie, utw o rzo n e przez bryłki
skał i lodu, są szerokie, ale cienkie. Kiedy patrzym y na nie
od strony kraw ędzi, stają się praw ie niew idoczne. W nie­
których m iejscach ich g rubość nie p rzekracza 200 m.

Jak iś czas tem u sądzono, że pierścienie są p o zo stało ś­

cią po rozerw anym na kaw ałki satelicie S atu rn a. Bardziej

p ra w d o p o d o b n a w ydaje się jed n ak hipoteza, że tw orzy je
m ateriał p ozostały z czasów form o w ania się planety.

Wirujące pierścionki

K iedy so nd a kosm iczna Voyager d o ta rła do S atu rn a,

pierścienie ok azały się z bliska jeszcze ciekaw sze. R oz­

padły się bow iem na tysiące pojedynczych, dro bn ych
pierścieni. Te „p ierścio n k i" są w ąskim i ścieżkam i, na

który ch u trzym ują się bryłki skał i lodu, w szybkim

tem pie o k rążające planetę w płaszczyźnie jej rów nika.
M o żna w śród nich sp o tk ać zaró w n o m ikro sk o p ijn e zia­
renka, ja k i głazy o średnicach p o n a d 10 m.

Sondy z serii Voyager o dk ry ły rów nież kilka now ych

pierścieni, nie o bserw ow anych z Ziem i. W ew nątrz pierś­

cienia C leży b ard zo słaby pierścień D, rozciągający się

p ra w d o p o d o b n ie aż d o górnych w arstw o b ło kó w w a t­

m osferze S atu rn a. S pośród pierścieni do strzeżon ych na

zew nątrz pierścienia A najciekaw szym o k azał się b ardzo
w ąski pierścień F. T w orzy go kilkanaście niezwykle
sp lątany ch cienkich kręgów . Sondy ujaw niły także kilka

m aleńkich księżyców, krążących w okół planety w p o ­
bliżu kraw ędzi niektó ry ch pierścieni. N a zw ano je księży­

cam i pastuszym i, gdyż o d działu ją na bryłki m aterii,
p o m ag ając im utrzy m ać się w ew nątrz pierścienia.

▲ Na zdjęciu w yraźnie widać pierścienie

A i B rozdzielone ciem ną przerw ą Cassiniego

W pierścieniu B rozchodzą się prom ieniście
dziwne ciem ne sm ugi, nazywane szprycham i,

które w iru ją razem z pierścieniem .

< Pierścienie Saturna to tak naprawdę wiele

drobnych „p ie rś c io n k ó w ". Zdjęcie poddano
obróbce kom puterowej, aby przez

podkolorowanie uwydatnić strukturę wąskich
pierścieni. Zdjęcie obejm uje przede wszystkim

pierścień C, pierścień B leży na zewnątrz,
w lewej części obrazu. Różne barwy w skazują na
różne rodzaje bryłek tworzących pierścienie.

26

▲ Astronom ow ie uważają, że niew ielkie księżyce pastusze

pomagają bryłkom m aterii utrzym ać się w wąskich
pierścieniach. Kiedy księżyc przebiega przez pierścień,
ruch szybkiej, wewnętrznej cząstki zostaje

spowolniony przez jego graw itację i schodzi ona

na niższą orbitę. Natom iast ruch w olniejszej,

zewnętrznej cząstki zostaje przyspieszony i cząstka

przesuwa się na orbitę wyższą.

N iezw ykły p ierścień F

Po zewnętrznej stronie saturnowego
pierścienia A znajduje się pierścień F, szeroki na
niecałe 150 km. Jest on zbyt wąski, by można go było

zobaczyć z Ziem i. Tworzy go dziesięć splecionych
ze sobą kręgów, w yglądających razem jak
warkocz (powyżej). Przypuszcza się, że efekt
splatania powodują graw itacyjne zaburzenia
w yw ołane przez pobliskie księżyce pastusze.

► Sonda Voyager 2 wykonała to

piękne zdjęcie Saturna z odległości

3 400 000 km, kiedy zakreślała

pętlę, by udać się do kolejnego portu
przeznaczenia — Urana. Zdjęcie

bardzo w yraźnie ukazuje klasyczne

pierścienie A, B i C. Proszę zauważyć,

jak przezroczysty jest pierścień
wewnętrzny. Pierścień B
jest gęstszy i zakrywa dysk planety.
Proszę zw rócić również uwagę na
ciemny cień rzucany przez
pierścienie na Saturna.

Planety zewnętrzne

WÊÊÊKÊtÊÊÊÊiniÊÊÊÊÊÊÊÊÊÊÊÊÊIÊÊÊÊÊÊÊÊÊÊÊK^^

A ngielski a stro n o m W illiam H erschel o d k ry ł U ra n a

w 1781 ro k u , b io rąc go zrazu za kom etę. P lan eta ta krąży

p o n a d dw a razy dalej od Słońca niż S atu rn , w odległości
praw ie 3 m iliardów kilom etrów .

U ra n jest w yjątkow ym przy p ad k iem w śród planet,

gdyż jeg o oś o b ro tu leży praw ie d o k ład n ie w płaszczyźnie

o rb ity plan ety, o d ch y lo n a od niej jedynie o 8°. O znacza
to, że biegnąc w przestrzeni, U ra n raczej się toczy, niż

kręci w pozycji m niej więcej pionow ej, tak ja k większość

p la n e t naszego układu.

U ra n znajduje się zbyt dalek o i nie m ożem y go

zobaczyć gołym okiem . N aw et p otężn y teleskop u kazuje

jedyn ie niebieskaw ozieloną tarczę. K o lo r n ad aje planecie

obecny w jej atm osferze m etan. M etan a b so rb u je część

czerw oną w idm a słonecznego, po zostaw iając niebiesko-
zieloną. N a tarczy U ra n a nie w idać ża dnych szczegółów,

naw et z niewielkiej odległości, na ja k ą zbliżyły się sondy

kosm iczne.

P o d o b n ie ja k Jow isz, U ra n też je st o to czo n y przez

słabe pierścienie, k tó ry ch nie m ożem y dostrzec z Ziem i.

Z ao b serw o w ała je je d n a k so n d a V oyager 2. U ra n m a co
najm niej 10 w ąskich pierścieni, utw o rzo n y ch przez duże

bryły ciem nych skał. N ajg ru b szy pierścień, oznaczony

greck ą literą epsilon, jest szeroki na o k o ło 100 km . Skalne

▲ ► Zdjęcia Urana wykonane przez Voyagera

w 1986 roku. Zdjęcie u góry przedstaw ia w sztucznych
kolorach jasny obłok (u góry, z prawej), unoszący
się w atm osferze planety. Z prawej: jasny sierp Urana
w naturalnych barwach.

bryły utrzym uje p ra w d o p o d o b n ie w pierścieniu p ara
niedużych księżyców pastuszych. W o k ó ł U ra n a krąży

jeszcze co najm niej 13 innych księżyców.

Bliźniaczy Neptun
Po odkryciu U ra n a astro n o m o w ie zauw ażyli, że jego
orbita nie jest w ystarczająco regularna. Zaczęli więc

podejrzewać istnienie jeszcze jednej planety, w pływ ającej
swą graw itacją na ruch U ra n a . W 1846 ro k u p lan eta ta
została o d k ry ta przez niem ieckiego a stro n o m a Jo h a n n a

G ottfrieda G allego. N a zw an o ją N ep tu n em .

N eptun jest czw artą o lbrzym ią p lan etą , u stęp u jąc

wielkością tylko nieznacznie U ranow i. Przez większą
część 165 lat, p o trzeb n y ch m u do zakreślenia pełnej

orbity w ok ół Słońca, N e p tu n jest p rz ed o statn ią p lan etą
U kładu Słonecznego. D o ro k u 1999 N e p tu n będzie

jednak p lan etą najdalszą, gdyż P luton biegnie obecnie

wewnątrz o rb ity N e p tu n a .

A stronom ow ie są w stanie dostrzec przez teleskop

zaledwie kilka szczegółów tarczy N e p tu n a . B ogate in fo r­

macje przyniosły d o p iero ob razy przesłane w 1989 ro k u

przez sondę kosm iczną V oyager 2. P lan eta m a barw ę

głębokiego b łęk itu dzięki obecności w atm osferze, z b u d o ­
wanej głównie z w o d o ru i helu, pew nych ilości m etan u.

Pogoda na N e p tu n ie zm ienia się znacznie gw ałtow niej niż

na spokojnym U ranie.

Pluton

i

C haron

Dziewiąta planeta, Pluton, została odkryta dopiero
w 1930 roku przez am erykańskiego astronom a
C lyde'a Tombaugh. Przez w iększość z 248 lat,
potrzebnych Plutonowi do okrążenia Słońca, jest on
planetą najdalszą. W tej chw ili w ędruje jednak
w ew nątrz orbity Neptuna. Pluton jest bez w ątpienia
najm niejszą planetą, m niejszą nawet od naszego

Księżyca. Zbudowany jest głów nie ze skał i lodu
i otoczony metanową atmosferą. Ma jeden księżyc,
nazywany Charonem. Jest on zadziw iająco

duży jak na księżyc — tylko o połowę m niejszy
od swej m acierzystej planety.

Plutona z Charonem pokazuje poniższe zdjęcie.

▲ Uran ma ciężkie jądro w ielkości Ziem i zbudowane

z żelaza i skał. Otacza je ocean gorącej wody

i amoniaku, głęboki na około 8000 km. Atm osferę tw orzą

wodór, hel i metan.

T Na zdjęciu przesłanym na Ziem ię w 1989 roku

przez Voyagera 2 widać pasma chmur
w atm osferze Neptuna. Nienaturalna czerwień brzegu

tarczy planety wskazuje na obecność m gieł. Ciemna

plama z białym środkiem to prawdopodobnie cyklon.

29

w

Śmietnik Układu Słonecznego

Fakty w pigułce

• Każdego dnia 100

m ilionów meteorytowych

cząsteczek spala się

w ziem skiej atmosferze.

• Każdego roku Ziem ia
zyskuje na wadze praw ie
5 m ilionów ton w wyniku

osiadania na n ie j pyłu

meteorytowego.

• Meteoryt, który wybił

w ielki krater w Arizonie,

m ia ł siłę niszczącą
bom by wodorowej.

• Kometę Halleya

obserwowano podczas

każdego je j pow rotu

począwszy od 87 roku przed

Chrystusem.

• Jądro komety Halleya je s t

aksam itnie czarne
i przypom ina kształtem

ziem niak o długości

około 15 km.

• Ogon bardzo ja sn e j

,, d zie nn ej' ’ kom ety roku 1843
ciągnął się przez

330 m ilionów kilometrów.

► Meteor ważący ponad

1000 ton przemyka

przez atmosferę jak
płaski kamyk, ślizgający się
po powierzchni wody.

Pozostawia za sobą
ognisty ślad, wyraźnie

widoczny w świetle
dziennym. Gdyby spadł na

Ziem ię, mógłby
spowodować wielkie

zniszczenia.

Poza planetami i ich księżycami w skład Układu Słonecznego

wchodzi dużo znacznie mniejszych ciał. Te, które nazywamy
planetkami, krążą wokół Słońca w szerokim pasie

między orbitami Marsa i Jowisza, lecz są zbyt daleko od

Ziemi i mają zbyt małe rozmiary, aby można je było dostrzec

gołym okiem. Inne ciała niebieskie potrafią za to
stworzyć prawdziwe widowisko, prezentując jasną głowę

i długi, efektowny warkocz. Są to komety. Mniejsze kawałki
skalnej materii, schwytane przez ziemską grawitację,

wpadają do atmosfery i spalają się. Pozostawiają za sobą
ognisty ślad, który nazywamy meteorem lub spadającą gwiazdą.

Planetki i komety

Po procesie pow staw ania planet, zakończonym mniej

więcej 5 m iliardów lat tem u, pozostało wiele skalnych
i lodow ych brył. N ajw iększa ich kolekcja zebrała się
w szerokim pasie m iędzy orbitam i M arsa i Jow isza. Bryły

te nazyw am y planetkam i lub asteroidam i. O d k ry to ju ż

kilka tysięcy planetek o średnicach od 1 d o 1000 km.

Planetki są kaw ałkam i s k a ł; pod wpływem słonecznego

ciepła ju ż d aw no w yparow ał z nich lód, który mogły
zawierać. Wiele brył m aterii pozostało jed n ak w swym

pierw otnym , niezm ienionym od narodzin U k ład u Słonecz­

nego stanie. W iększość z nich zachow ała lód, przebyw ając
na m roźnych rubieżach U kładu Słonecznego, gdzie nie

sposób ich dostrzec. Jednakże niektóre z nich od czasu do

czasu trafiają w pobliże Słońca. Jego ciepło pow oduje

parow anie lodu, w okół bryłki tw orzy się gazow y obłok

i tak pojaw ia się kom eta.

K om ety należą do najefektow niejszych ciał niebieskich.

Najjaśniejszym z nich w yrasta w arkocz, któ ry m oże się

ciągnąć naw et przez połow ę nieba. N iektó re z kom et są tak

jasne, że w idać je także w ciągu dnia (tak było na przykład

z kom etam i z lat 1882 i 1910). Pojaw ienia się większości

kom et nie m ożna przewidzieć. W daw nych czasach takie
nieoczekiwane przybycie kom ety przerażało ludzi, którzy

przypisywali jej m oc rzucania złego u ro k u i traktow ali ja k o
zapowiedź nieszczęść — wojen, zaraz, nieurodzajów , p o ­

wodzi, a naw et śmierci.

A Ten dziobaty kawałek skały jest księżycem Marsa,

Fobosem, mającym średnicę blisko 30 km. Fobos
prawdopodobnie był niegdyś planetką, krążącą na skraju pasa

asteroid. Pewnego razu, dawno temu, zawędrował
zbyt blisko Marsa i, schwytany przez grawitację

planety, stał się jego satelitą.

< Kometa Halleya sfotografowana

na tle gwiazd w kwietniu 1986 roku.

W tym czasie znajdowała się
w perygeum swej orbity, jakieś
63 m iliony kilom etrów
od Ziemi. W owym roku kometa

była najlepiej widoczna na południowej
półkuli nieba. Ponieważ kometa
Halleya odwiedza naszą część
Układu Słonecznego tylko raz
na 76 lat, będzie można zobaczyć ją
ponownie dopiero w 2061 roku.

Teleskop, którym wykonano to zdjęcie,

przez cały czas godzinnego
naświetlania kliszy przesuwał się za
kometą. Gwiazdy zostaw iały na kliszy

długie ślady w m iarę tego, jak kometa

przem ieszczała się po orbicie. Nazwa
komety pochodzi od nazwiska

angielskiego astronoma Edmonda

Halleya, który jako pierwszy

zorientow ał się, że obserwacje komet

powtarzające się regularnie co
76 lat odnoszą się do samej komety.
Halley posłużył się obserwacjami
z lat 1531, 1607 i 1682 i przew idział
pojaw ienie się komety w roku 1758.
M iał rację.

31

Rozmiary i orbity

W iększość planetek krąży w okół Słońca w pasie sze ro k o ­
ści m niej więcej 150 m ilionów kilom etrów . W ew nętrzny

brzeg p asa leży o k o ło 300 m ilionów k ilom etró w od

Słońca. N ajw iększa p lan etk a , C eres, m a średnicę niewiele
p o n a d 1000 km . R ozm iary tylko oko ło 200 ze w szystkich
znanych p lanetek przek raczają 100 km. Te najw iększe

— C eres, P allas (600 km ) i W esta (550 km ) — m ają

w przybliżeniu kształt kulisty. K ształty m niejszych b yw a­

ją często nieregularne. E ros na przykład jest skalną bryłą

o rozm iarach 35 x 1 5 x 7 km.

N iezw ykłość E rosa polega także na tym , że nie krąży

on w pasie astero id , lecz znacznie bliżej Słońca. O d czasu
do czasu przebiega w odległości 25 m ilionów kilom etrów

od Ziem i, ja k się to o sta tn io zdarzyło w 1975 roku.

W m arcu 1989 ro k u astero id a ozn aczo n a sym bolem

1989FC m inęła Ziem ię w odległości 750 000 km. Spud­

łow ała b ard zo nieznacznie ja k na kosm iczne stan dardy .

W arkocz komety

C zęsto m ów i się o kom ecie ja k o o „b ru d n ej kuli śniegu” ,

poniew aż tw orzy ją m ieszanina pyłu i lodu. Kom etę

zauw ażam y przew ażnie d o p iero w tedy, gdy znajdzie się

w ew nątrz o rb ity Jow isza. W ów czas lód k om ety paruje
p o d wpływem słonecznego ciepła. W o kó ł stałego jąd ra

kom ety pow staje o b ło k gazu i pyłu, czyli kom a.

W m iarę ja k k om eta co raz bardziej zbliża się do

S łońca, zaczyna o dczuw ać działan ie w iatru słonecznego.

W ydm uch uje on z głowy k om ety gaz i cząsteczki pyłu,

p o w o d u jąc p o w stan ie w arko cza. W ark ocz, tak ja k w iatr
słoneczny, p o zostaje zaw sze skierow any od Słońca. Dla-

O rbity planetek i kom et

32

tego k o m eta w ędruje w arkoczem do przo^fu, gdy po

minięciu Słońca, zaczyna się od niego oddalać. W ark ocz
stopniow o niknie i k om eta gaśnie. O siągnąw szy orb itę

Jowisza, staje się ju ż w zasadziesifłSwidoczna.

W iększość jasn y ch k p ^ p ^ o j a w i a się nieoczekiw anie,

świeci na nieb^ęjM gęylciika tygodni i znika. T ru d n o jest

i i

,

|

ii

u 1

1

I I 1!1

I r

il

pon o w n ie zajaśnieją na ziem skim ,

niebie. N iek tó re k om ety w racają jed n ak z regularnością

zegarka. Ich o rb ity są znane b ard zo dokład n ie; tak sam o

ich okresy, czyli czasy p o trze b n e k o m eto m do pełnego
okrążenia o rb ity . K om ety tak ie nazyw am y okresow ym i.
Najlepiej zn an ą i najsław niejszą z nich jest kom eta

Halleya, p o w racająca w okolice ziem skiej o rb ity mniej

więcej co 76 lat. O statn i raz m ieliśm y okazję oglądać ją
w 1986 roku. Ponow nej jej wizyty należy się spodziew ać

około 2061 roku.

A W iększość komet składa się z m ieszaniny pyłu

i lodu. Kiedy zbliżają się do Słońca, lód ulatnia się,

tw orząc jasny warkocz, skierow any zawsze od Słońca.

33

Meteory i meteoryty

Dzień i noc Ziem ia jest b o m b a rd o w a n a o dłam k am i

skalnym i z przestrzeni kosm icznej. N azyw am y je m eteo-
roidam i. W ystępują w różnych rozm iarach — od m ik ro ­
skopijnych pyłków do potężnych głazów o średnicach
sięgających setek m etrów . Są n a jp ra w d o p o d o b n iej k a­
w ałkam i p lanetek, odłu p an y m i podczas zderzeń.

Bryłki m eteoroidów k rą żą w okół Słońca p o d o b n ie jak

Ziem ia. K iedy zbytnio się d o niej zbliżą, w p ad ają w sidła
ziem skiej graw itacji i trafia ją w górne w arstw y atm osfery
z pręd kościam i sięgającym i 70 km /s. T arcie o pow ietrze

rozgrzew a je i pow oduje, że ro z p alają się d o g orąca. N a

nocnym niebie widzim y je w postaci ognistych śladów ,

nazyw anych m eteoram i lub spadającym i gw iazdam i.

M eteo ro id y są przew ażnie tak m ałe, że spalają się

całkow icie. N iek tó re zam ieniają się w pył i ostatecznie

o p a d a ją na Ziem ię. N ajw iększe bryły przeżyw ają ogniste
przejście i do cierają do pow ierzchni naszej plan ety ja k o

m eteoryty. Jeżeli są rzeczywiście olbrzym ie, m ogą wybić
wielkie kratery , takie ja k k ra te r m eteorytow y na pustyni

w A rizonie w U SA lub k ra te ry na pustyni H enb ury

w Nowej Południow ej W alii w A ustralii.

Istnieją dw a głów ne typy m eteorytów : kam ienne i żela­

zne. W ystępuje rów nież rzadszy typ pośredni — m eteoryt
żelazno-kam ienny. M eteoryty kam ienne, p o d o b n ie jak

ziem skie kam ienie, zaw ierają głów nie krzem iany. Wiele

m eteorytów kam iennych, zw anych c h o n d ry ta m i, jest

► Krater m eteorytowy w Arizonie ma średnicę

1265 m i głębokość 175 m. Do dziś przetrw ały

zaledw ie małe kawałki masywnego ciała, które w ybiło
krater jakieś 25 000 lat temu.

Las zró w n a n y z z ie m ią

< Wybuch, który nastąpił w czerwcu

1908 roku w pobliżu rzeki Podkamienna

Tunguzka na Syberii, poprzew racał drzewa
jak kręgle. Początkowo astronom ow ie

przypuszczali, że eksplozję spow odow ał
upadek potężnego m eteorytu. Obecnie
uważają, że była to raczej m ała kometa, która
przedarła się przez ziem ską atm osferę. Jej

jąd ro w yparow ało w w ielkim wybuchu kilka

kilom etrów nad pow ierzchnią Ziem i.

34

zb u d ow an ych z d ro b n y c h , okrągłych ziaren. N iek tó re
z nich są bo g ate w węgiel i o kreślam y je m ianem
c h o n d ry tó w węglistych.

M eteo ry ty żelazne zaw ierają przede w szystkim żelazo

i nikiel, w raz z o d ro b in ą k o b altu . K iedy je przetniem y,

w ypolerujem y i w ytraw im y kw asem , u każe się tró jk ą tn y
w zór sieci krystalicznej, w ystępujący w yłącznie w m eteo ­
rytach.

N ik t nie jest pew ien, czy szkliste odłam ki nazyw ane

tektytam i p o ch o d zą z przestrzeni kosm icznej, czy też nie.

M ają in n ą b u d ow ę niż m eteo ry ty i są p o d o b n e do szkła

w ulkanicznego. O d najd ujem y je głów nie w czterech o b ­
szarach na kuli ziem skiej — w A m eryce P ółnocnej,

A u stralii, C zechosłow acji i na W ybrzeżu Kości Słoniowej

w Afryce.

Pociski z kosm osu

Istnieją trzy.

typy meteorytów:
żelazne (1),

nazywane syderytam i;
kamienne (2), czyli

aerolity;

i żelazno-kamienne,

zwane syderolitam i.
Zbudowane z okrągłych
ziaren aerolity,
zawierające ślady
węgla, są znane jako
chondryty węgliste.
Tektyty (3)
przypominają szkliste
otoczaki.

35

r - i . ' -i-

;

Miriady księżyców

_____

36

Fakty w pigułce

• Z ie m ski Księżyc je s t

szóstym satelitą pod

względem wielkości, za
Ganimedesem, Tytanem,

Kallisto, Trytonem i to.

• N ajw iększym kraterem

widocznym na pow ierzchni

Księżyca je s t B a illy

— otoczona wałem kotlina

0 śred nicy b lisko 300 km.

• Nowy m in era I odkryty

w skałach księżycowych

zo stał nazwany
arm alcolitem , dla uczczenia
Arm stronga, A ldrina
1 Collinsa — astronautów

z Apolla 11, którzy b ra li

u dział w pierw szym

załogow ym lądow aniu
na Księżycu.

• Najstarsza skała
przyw ieziona przez

a stronautów z Księżyca ma

około 4.6 m iliard a lat,
tyle ile liczy

sobie Ziem ia.

• Księżyc Jowisza, to,
je s t — nie Ucząc Z ie m i

— jedynym ciałem

w Układzie Słonecznym,

na którym zaobserw ow ano
aktywne wulkany.

► Jałowe, a m imo to

piękne Morze Spokoju na
Księżycu. „M o rz e ” jest
rozległą, zalaną zastygłą
lawą równiną, którą

przecinają w ijące się

strum yki (koryta) i górskie

grzbiety. Widać zaledw ie
kilka kraterów. Astronauci

z A polla 11 wykonali to
zdjęcie tuż przed pierwszym
w h istorii ludzkości

lądowaniem człow ieka na
Księżycu w lipcu 1969 roku.

W szystkie planety poza Merkurym i W enus mają mniejsze
ciała krążące w okół nich. Satelity te, nazywane księżycami,

są różnej wielkości: od skalnych brył o średnicy kilkudziesięciu

kilometrów do ciał większych od Merkurego. Olbrzymie
planety zewnętrzne zgromadziły najwięcej księżyców — Saturn
na przykład ma ich ponad dwadzieścia. W szystkie te małe
światy różnią się od naszego Księżyca, jak również od siebie
nawzajem. N iektóre są chropowate, usiane m nóstwem
kraterów, inne są gładkie jak lód, który je pokrywa. Jedne
świecą jasno, doskonale odbijając światło słoneczne; inne są
m atowe i ciemne. W iększość z nich to martwe światy, lecz
przynajmniej jeden księżyc — jow iszow y Io — ożywiają

wybuchające wulkany.

Księżyc

Ziem ia m a tylko jed n eg o n a tu ra ln e g o satelitę — Księżyc.
W iem y o nim więcej niż o jakim k o lw iek innym księżycu

dzięki jego bliskości: przecież na jego pow ierzchni stan ęła

ludzka stop a.

Księżyc zn ajd uje się w średniej odległości 384 000 km

od Ziem i, p o n ad 100 razy bliżej niż najbliższa p lan eta.
Jak na satelitę, jest niezw ykle duży w p o ró w n a n iu ze swą

m acierzystą p lan etą. Jego średnica (3476 km ) stanow i

czw artą część średnicy Ziem i.

Z iem ska g raw itacja utrzym uje Księżyc na orbicie,

k tó rą obiega on w ciągu 27 i 1/3 dnia. W tym sam ym

czasie K siężyc o b ra ca się w okół swej osi. Z tej przyczyny

zawsze p o kazuje nam tę sam ą stronę. G ra w itacja Księży­

ca jest sześciokrotnie słabsza od ziem skiej, gdyż m a on

znacznie m niejszą m asę. M im o to Księżyc regularnie

o ddziałuje na Ziem ię, w yw ołując pływy.

S łaba graw itacja Księżyca nie była w stanie utrzym ać

atm o sfery, nie m a więc na nim ani pow ietrza, ani w iatru ,

ani deszczu, ani jak ich ko lw iek zm ian p ogodow ych. K się­
życ jest m artw y m , cichym św iatem . G ra n ica m iędzy

dniem i nocą jest na Księżycu b ard zo o stra. W dzień

te m p e ra tu ra sięga tam 100°C, w nocy sp ad a d o — 150HC.

Ostatnia kwadra

A Księżyc sam nie wysyła żadnego

światła, świeci natom iast odbitym
św iatłem słonecznym . Kiedy
w ędruje wokół Ziem i, w idzim y
oświetloną większą lub m niejszą część
jego pow ierzchni. Zależy to

od położenia Księżyca względem
Słońca. Z Ziem i wydaje się,
że Księżyc zm ienia swój

kształt. Zjaw isko to nazywamy

fazami. Na przejście przez wszystkie
fazy potrzebuje on 29 1/2 dnia.

Kiedy Księżyc znajduje się m iędzy

Z iem ią i Słońcem, kieruje ku

nam ciem ną stronę (nów). Następnie
pojawia się cienki sierp, stopniowo

rosnący. W tydzień po nowiu
na niebie świeci prawa połowa tarczy
Księżyca (pierwsza kwadra).

Jasna pow ierzchnia powiększa się

dalej i w dwa tygodnie po nowiu świeci

już cała tarcza (pełnia).

Po czym tarczy stopniow o ubywa,
przez fazę ośw ietlonej lewej połowy
(ostatnia kwadra), sierp,
aż po zupełne zniknięcie
w kolejnym nowiu.

► Z budowy Księżyc przypom ina

małą planetę. Ma on prawdopodobnie
n iew ielkie jądro, otoczone strefą
częściowo ciekłej m aterii. Ponad nią

leży stały płaszcz, pokryty cienką

skorupą.

B udow a K siężyca

Fazy K siężyca

kwadra

' łtło

me

37

Powierzchnia Księżyca

Oba zdjęcia pokazują pełną tarczę Księżyca.

Proszę jednak zauważyć, jak bardzo się
od siebie różnią. Na zdjęciu
po lewej znajduje się Księżyc, oglądany z Ziem i
podczas pełni. Znaczną część jego tarczy
pokrywają w ielkie rów niny lawy,
nazywane m orzam i. Zdjęcie górne wykonali
astronauci z Apolla 11. Prawa połowa

tej tarczy obejm uje obszar
drugiej strony Księżyca, niew idocznej z Ziem i.

Nie ma tu w ielkich mórz, tylko nierówne,
pokryte krateram i obszary górskie.

38

■

Morza i góry

N aw et gołym okiem m ożem y zauw ażyć, że pow ierzchnia

Księżyca sk ład a się z dw óch typów obszaró w — ciem ­

nych i jasnych . Przez teleskop zobaczym y, że obszary

ciem ne są rozległym i, płaskim i rów ninam i, podczas gdy

obszary jasn e to nierów ne tereny górzyste.

C iem ne rów niny tw orzą płaskie tafle lawy. P ow stały

one m iliardy lat tem u, kiedy o gro m n e m eteoryty uderzały
w Księżyc, to p iąc skały. N iegdyś astro n o m o w ie myśleli,
że są to m orza pełne w ody i nazw ali je tak p o łacinie

— maria. N iek tó re z m órz, tak ie ja k M orze K ryzysów , są

okrągłe i o to czon e przez góry. Inne łączą się ze sobą.
N ajw ięcej m órz znajduje się na p ółnocnym zachodzie,
gdzie O cean Burz, M orze D eszczów i M orze C h m u r
zlewają się ze sobą.

Jasne tereny górzyste stan o w ią część starej sk o ru p y

Księżyca. U siane są znacznie w iększą liczbą k rateró w niż
m orza. T ereny górzyste p ok ry w ają, o dziw o, całą niew i­

do czn ą stro n ę Księżyca. P o śród nich leży tylko je d n o

niew ielkie M orze M oskw y.

N ajw yższym i o bszaram i na K siężycu są łań cuch y

górskie oddzielające m o rza. M orze D eszczów o tacza
pierścień u tw o rz o n y przez w ysokie A lpy Księżycowe,

łań cuchy K a u k a z u , A penin ów i K a rp a t, w k tóry ch

m ożn a sp o tk ać szczyty o w ysokości 6000 m.

Dzięki d w u n a stu a stro n a u to m , któ rzy spacerow ali po

K siężycu, wiem y ja k a jest jeg o pow ierzchnia. A stro n au ci

ze sta tk ó w A p o llo przywieźli bow iem na Ziem ię oko ło

385 kg p ró b ek księżycow ego g ru n tu i skał. Pyliste, górne

w arstw y g ru n tu są o d łam k am i skał ro zb itych na kaw ałki

przez m eteory ty, k tó re b o m b ard o w ały Księżyc. M orza

tw o rzą przede w szystkim ciem ne skały w ulkaniczne,
takie ja k bazalt. T ereny górzyste są zb u d o w an e z lżej­

szych sk ał w ulkanicznych. W szędzie m ożna znaleźć druz-
got, czyli skały u tw o rzo n e przez scem en to w an ą m ieszani­
nę skalnych od prysk ów .

T C złowiek na Księżycu. H arrison

Schmitt bada olbrzym i rozłupany głaz
w Dolinie Taurus-Littrow podczas
ostatniej z m isji Apollo — A p ollo 17

(grudzień 1972 roku).

► Krater Eratostenes na skraju Morza

Deszczów ma średnicę około 65 km.
Proszę zw rócić uwagę na centralną

górkę, często spotykaną w dużych
kraterach księżycowych.

39

Księżyce planet

▲ lo jest trzecim pod względem w ielkości z galileuszow ych

księżyców Jowisza. Przejaw ia jednak najw iększą aktywność.
Na jego pom arańczow ożółtej pow ierzchni widać czynne

w ulkany, w yrzucające m aterię na wysokość ponad 250 km.

Przypuszcza się, że swój pom arańczowy kolor lo zawdzięcza

obecności siarki.

A ktyw ny lo

Duży księżyc Jowisza, lo, różni się bardzo od

wszystkich pozostałych księżyców Układu
Słonecznego. Ma żywą pom arańczow ożółtą
barwę, z plam am i czerni. Kiedy sondy
kosm iczne Voyager przelatyw ały blisko lo,
sfotografow ały wybuchające wulkany.

Z Ziem i nie p o trafim y dostrzec żadnych szczegółów na
pow ierzchniach innych księżyców U k ład u Słonecznego,

naw et przez teleskop. Są one zbyt m ałe i zn a jd u ją się zbyt
daleko. N a szczęście sondy kosm iczne d o ta rły d o wielu
księżyców i przesłały na Ziem ię ich zdjęcia.

W iększość księżyców, p o d o b n ie ja k nasz, krąży blisko

płaszczyzny rów nika swej m acierzystej planety. Ich o r­

bity są najczęściej praw ie kołow e, a księżyce biegną po
nich w k ieru n k u przeciw nym d o ru ch u w skazów ek zegara
(jeżeli p atrzeć od półn o cn eg o b ieguna U kładu).

< Dwa nieduże księżyce Marsa to Fobos (z lewej) i Deimos

(z prawej). Różnią się od innych księżyców, gdyż są skalnymi
odłam kam i o nieregularnych kształtach. Są pokryte
krateram i. W ielki krater na Fobosie ma średnicę 10 km.

Księżyce Marsa

D w a księżyce M arsa są skalistym i ciałam i o nieregular­

nych k ształtach . N iegdyś były p ra w d o p o d o b n ie planet-

kam i, k tó re zb ytn io zbliżyły się d o M arsa i zostały

przezeń schw ytane.

Ś rednica w iększego z księżyców , F o b o sa, wynosi tylko

28 km . F o b o s krąży na w ysokości 6000 km nad pow ierz­

ch n ią M arsa. N a pełne o krążenie plan ety potrzebuje
zaledw ie 7 1 /2 godziny, czyli o wiele m niej, niż trw a jej

o b ró t w ok ół osi (24 2/3 godziny). D latego na m arsjańs-
kim niebie F o b o s p o ru sz a się w niezw ykły sposób

— w schodzi na zachodzie i zachodzi n a wschodzie.

R o zm iary d ru giego księżyca, D eim osa, nie przekraczają

16 km . O k rą ż a on p lan etę w odległości o k o ło 20 000 km

nad pow ierzch nią, m niej więcej w czasie jed n eg o dnia.

Galileuszowy kwartet Jowisza
Poza naszym Księżycem , księżycam i najłatw iejszym i do

zao bserw o w an ia z Ziem i są cztery najw iększe satelity
Jow isza. M ożem y je d ostrzec, używ ając dobrej lornetki.

W łoski a stro n o m G alileusz o d k ry ł je zim ą 1609/1610,

40

► Na G anim edesie, księżycu Jowisza, ciem ne

obszary przeplatają się z bladym i bruzdami. Jasne
kratery to m iejsca upadku m eteorytów, wypełnione
świeżym i płatam i białego lodu.

kiedy w ypróbow yw ał swój now y teleskop. D latego n azy ­

w am y je księżycam i galileuszow ym i.

Tym i czterem a dużym i księżycam i są lo, E u ro p a ,

G anim edes i K allisto — w edług o d d alen ia od planety.

M ając średnicę 5276 km , G an im ed es jest najw iększym
księżycem w U kładzie Słonecznym , większym naw et od

M erkurego. K allisto jest niewiele od niego m niejszy. O b a

tw orzy m ieszanina skał i lodu.

E u ro p a i lo — o wielkości m niej więcej Księżyca

— zb u d o w an e są głów nie ze skał. B ardzo różnią się

jed n ak w yglądem . E u ro p ę otacza gład k a, lodow a pow ie­

rzchnia, p o p rzecin an a siecią ciem nych linii. P rzypuszcza
się, że są to szczeliny lodow e w ypełnione ciem niejszą
m aterią spo d lodow ej sk orupy. Io m a p o m arańczo w ożó ł-

ty k o lo r i zn a jd u ją się na nim czynne w ulkany. W szystkie
z pozostałego tuzina księżyców Jow isza są znacznie

mniejsze. C ztery z nich obiegają p lanetę bliżej niż lo.

Dwie inne grupy, po cztery księżyce k ażda, k rą żą znacz­

nie dalej. C ztery najdalsze satelity p o ru szają się ruchem

w stecznym i m ają b ard zo jajo w ate o rbity . A stro n o m o w ie

podejrzew ają, że są to schw ytane planetki.

▲ Kallisto ma starą skorupę, całkow icie pokrytą

krateram i.

► Skorupę Europy tw orzy bardzo gładki lód. Trudno

się tu doszukać śladów kraterów.

Nowe odkrycia

< Enceladus to ósmy według

oddalenia od planety księżyc Saturna.
W iększa część jego pow ierzchni jest
gładka i dobrze odbija światło.
Znajdują się na nim także liczne
kratery i głębokie szczeliny,
które mogą być pęknięciam i
w skorupie księżyca.

▼ Tytan o średnicy 5150 km jest

zdecydowanie największym

księżycem Saturna. Jako jedyny wśród
księżyców ma grubą atm osferę

z azotu i metanu. Obłoki całkow icie
zakryw ają jego powierzchnię.

Przypuszcza się, że pom arańczowy

kolor Tytana pochodzi od
„s m o g u ” zw iązków

w ęglow odorow ych.

Satelity Saturna

T ylko pięć z 22 księżyców S a tu rn a m a średnicę prze­

k raczającą 1000 km . W edług o d d alen ia od plan ety są to:

T ethys, D ione, R ea, T y tan i Jap eto s. Z decydow anie

najw iększym z nich je st T y tan o średnicy 5150 km.
S pośród w szystkich księżyców U k ład u Słonecznego tyl­

ko G anim edes, satelita Jow isza, przew yższa go ro z­

m iaram i. Szczególnie interesującą cechą T y ta n a jest
atm o sfera — gęstsza od ziem skiej.

W iększość księżyców S a tu rn a tw orzy m ieszanina skał

i lodu. C zęsto ich pow ierzchnie zryte są k ra te ram i. N a

M im as znajduje się k ra te r o średnicy 130 km — zaledw ie

trzy razy mniejszej od średnicy księżyca! N ajb ard ziej

zew nętrzny księżyc S a tu rn a , d ro b n a P hoebe, jest p ra w ­
d o p o d o b n ie schw ytaną plan etk ą.

Księżyce Urana

Przez teleskop jesteśm y w stanie zobaczyć tylko pięć z 15

księżyców U ra n a . W edług o d d alen ia od plan ety są to:

M iran d a , A riel, U m briel, T y ta n ia i O b ero n . T w o rzą je

n a jp ra w d o p o d o b n iej skały i lód, w rów nych p ro p o rcjach .

W szystkie są zryte k ra te ram i w ypełnionym i niekiedy
świeżym lodem , dzięki czem u w ydają się jasne.

N ajb ardziej interesującym księżycem U ra n a jest M i­

ra n d a. Jej pow ierzchnię p ok ry w a szachow nica całkow icie
różnych o b szarów , p o o dd zielan ych ostrym i granicam i.
F aliste, usiane k ra te ram i rów niny p rzecho dzą niespo ­

dziew anie w o bszary p o b ru ż d żo n e w niezw ykły sposób.

W przeszłości M iran d a m ogła zderzyć się z astero id ą

i rozpaść na kaw ałki. Później g raw itacja połączyła księ­
życ z p ow rotem w je d n ą całość.

42

▲ Ariel, czwarty pod względem wielkości księżyc Urana,

ma średnicę około 1160 km. Jego pow ierzchnię przecinają

długie, głębokie uskoki. Jasne obszary pokazują miejsca,
w których bom bardujące A riela meteoryty odsłoniły lód.

▼ Różowy „śnieg" pokrywa w iększą część wschodniej

półkuli księżyca Neptuna, Trytona. Śnieg jest m ieszaniną

zam rożonego metanu i azotu.

Nowe księżyce Neptuna

Neptun, oglądany z Ziemi, wydaje się mieć tylko dwa
księżyce. Większy i krążący bliżej planety to Tryton,
niewiele mniejszy od naszego Księżyca. Drugim jest
Nereida, mająca średnicę około 170 km.

W roku 1989 Voyager .2odkrył sześć dalszych satelitów

Neptuna. Jeden z nich jest prawdopodobnie większy od
Nereidy i krąży blisko planety. Cztery inne znajdują się

wewnątrz systemu cienkich pierścieni Neptuna.

Wykonane z bliska przez Voyagera zdjęcia Trytona

pokazały fascynujący różowy świat. Tryton ma atmo­
sferę utworzoną z azotu. Jest także najzimniejszym
miejscem w Układzie Słonecznym — temperatura spada
tam do — 240°C.

Charon
Amerykański astronom James Christie odkrył lodowy
księżyc Plutona w 1978 roku. Satelita, który otrzymał
imię Charona, mitycznego przewoźnika przez wody
Hadesu, ma średnicę około 1190 km — tylko o połowę
mniejszą od Plutona! Krąży bardzo blisko planety,

w odległości mniej więcej 20 000 km. Jedno okrążenie

trwa około 6 dni ziemskich — tyle samo, jle Pluton

potrzebuje na obrócenie się wokół swej osi.

43

Słowniczek

albedo Miara zdolności danego ciała do
odbijania światła. Jest to stosunek ilości
światła odbitego do ilości światła

padającego. Albedo Księżyca wynosi
zaledwie 0.07.

aphelium Punkt orbity planety, w którym
znajduje się ona w największej
odległości od Słońca.

apogeum Punkt orbity Księżyca lub
sztucznego satelity najbardziej
oddalony od Ziemi.

asteroida zob. planetka

astronomia N auka badająca
Wszechświat i wypełniające go ciała
niebieskie.

atmosfera Powłoka gazowa otaczająca

planetę (nie każdą!). U gwiazd: ich
zewnętrzne warstwy.

bieguny Dwa punkty, w których oś
obrotu ciała niebieskiego przebija jego

powierzchnię. Ziemia ma bieguny
północny i południowy, podobnie
sfera niebieska.

chromosfera („sfera barwna) Warstwa
atmosfery Słońca, leżąca między

fotosferą i koroną. Można ją dostrzec
podczas zaćmienia Słońca w postaci
czerwonawej otoczki; stąd jej nazwa.

ekliptyka Droga, jaką Słońce zakreśla na
sferze niebieskiej w swej rocznej
wędrówce wśród gwiazd.

faza Kształt jasnej części tarczy Księżyca
lub planety (Merkurego, Wenus),

wynikający z aktualnego oświetlenia

światłem słonecznym.

fotosfera („sfera światła)

Jasna,

obserwowana w świetle widzialnym
powierzchnia Słońca.

galaktyka Skupisko wielu miliardów

gwiazd, obłoków gazu i pyłu, mające
zwykle kształt eliptyczny lub spiralny.
Galaktykę, do której należy nasze

Słońce, nazywamy Galaktyką

lub Drogą Mleczną.

grawitacja Siła przyciągania istniejąca
między każdymi dwiema masami. Jedna

z najważniejszych sił we Wszechświecie.

gwiazda Kula gazowa sama
wytwarzająca w swym wnętrzu
energię i wypromieniowująca ją
w postaci światła, ciepła
i w innych formach.

Gwiazda Poranna Planeta Wenus
świecąca jasno na porannym niebie, nad

wschodnim horyzontem.

Gwiazda Wieczorna Planeta Wenus

świecąca na wieczornym niebie, nad
zachodnim horyzontem.

hel Drugi pod względem obfitości (po

wodorze) pierwiastek we Wszechświecie.
Został po raz pierwszy zidentyfikowany
w atmosferze Słońca i dlatego
nazwano go imieniem greckiego
boga Słońca — Heliosa.

jasne smugi Smugi rozbiegające się

promieniście od niektórych dużych
kraterów księżycowych, takich jak
Tycho. Tworzą je prawdopodobnie
pasma szklistej materii, wyrzuconej
w czasach, kiedy krater powstawał.

jądro komety Część komety skupiająca

większość jej masy; zbudowane ze skał,
pyłu i lodu. Zob. także koma.

jednostka astronomiczna (AU) Średnia

odległość między Ziemią i Słońcem,
równa 149 600 000 km.

koma Obłok tworzący głowę komety;
składają się nań pył i gaz
otaczający jądro komety.

kometa Pierwotny członek Układu

Słonecznego, zbudowany ze skał, lodu

i pyłu. Zaczyna jasno świecić, kiedy
zbliża się do Słońca.

kometa okresowa Kometa, która
wędruje wokół Słońca po zamkniętej
orbicie i pojawia się na niebie

w regularnych odstępach czasu,

tak jak kometa Halleya.

koniunkcja Pozorne zbliżenie się do
siebie dwóch ciał niebieskich.

konwekcja Transport energii cieplnej
odbywający się dzięki pionowym
ruchom materii. Jeden ze sposobów

przenoszenia energii w gwiazdach.

korona Perłowobiałe halo widoczne
wokół Słońca podczas zaćmienia
całkowitego. Najwyższa warstwa
atmosfery Słońca.

kosmos Inne określenie Wszechświata.

krater Zagłębienie w powierzchni
planety lub księżyca, powstałe zwykle
w wyniku upadku meteorytu lub
działalności wulkanu.

księżyc zob. satelita

księżyce pastusze Małe satelity odkryte
w pobliżu pierścieni planet. Pomagają
najprawdopodobniej utrzymywać się
bryłkom materii na tych samych
orbitach wewnątrz pierścieni.

libracja Niewielkie nieregularności
w ruchu Księżyca wokół Ziemi,
pozwalające dostrzec trochę więcej niż
połowę jego powierzchni.

magnetosfera Część przestrzeni wokół
ciała niebieskiego, w której wpływ poła
magnetycznego jest znaczący.

meteor Świetlista smuga, jaka powstaje,
gdy skalny odłamek z przestrzeni
kosmicznej wpada w atmosferę Ziemi
? trąc o cząsteczki powietrza rozgrzewa
się do białości.

meteoroid Drobina lub bryła,
zbudowana ze skał i lodu, krążąca wokół
Słońca. Pozostałość z czasów
formowania się planet.

meteoryt Skalny odłamek z przestrzeni

kosmicznej, który przeżył ogniste

przejście przez atmosferę i spadł na
powierzchnię Ziemi.

morze Ciemna, pokryta zastygłą lawą
równina na Księżycu. Dawni
astronomowie sądzili, że te ciemne
obszary mogą być morzami
wypełnionymi wodą.

opozycja Położenie planety, w którym

znajduje się ona na sferze niebieskiej po
przeciwnej stronie Słońca niż Ziemia.

Słońce, Ziemia i planeta w przestrzeni

leżą na linii prostej. Doskonały czas do
obserwacji planety, która najwyższe
położenie na niebie zajmuje o północy.

44

orbita Droga, po której pod wpływem
przyciągania grawitacyjnego jedno ciało
niebieskie obiega inne, na przykład tak,

jak księżyc obiega planetę.

perygeum Najbliższy Ziemi punkt orbity
Księżyca lub sztucznego satelity.

peryhelium Najbliższy Słońca punkt
okołosłonecznej orbity planety
lub komety.

plama słoneczna Ciemniejszy
i chłodniejszy obszar na powierzchni
Słońca. Plamy pojawiają się i znikają
zgodnie z regularnym cyklem,
nazywanym jedenastoletnim

cyklem słonecznym.

planeta Ciało niebieskie, które krąży
wokół gwiazdy, w szczególności wokół

Słońca. Planety nie wypromieniowują

własnego światła, lecz odbijają światło
gwiazdy. Zob. Układ Słoneczny.

planetka Małe, skaliste ciało, krążące
(przeważnie) między orbitami Marsa
i Jowisza. Nazywana również asteroidą.

pływy Dwukrotny w ciągu dnia wzrost
i spadek poziomu powierzchni oceanów,

spowodowany przyciąganiem

grawitacyjnym Księżyca.

pory roku Regularne zmiany pogody,
następujące na Ziemi w ciągu roku.

Są spowodowane nachyleniem osi

obrotu Ziemi do płaszczyzny jej

orbity wokół Słońca. Pory roku

występują także na innych planetach,
na przykład na Marsie,

promieniowanie kosmiczne Strumień
elektrycznie naładowanych cząstek,
przybiegających z przestrzeni
kosmicznej; część z nich pochodzi
z wiatru słonecznego.

protuberancja Duży, jasny obłok lub
fontanna gazu, wyrzucony wysoko nad
powierzchnię Słońca, później
spływający ku dołowi.

rotacja związana Stan, w którym księżyc
obraca się wokół swej osi dokładnie
w tym samym czasie, który jest mu
potrzebny na obiegnięcie orbity wokół
macierzystej planety. W ten sposób

księżyc zwraca ku planecie cały czas tę
samą stronę. Zjawisko to obserwujemy
w układzie Księżyc —Ziemia.

rozbłysk Dość skomplikowane zjawisko

w atmosferze Słońca, powodujące

na krótko znaczne pojaśnienie
niewielkiego obszaru chromosfery.
Wyrzucone zostają wówczas
w przestrzeń silne strumienie
elektrycznie naładowanych cząstek.

równik Wyimaginowana linia opasująca

planetę lub księżyc w płaszczyźnie
prostopadłej do osi rotacji planety,

równoodległa od biegunów.

ruch wsteczny Ruch w kierunku
przeciwnym do powszechnie
występującego; na przykład
cofanie się planety na sferze
niebieskiej ze wschodu na zachód.

satelita Ciało niebieskie obiegające inne;
księżyc. Satelity zbudowane na Ziemi
i umieszczone na orbicie okołoziemskiej
nazywamy sztucznymi satelitami.

sfera niebieska Sfera otaczająca
znajdującą się w jej środku Ziemię
(w rzeczywistości nie istniejąca).
Określa się na niej położenia
gwiazd i innych ciał niebieskich.

sonda kosmiczna Statek kosmiczny
wysłany z powierzchni Ziemi w celu

dotarcia do planet, ich księżyców
i innych ciał niebieskich.

teleskop Podstawowy instrument

badawczy astronoma.
Teleskop-refraktor wykorzystuje do
skupienia światła gwiazdy układ
soczewek; w teleskopie-reflektorze
służy do tego celu układ wklęsłych
i wypukłych zwierciadeł.

Układ Słoneczny Rodzina ciał
niebieskich, w której skład wchodzi
Słońce i wszystkie obiegające je obiekty

— planety, ich księżyce, planetki,

meteoroidy i komety.

Van Allena pasy Obszar wokół Ziemi

w kształcie obwarzanka, będący źródłem

silnego promieniowania. Wypełniają go
elektrycznie naładowane cząstki wiatru
słonecznego, schwytane w pułapkę

ziemskiego pola magnetycznego.

wiatr słoneczny Strumień elektrycznie
naładowanych cząstek, głównie
protonów i elektronów, wypływający
nieustannie ze Słońca.

Wielka Czerwona Plama Ogromny,
owalny obszar koloru czerwonego,
obserwowany na powierzchni Jowisza
od wieków. Przypuszcza się, że jest to
oko potężnego cyklonu (wiru).

wodór Pierwiastek najbardziej
rozpowszechniony we Wszechświecie
i jednocześnie najprostszy. Atom
wodoru tworzy proton otoczony przez

jeden elektron.

Wszechświat Wszystko to, co istnieje:
Ziemia, Słońce, gwiazdy, galaktyki,
łącznie z samą przestrzenią.

zaćmienie Zjawisko, do którego
dochodzi, gdy jedno ciało niebieskie
zasłania drugie. Zaćmienie Słońca
powoduje Księżyc, blokując jego
promieniowanie swoją tarczą. Zaćmienie
Księżyca następuje wtedy, kiedy Księżyc

wchodzi w obszar ziemskiego cienia.

zaćmienie całkowite Zaćmienie Słońca,
podczas którego tarcza Księżyca
zasłania całkowicie tarczę Słońca.

zaćmienie częściowe Zaćmienie Słońca,
podczas którego Księżyc zakrywa

jedynie część słonecznej tarczy.

zaćmienie obrączkowe Zaćmienie Słońca,
podczas którego tarcza Księżyca nie
zakrywa całkowicie tarczy słonecznej,
pozostawiając wokół siebie jasny
pierścień (obrączkę).

zenit Punkt na sferze niebieskiej, leżący
dokładnie nad głową obserwatora.

Zodiak Pas na sferze niebieskiej,
otaczający biegnącą jego środkiem
ekliptykę, podzielony na dwanaście

części, zwanych znakami Zodiaku.
W jego obrębie poruszają się Słońce,

Księżyc i planety.

zorza polarna Świecenie górnych warstw

atmosfery Ziemi, obserwowane
najczęściej w okolicach bieguna

północnego (zorza północna)
i południowego (zorza południowa).

45

Skorowidz

Numery stron napisane kursywą odno­
szą się do ilustracji

A

aerolity zob, meteoryty kamienne

Alpy 39

amoniak 22, 29
Apollo 36, 39

— Apollo 8, 5

— Apollo 11 36, 38

— Apollo 17 39
Ariel 42, 43
armalcolit 36
Ascraeus Mons 16
asteroidy zob. planetki
azot 15, 43

B

Bailly 36
Basen Argyre 16, 18, 18

bazalt 39

C

canali zob. kanały na Marsie
Cassiniego przerwa 26, 26
Ceres 32
Charon 29, 43
chondryt zob. meteoryt kamienny
Christie, James 43
chromosfera 7, 9
czapy polarne zob. Mars
Czerwona Planeta zob, Mars

D

Deimos 40, 40

Dione 42
Dolina Marmerów 16, 18
Dolina Tfturus-Littrow 39

druzgot 39
dwufjenek węgla J4, 15, 19

E

Einstein, Albert 7

Enceladus 42
Eratostenes 39

Eros 32
E u p p a 41, 41

F

Fobos 31, 40, 40
fosfor 22

fotosfera 7, 8, 9

G

Galileusz 40

galileuszowe księżyce 40
Galie, Johann Gottfried 29
Ganimedes 21, 41, 41

Giotto 33

granule 8
grawitacja 10, 27, 31, 34, 37
— na Księżycu 37
Grzbiet Tharsis 18,1 8
Gwiazda Poranna 14
Gwiazda Wieczorna 14

H

Halley, Edmond 31
Halleya kometa zob. kometa
hel 6, 7, 24, 29
Hellas 18, ii*
Herschel, William 28

I

lo 40, 41

J

Japetos 42
Jowisz 10, 10, 20-21
— budowa 21
— księżyce 40-41
— orbita 11, 11
— pasy radiacyjne 22
— pierścienie 21
— pogoda 22

— Wielka Czerwona Plama 22, 22, 23

K

Kallisto 36, 41, 41
kanały na Marsie }2

kobajt 35

kometa 10, 30,31, 33

— Halleya 30, 31, 33
— jądro 30, 32
— koma 32
— okresowa 33
— orbity 32, 33

— rozmiary 32, 33

— warkocz 30, 33
— 1843 roku 30
— 1882 roku 31
— 1910 roku 31

konwekcja 9
Kopernik, Mikołaj 9
korona 7, 7, 9

koronograf 7
krater meteorytowy

— w Arizonie 30, 34
— Henbury 34

Księżyc 8, 37 — 39

— budowa 37
— fazy 37
— morza 13, 38, 39
— niewidoczna strona 5, 37, 38
— orbita 37
— powierzchnia 36, 38, 39
— rozmiary 37
— temperatura 37
księżyce 36 — 42

— pastusze zob. Saturn, Uran

L

Labirynt Nocy 16

lawa 39

M

M arwer 10 13, 14, 18
Mars 10, 10, 12, 16, 16, 17, 17

— atmosfera 17
— budowa 16
— ciemna fala 17
— czapy polarne 16, 17, 18, 19
— księżyce 40, 40
— lód na 19
— orbita 11, 11
— pogoda na 18
— powierzchnia 12, 18, 18, 19
— rozmiary 11
— wiatry na 19
Merkury 10, 10, 12, 13, 13

—s budowa 13

— orbita 11, U
— powierzchnia 13
— rozmiary 11, 13
metan 28, 29
meteor 30, 34
meteoroid 6, 34
meteoryt 10, 18, 30, 30, 34, 41

— kamienny (aerolij) 34— 35, 35

chondryt węgjjsty 35, 35

— Tunguski 34
—- żelazno-kamienny (syderolit) 34— 35
— żelazny (syderyt) 34— 35, 35

Mimas 42
Miranda 42

46

morza zob. Księżyc

Morze Deszczów 39
Morze Kryzysów 39
Morze Moskwy 39
Morze Spokoju 36

N

Neptun 10. // , 20, 29, 29

— księżyce 43
— odkrycie 29
— orbita 11, 29
— pierścienie 21
— rozmiary 11, 29

Nereida 43
nikiel 13, 35

O

Oberon 42
Ocean Burz 39
Olympus Mons 12, 16, 18

P

Pallas 32
pasy i strefy
— na Jowiszu 21, 21
— na Saturnie 20, 24, 25
Phoebe 42
pierścienie zob, Jowisz, Neptun, Saturn,

Uran

pierścień krepowy zob. Saturn,

— pierścień C

plamy słoneczne 8, 9

— cień 8

— półcień 8
planetki 16, 21, 30, 31

— orbity 32, 33
— pas 32, 32
— rozmiary 32, 33

planety 10— 42
Pluton 10, 11, 20, 29

— księżyc 29, 43
— odkrycie 29

— orbita 11
— rozmiary 11, 43
pływy 37
pochodnie słoneczne 9
pory 8
protuberancja 9

R

radar 14, 18
Rea 42

reakcja syntezy jądrowej 7
rozbłyski 8
Równina Upału 13

S

satelity zob. księżyce

Saturn 10, 11, 20, 24, 24, 25, 27

— budowa 24
— księżyce 42

pastusze 26, 27, 29

— orbita 11
— pierścienie 24, 25, 26 - 27

A 26, 26, 27

B 26, 26, 27

C (krepowy) 26, 26, 27

D 26

F 26, 27

— rozmiary 11
— szprychy 26
— wiatry na 25, 25

Schiaparelli, Giovanni 12
Schmitt, Harrison 39
siarka 40
siarkowodór 22
siarkowy kwas 14
Skylab 6, 7
Słońce 6 — 9, 9

— atmosfera 7, 9

— budowa 9

— ewolucja 6
— rozmiary 7, 10— 11
sondy kosmiczne 14,16,17,18,22,26,40
spadająca gwiazda zob. meteor
strefa promienista 9
strefy zob. pasy i strefy
syderolit zob. meteoryt

żelazno-kamienny

syderyt zob. meteoryt żelazny

Syrtis M ajor 17

T

tektyty 35, 35
Tethys 25, 42
Tombaugh, Clyde 29
Tryton 36, 43, 43
Tunguski meteoryt zob. meteoryt
Tytan 36, 42, 42
Tytania 42

U

Układ Słoneczny 5, 6, 10, 11

Umbriel 42

Uran 10, 11, 11, 20, 28, 29

— budowa 29

— księżyce 42

pastusze 29

— odkrycie 28
— orbita 11
— pierścienie 28 — 29

epsilon 28

— rozmiary 11

V

Van Allena pasy 8, 24

Viking 1 1 2 16, 18, 19
Voyager I 22

Voyager

2

20, 25, 27, 28, 29

W

Wenus 10, 10, 11, 12, 14— 15

— atmosfera 14— 15, 15
— budowa 14, 15
— orbita 11
— powierzchnia 14

— rozmiary 11, 14
— temperatura 14

Wenus 13 14

Westa 32
wiatry zob. Mars, Saturn
Wielka Czerwona Plama zob. Jowisz
włókno zob. protuberancja

wodór 20, 21, 24, 29

wulkany

— na lo 36, 40
— na Jowiszu

22

— na Marsie 12, 16, 18
— na Wenus 14, 15

Z

zaćmienie 8
— Słońca 8
— Księżyca 8
Ziemia 5, 10, 11

— o rb ita 11, 77

— rozmiary 11
— życie 6
Ziemia Afrodyty 15
Ziemia Isztar 15
zorza polarna 8, 8
— na Jowiszu 22

•

Z

żelazo 13, 16, 35

47