Struktura i pochodzenie Układu Słonecznego
Układ Słoneczny jest układem ciał astronomicznych znajdujących się pod
dominującym wpływem pola grawitacyjnego Słońca, związanych wspólnym
pochodzeniem. Składa się
ze Słońca, dziewięciu planet (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran,
Neptun, Pluton), naturalnych satelitów (księ\
yców) planet, planetoid, komet, ciał
meteorowych
oraz pyłu i gazu międzyplanetarnego. Słońce zawiera w sobie 99,866% masy zawartej
w ciałach Układu Słonecznego (bez gazu
i pyłu międzygwiezdnego).
Układ Słoneczny znajduje się
w jednym z ramion Drogi Mlecznej. Słońce, które tworzy ten układ, jest jedną z 200
miliardów gwiazd naszej galaktyki znajduje się w odległości
30 000 lat świetlnych od jej środka i okrą\
a go raz na 200 milionów lat.
Układ planetarny uformował się przed około pięcioma miliardami lat,
najprawdopodobniej z tego samego obłoku gazowo -pyłowego, z którego powstało
Słońce,
w procesie tzw. akrecji. Polegał on na tym, \
e pośrodku obłoku gaz kurczył się
szybciej ni\

w jego zewnętrznych warstwach, dzięki czemu doszło do utworzenia się ciała
centralnego (proto-Słońca), otoczonego gazowo -pyłowym dyskiem. Kurczenie się
praobłoku nastąpiło prawdopodobnie na skutek wybuchu w bezpośrednim sąsiedztwie
gwiazdy Supernowej. Stopniowo w dysku gazowo -pyłowym tworzyły się tzw.
agregaty, wychwytujące
i przyłączające do siebie coraz więcej cząstek, a\
wreszcie doszło do fragmentacji
zewnętrznej części obłoku oraz kondensacji materii wokół tzw. planetozymali,
wskutek czego wykształciły się oddzielne planety. Ró\
ne warunki powstawania
sprawiły, \
e obecnie mamy dwie wyraz
nie ró\
ne grupy planet: zewnętrzne - typu
jowiszowego i wewnętrzne - typu ziemskiego.
Promień Układu Słonecznego, łącznie z tzw. obłokiem Oorta (hipotetyczną
otoczką Układu zawierającą setki miliardów lodowo - kamiennych obiektów) wynosi
ok. 200 000 jednostek astronomicznych (średnich odległości Ziemi do Słońca), to jest
około 29,92 biliona kilometrów. Dostępna dotychczasowym obserwacjom część
Układu (tj. do orbity Plutona) ma promień około 40 j.a.
Orbity planet są elipsami ze Słońcem w jednym z ognisk. Prawie wszystkie
z wyjątkiem orbit Merkurego i Plutona są bardzo zbli\
one do kół. Orbity planetoid,
a szczególnie komet, są bardziej zró\
nicowane. Komety, których z
ródłem
jest prawdopodobnie wspomniany obłok Oorta, poruszają się po wydłu\
onych
elipsach, czasem nieodró\
nialnych od parabol.
Słońce
Słońce to największy obiekt Układu Słonecznego. Jego masa stanowi a\
99.8%
całego układu. Masa: 1,9891�1030 kg (333 000 mas Ziemi), średnia gęstość: 1,410
g/cm3 (największa, w jądrze, ok. 100 g/cm3), średnica: 1,3920�106 km (109 średnic
Ziemi), obserwowana z Ziemi średnica kątowa: średnio 31 ,9877.
Słońce składa się głównie z wodoru (75%) i helu (25%), reszta stanowi mniej
ni\
0.1% i są to w większości metale.
Jego powierzchnia nie jest jednolita. najlepiej świadczy o tym fakt, i\
ró\
ne jego
części obracają się
z ró\
nymi prędkościami - na równiku czas rotacji wynosi ok. 25.4 dnia, natomiast w
pobli\
u biegunów - 36 dni. Takie zachowanie jest charakterystyczne dla planet
gazowych.
Temperatura na powierzchni Słońca osiąga 5800K. W środku, w jądrze jest bardziej
gorąco - dochodzi tam nawet do
15 600 000 o K! Ciśnienie w jądrze osiąga ekstremalną wartość 250
milionów atmosfer.
Słońce produkuje ogromne ilości energii. U podstaw promieniowania
słonecznego le\
y zjawisko fuzji nuklearnej; w ka\
dej sekundzie 700 mln ton wodoru
zamieniane jest w 695 mln ton helu, czemu towarzyszy wydzielanie 386 000 000 000
000 megawatów energii wysyłanej w postaci promieniowania gamma.
Na powierzchni Słońca dość powszechne są tzw. plamy słoneczne. Są to
ciemniejsze (w porównaniu z otoczeniem) regiony, których średnica dochodzi do 50
000 km. Są one równie\
znacznie zimniejsze ni\
pozostała powierzchnia Słońca (ok.
3800oK).
Ich powstawanie nie jest do końca znane. Przypuszcza się, \
e powodem istnienia
plam słonecznych są oddziaływania z polem magnetycznym.
Słońce składa się z kilku warstw. Pierwszą z nich jest fotosfera. Fotosfera to
wszystko to, co nie nale\
y do jądra i nie sięga wy\
ej ni\
promień. Jest to w w
pewnym sensie powierzchnia Słońca. Następną warstwą jest niewielka chromosfera
(to ta czerwona otoczka, którą widać podczas całkowitych zaćmień), a zaraz nad nią
poło\
ona jest korona sięgająca miliony kilometrów w przestrzeń kosmiczną. Koronę
słoneczną równie\
mo\
na obserwować podczas zaćmień Słońca, lub w przysłaniając
centralną jego część. Temperatura korony osiąga kilka milionów stopni Kelwina
(nawet do 3).
Pole magnetyczne Słońca jest bardzo silne (najsilniejsze w Układzie
Słonecznym, jednak w porównaniu z innymi gwiazdami wydaje się być raczej
przeciętne) i ma ogromny zasięg, sięgający daleko poza orbitę Plutona.
Słońce oprócz światła i promieniowania cieplnego emituje równie\
tzw. wiatr
słoneczny. Jest to strumień naładowanych cząstek (protonów i elektronów), pędzący
w przestrzeni kosmicznej z prędkością 450 km/s. To właśnie dzięki nim na Ziemi
mo\
emy obserwować zorze polarne, jednak mo\
e on mieć równie\
zgubny wpływ,
szczególnie dla sztucznych ziemskich satelitów (wiatry słoneczne nie mają stałego
natę\
enia i przy silniejszych podmuchach cząstek mogą one zbić z orbity któregoś z
satelitów). Na szczęście ziemskie pole magnetyczne chroni nas przed skutkami
oddziaływania wiatrów słonecznych, jednak nie zawsze - co jakiś czas przy większej
sile wiatru, czyli po prostu większemu natę\
eniu cząstek i ich większej prędkości, siła
naszego pola magnetycznego nie wystarcza by odepchnąć wszystkie cząstki.
Wiek Słońca ocenia się na 4,5 miliarda lat. Przypuszcza się, \
e do\
yje ono
wieku
10 mld lat, a więc nie jest jeszcze nawet w połowie swojej "drogi". Przypuszcza się,
\
e po tym czasie zacznie ono stopniowo rosnąć, pochłonie pierwsze trzy planety a
następnie zacznie się kurczyć a\
do rozmiarów znacznie mniejszych ni\
obecnie.
Merkury
Merkury jest planetą poło\
oną najbli\
ej Słońca; pod względem wielkości w
Układzie Słonecznym zajmuje ósme miejsce. Swe imię Merkury zawdzięcza temu, \
e
pędzi po niebie - podobnie jak mityczny bóg kupców i podró\
nych. Jest to jeden z
najjaśniejszych obiektów na niebie, o ile w ogóle go widać, gdy\
niewielka odległość
od Słońca i stosunkowo szybki ruch obiegowy czynią Merkurego niezwykle trudnym
do obserwacji.
Powierzchnia Merkurego jest bardzo podobna do powierzchni naszego
Księ\
yca - występują liczne i głębokie kratery. Planeta nie posiada atmosfery; nie
występują na niej równie\
\
adne zjawiska tektoniczne. Ponadto na powierzchni
mo\
na spotkać wiele urwisk
i kanionów. Niektóre z nich dochodzą do setek kilometrów długości i ok. 3 km
głębokości. Jednak występują tu równie\
tereny całkiem gładkie. Mo\
e to być
spowodowane dawną działalnością wulkaniczną, albo te\
opadnięciem pyłu po
wybiciu krateru.
Jednym z największych kraterów jest Caloris. Ma on średnicę 1300 km.
Uderzenie, dzięki któremu powstał było tak silne, \
e dokładnie po przeciwnej stronie
planety powstało niewielkie wzniesienie!
Około 78% Merkurego stanowi kora, zło\
ona praktycznie wyłącznie z \
elaza.
Ma ona promień 1800-1900 km. Zewnętrzna skorupa (odpowiednik ziemskiego
płaszcza) ma grubość jedynie 500-600 km.
Temperatura na planecie waha się od -180o C a\
do 430o C. Zdumiewające
okazały się obserwacje radarowe bieguna północnego Merkurego. Głęboko w
niektórych kraterach, chroniona przez cienie, występuje tam zamarznięta woda.
Orbita Merkurego jest dość znacznie wydłu\
ona, mniej okrągła, bardziej
eliptyczna. Podczas, gdy peryhelium znajduje się w odległości 46 mln km, aphelium
jest oddalone a\
o 70 mln km od Słońca. Poza tym inną bardzo szczególną cechą
Merkurego jest fakt, i\
w ciągu swego pełnego obiegu dookoła Słońca wykonuje on
jedynie 1,5 obrotu dookoła własnej osi!
Co ciekawsze, a\
do 1965 r. sądzono, \
e Merkury w ogóle się nie obraca! Ponadto
planeta posiada równie\
bardzo słabe pole magnetyczne o sile ok. 1% ziemskiego
pola.
Merkury był odwiedzany tylko przez jedną sondę - Mariner 10. Przelatywała
ona koło planety 3 razy w 1973 i 1974 roku. Jedynie 45% powierzchni została
sfotografowana.
Obserwacje Merkurego
Szybki ruch Merkurego powoduje du\
e zmiany jego poło\
enia z nocy na noc,
natomiast niewielka odległość od Słońca sprawia, \
e mo\
na go zobaczyć jedynie
zaraz po zachodzie Słońca lub tu\
przed wschodem. Ponadto Merkury nigdy nie
wznosi się wysoko ponad horyzont, tak więc obserwacje są bardzo utrudnione przez
grubą warstwę naszej atmosfery.
Planeta jest widoczna z Ziemi w ró\
nych fazach - podobnie jak obserwujemy
Księ\
yc, lecz najjaśniej świeci w postaci wąskiego sierpa. Nie ma powszechnej zgody
co do koloru Merkurego - jedni widzą \
ółtą planetę, inni - ró\
ową.
Do obserwacji Merkurego wystarcza teleskop o średnicy 10 cm, jednak dopiero
przy średnicy 20 cm mo\
na dostrzec jakieś szczegóły na tarczy planety.
Wenus
Wenus jest drugą z kolei planetą od Słońca. Jest to najjaśniejszy obiekt na
niebie; w maksimum blasku świeci ona z jasnością ok. -4.5 m. To właśnie dzięki swej
jasności planeta zawdzięcza swą nazwę - imię rzymskiej bogini piękna i miłości
(odpowiednik greckiej Afrodyty).
Jedną z cech charakterystycznych Wenus jest bardzo gruba warstwa chmur,
uniemo\
liwiająca jakiekolwiek obserwacje powierzchni planety. Panują tam
ekstremalne warunki: temperatura od 130 do 470o C, ciśnienie przy powierzchni
ponad 90 atmosfer... Ponadto występuje tam wysoka aktywność wulkaniczna (co
sprawia, \
e więlszość powierzchni jest pokryta lawą) a z kilkukilometrowej grubości
chmur - równie\
efekt cieplarniany.
Wenus była pierwszą planetą, którą odwiedziła sonda kosmiczna (Mariner 2 w
1962 r.), jak równie\
, pierwszą na której wylądowała sonda kosmiczna (sowiecka
Venera 9 - pierwsze fotografie z powierzchni). Poza tym była ona równie\

odwiedzana przez wiele innych (ponad 20), wśród nich: Venera 7, Pioneer Venus oraz
Magellan, który dostarczył dokładnych radarowych map powierzchni planety.
Obserwacje Wenus
Podobnie jak Merkury Wenus widziana jest z Ziemi w ró\
nych fazach. Poza
tym planety te mają jeszcze jedną cechę wspólną - nie pojawiają się zbyt wysoko nad
horyzontem. Wenus obserwowana jest jedynie jako gwiazda poranna - przed
wschodem Słońca, lub gwiazda wieczorna - zaraz po zachodzie Słońca. Fazy Wenus
są na tyle dobrze widoczne, \
e praktycznie mo\
na je ju\
dostrzec za pomocą lornetki.
Ponadto planeta jest na tyle jasna, \
e niektórzy kuszą się na dzienne obserwacje
Wenus. Zachęcam wszystkich do spróbowania takich obserwacji, warto jednak
najpierw odszukać Wenus za pomocą lornetki, a dopiero póz
niej, znając ju\
jej
pozycję na niebie, u\
yć teleskopu.
Ziemia
Ziemia jest jedyną planetą, której polska nazwa nie pochodzi z greckiej
(rzymskiej) mitologii.
Ziemia składa się z siedmiu warstw:
- Skorupa (0-40 km) [głębokości]
- Płaszcz zewnętrzny (10-400 km)
- Strefy przejściowe (400-650 km)
- Płaszcz wewnętrzny (650-2890 km)
- Jądro zewnętrzne (2890-5150 km)
- Jądro wewnętrzne (5150-6378 km)
Skorupa jest cieńsza pod oceanami, grubsza natomiast pod kontynentami. Jądro
wewnętrzne i skorupa są raczej "zbite" i stałe, natomiast jądro zewnętrzne i płaszcz są
bardziej płynne.
Jądro jest prawdopodobnie zbudowane głównie z \
elaza (lub niklu i \
elaza).
Temperatury w centrum jądra osiągają do 7500oK (7200oC), co przewy\
sza
temperatury na powierzchni Słońca. Płaszcz wewnętrzny najprawdopodobniej
zawiera krzem, magnez i tlen oraz trochę \
elaza, wapnia i aluminium. Płaszcz
zewnętrzny jest po części równie\
zbudowany z wapnia i aluminium.
Ogólnie rzecz biorąc Ziemia składa się z:
1 \
elaza (34.6%)
2 tlenu (29.5%)
3 krzemu (15.2%)
4 magnezu (12.7%)
5 niklu (2.4%)
6 siarki(1.9%)
7 tytanu (0.05%)
Pod względem gęstości Ziemia zajmuje pierwsze miejsce wśród planet Układu
Słonecznego. Ma ona jeszcze jedną szczególną cechę odró\
niającą
ją od innych podobnych planet w naszym systemie: jej płaszcz jest podzielony na
liczne płyty, poruszające się niezale\
nie na górnej części płaszcza. Istnieje osiem
głównych płyt tektonicznych:
1 Płyta Północnoamerykańska - Ameryka Północna, zachodnia Atlantyk oraz
Grenlandia
2 Płyta Południowoamerykańska - Ameryka Południowa i południowo-zachodni
Atlantyk
3 Płyta Antarktyczna - Antarktyda wraz z częścią przyległych wód
4 Płyta Euroazjatycka - północno-wschodni Atlantyk, Europa oraz Azja (bez
Indii)
6 Płyta Afrykańska - Afryka, południowo-wschodni Atlantyk oraz zachodnia
część Oceanu Indyjskiego
8 Płyta Indoaustralijska - Indie, Australia, Nowa Zelandia oraz większość
Oceanu Indyjskiego
9 Płyta Nazca - wschodni Pacyfik przyległy do Ameryki Południowej
12 Płyta Pacyficzna - większość Pacyfiku oraz część południowo-wschodniego
wybrze\
a USA
Powierzchnia Ziemi jest bardzo młoda. Wciągu zaledwie (z punktu widzenia
astronomii) 500 mln lat, erozja i ruchy tektoniczne niszczyły i na nowo
odbudowywały większą jej część. Z tego właśnie powodu bardzo wczesna historia
Ziemi została w większości zniszczona. 71% powierzchni Ziemi zajmuje woda,
jednie 29% stanowią lądy. Ziemia jest jedynym ciałem
w Układzie Słonecznym, na której woda mo\
e istnieć w stanie ciekłym (jednak są
podejrzenia, \
e pod powierzchnią jednego z księ\
yców Jowisza - Europy równie\

istnieje woda w tej postaci).
Atmosfera Ziemi składa się z:
1 azotu
2 tlenu
3 argonu
4 dwutlenku węgla oraz
5 pary wodnej
We wczesnej atmosferze było prawdopodobnie znacznie więcej dw. węgla, ale od
tamtej pory został on prawie w całości zawarty w skałach węglowych, a mniejsza jego
część - rozpuszczona w oceanach i pochłonięta przez rośliny \
ywe. Lecz ta niewielka
ilość dw. węgla ma dla \
ycia na Ziemi niebagatelne znaczenie; powoduje ona tzw.
efekt cieplarniany,
który podwy\
sza globalną temperaturę o około 35o (np. zamiast -15oC mamy gorącą
wiosnę o temperaturze 20oC...). Bez efektu cieplarnianego oceany by pozamarzały i
\
ycie byłoby praktycznie niemo\
liwe. Jednak, o czym jest głośno ju\
od kilku lat, gdy
dw. węgla będzie zbyt du\
o, mo\
e on mieć równie\
niszczącą dla \
ycia siłę...
Obecność tlenu w stanie wolnym jest z chemicznego punktu widzenia dość
dziwne; jest to gaz, który w normalnych warunkach szybko reaguje z innymi
pierwiastkami. Tlen
w ziemskiej atmosferze jest produkowany i utrzymywany przez procesy biologiczne.
Bez \
ycia, na Ziemi nie byłoby tlenu w stanie wolnym.
Ziemia posiada równie\
skromne pole magnetyczne wytwarzane przez prądy
elektryczne w jądrze. To właśnie dzięki istnieniu tego pola (a właściwie
oddziaływaniu na nie wiatru słonecznego) mo\
emy obserwować takie zjawiska, jak
zorze polarne.
Księ\
yc
Księ\
yc był oczywiście znany od czasów prehistorycznych. Jest to drugi, po
Słońcu najjaśniejszy obiekt na ziemskim niebie. Jego jasność w pełni, przekracza -
12m.
Aktualnie orbita Księ\
yca nie jest idealnie okrągła, co prowadzi do tego, \
e
niejako "chwieje się" on i od czasu do czasu mo\
na obserwować bardzo niewielką
część jego lewej strony, czyli tej normalnie niewidocznej z Ziemi. Jednak druga
strona Księ\
yca była zupełnie nieznana a\
do 1959 r., kiedy to Luna 3 przekazała na
Ziemię liczne fotografie jej powierzchni.
 Księ\
yc nie ma atmosfery, ale dane przekazane w 1994 r., z misji Clementine
sugerują, \
e w kraterach na południowym biegunie Księ\
yca mo\
e istnieć
zamarznięta woda. Je\
eli oka\
e się to prawdą, mo\
e to mieć du\
e znaczenie w
przyszłej eksploracji srebrnego globu.
Z geologicznego punktu widzenia, Księ\
yc zbudowany jest z cienkiej skorupy,
płaszcza oraz prawdopodobnie małego jądra.
Mars
Swą nazwę Mars zawdzięcza najprawdopodobniej swemu silnie czerwonemu
kolorowi. W mitologii rzymskiej Mars (w greckiej Ares) był bogiem wojny.
Planeta, jak nie trudno się domyśleć była znana od pradawnych czasów,
podobnie jak Wenus, Merkury czy Jowisz. Czerwona planeta jest równie\
najczęściej
przewijającym się motywem literatury fantastyczno-naukowej.
Pierwszy na Marsa zawitał Mariner 4 (było to w 1965 roku), póz
niej w jego
ślady poszły Viking 1, a następnie Viking 2 (1976) i po ponad dwudziestoletniej
przerwie wreszcie Mars doczeka się kolejnego gościa z Ziemi - Pathfindera.
Temperatura na Marsie zmienia się bardzo gwałtownie w ciągu trwania roku.
Powodem tych wahań jest kształt marsjańskiej orbity: jest ona silnie eliptyczna.
Średnia temperatura na czerwonej planecie wynosi od  120 do 22oC.
Mars znany jest w Układzie Słonecznym z najwy\
szych łańcuchów górskich
oraz największych kanionów. Najwy\
sza góra na Marsie, a za razem największa w
Układzie Słonecznym - Olympus Mons - sto\
ek wygasłego wulkanu, ma ponad 24 km
wysokości i ok. 550 kilometrową średnicę podstawy! Gdyby przenieść ja na Ziemię
zajęłaby większą część Polski! Drugim monumentalnym "zjawiskiem" na Marsie jest
system kanionów Valles Marineris, mający 4000 km długości i od 2 do 7 km
głębokości. Przy nim Wielki Kanion Kolorado wydaje się być maleńką rysą na
piasku. Mo\
na tam równie\
znalez
ć głęboki na 6 km krater uderzeniowy - pamiątka
po spotkaniu z meteorem. Hellas Planitia, bo taką nadano mu nazwę, ma 2000
km średnicy!
Co do wnętrza Marsa, to mo\
emy jedynie spekulować, jaką ma ono budowę.
Najczęściej mówi się o jądrze mającym promień 1700 km, płynno-skalny płaszcz oraz
cienkiej skorupie. Brak pola magnetycznego mo\
e świadczyć o tym, \
e w
marsjańskim jądrze więcej mało jest \
elaza, a w tym wypadku większość mo\
e
stanowić siarka.
Na Marsie nie zaobserwowano działalności tektonicznej, ale za to powszechne
są tam ślady erozji. Przypuszcza się, \
e kiedyś, jakieś 4 mln lat temu wszystkie te
zagłębienia, doliny itp. wypełniała woda. Płynęły tam szerokie, nawet na kilkadziesiąt
kilometrów rzeki a mo\
e nawet istniały oceany.
Czerwona planeta nie posiada w atmosferze zbyt wiele tak wa\
nego dla
temperatury na Ziemi dwutlenku węgla. Co prawda we wczesnej historii Marsa był on
obecny, jednak najprawdopodobniej został w większości zawarty w skałach.
Skutkiem tego jest fakt, \
e jeśli Ziemia ze swoją atmosferą znalazłaby się w takiej
odległości od Słońca, jak Mars, na jej powierzchni (głównie za sprawą efektu
cieplarnianego) byłoby znacznie cieplej ni\
teraz na Marsie.
Atmosfera Marsa jest bardzo cienka, a w zasadzie są to tylko resztki dawnej
marsjańskiej atmosfery. Składa się ona z:
2 dwutlenku węgla (95.3%) - ilość wystarczająca do "podgrzania" planety o
zaledwie 5o
3 azotu (2.7%)
4 argonu (1.6%) oraz
5 śladowych ilości tlenu (0.15%)
6 i pary wodnej (0.03%)
Ciśnienie panujące na Marsie to zaledwie 7 milibarów, czyli mniej ni\
1% ziemskiego
ciśnienia atmosferycznego. Występują jednak znaczne wahania marsjańskeigo
ciśnienia - od 9 milibarów w najni\
szych częściach czerwonej planety, do 1 milibara
na szczycie Olympus Mons. Co więcej, ciśnienie to w zupełności wystarcza do
powstawanie dość silnych wiatrów i burz pyłowych, które mogą trwać wiele tygodni a
nawet miesięcy.
Jedną z najbardziej charakterystycznych cech marsjańskiego globu są tzw.
czapy lodowe, występujące na biegunach. Są one zbudowane głównie z zestalonego
dwutlenku węgla (tzw. "suchy lód"). W czasie kiedy na północnej półkuli panuje lato
such lód supełnie resublimuje do dwutlenku węgla, pozostawiając warstwę lodu. Nie
wiadomo, czy pod powierzchnią południowej czapy równie\
znajduje się zamarznięta
woda, gdy\
ta nigdy całkowicie nie znika. Woda (zamarznięta) mo\
e się równie\

znajdować pod powierzchnią Marsa.
Co prawda podczas misji Viking zostały przeprowadzone badania co do
obecności \
ycia na Marsie i ich wynik był negatywny, to nie mo\
emy powiedzieć, \
e
na Marsie nie istniała kiedyś jakaś forma \
ycia... Faktem jest, \
e badane przez
Vikinga próbki marsjańskiej gleby były jedynie dwie, a poza tym pobrane z miejsc
raczej niezbyt korzystnych do rozwoju \
ycia. Ostatnio (dokładnie 6 sierpnia 1996)
światem wstrząsnęła wiadomość o znalezieniu w jednym z meteorytów (ALH84001)
z Marsa śladów bardzo prymitywnego \
ycia!
Twórcą całego zamieszania był David McKay z Kosmicznego Centrum Johnsona. Na
razie nie mo\
na w 100% powiedzieć, czy na Marsie rzeczywiście istniało kiedyś
\
ycie, aczkolwiek wszystko wskazuje na to, \
e dawno temu na czerwonej planecie
mogły rozwijać się prymitywne bakterie.
Dwa jedyne satelity Marsa to Phobos i Deimos. Są to bardzo małe ciała,
rozmiarami przypominające bardziej asteroidy (nie wyluczone, \
e są to przechwycone
asteroidy); ich średnice wynoszą odpowiednio 22 i 12 km. Okrą\
ają one macierzystą
planetę w bardzo małej odległości - 9 i 23 tys. km.
Jowisz
Jowisz to największa planeta Układu Słonecznego. Jego masa dwukrotnie
przewy\
sza masę wszystkich pozostałych planet naszego układu (bez Słońca). Jak
więc widać nie bez powodu została ona nazwana imieniem największego z bogów
rzymskich (odpowiednik greckiego Zeusa).
Planeta ta była znana od prehistorycznych czasów, ale dopiero w 1610 r.
Galilusz odkrył, \
e posiada ona 4 księ\
yce, nazwane póz
niej na jego cześć księ\
ycami
galileuszowymi (są to: Io, Europa, Ganimedes i Kallisto). Było to przełomowe
odkrycie, gdy\
poddawało
ono w wątpliwość panująca wówczas (oficjalnie) teorię geocentryczną (o tym, \
e
Ziemia jest centrum Wszechświata). Co prawda zwolennicy geocentrycznej teorii
próbowali argumentować takie ruchy galileuszowych księ\
yców tym, i\
poruszaja się
one po bardzo skomplikowanych orbitach okołoziemskich, jednak teoria ta była
strasznie skomplikowana
i w końcu trzeba było uznać odrzuconą kilkadziesiąt lat wcześniej heliocentryczną
teorie Kopernika.
Pierwszą sondą, jaka odwiedziła Jowisza był Pioneer 10 (w 1973 r.). Póz
nej
były kolejno: Pioneer11, Voyager 1, Voyager 2, Ulysses i wreszcie w grudniu 1995 -
Galileo.
Jowisz nie ma "twardego gruntu" jest on zbudowany prawie wyłącznie z gazu,
którego gęstość rośnie w miarę zbli\
ania się go środka planety. 90% gazu stanowi
wodór, pozostałe 10% - hel z niewielkimi domieszkami metanu, wody i amoniaku.
Bardzo podobną budowę ma Saturn. Planeta posiada prawdopodobnie skaliste jądro o
masie 10 do 15 mas Ziemi.
Na Jowiszu, podobnie jak i innych planetach gazowych panują straszliwe
wiatry osiągające prędkość do ok. 150 m/s (540km/h), jednak ostatnie dane z sondy
Galileo pozwalają przypuszczać, \
e w ni\
szych częściach atmosfery wiatry mogą
osiągać prędkości dochodzące nawet do tysięcy km/h! Wiatry te wieją w ró\
nych
kierunkach w zale\
ności od strefy (w przeciwnych kierunkach na graniczących ze
sobą strefach). najpotę\
niejszym huraganem na Jowiszu a zarazem w całym Układzie
Słonecznym jest GRS (Great Red Spot), czyli Wielka Czerwona Plama (zdjęcie
obok), obserwowana ju\
od ponad 300 lat! Wielkość Czerwonej Plamy ocenia się na
ok. 25000 km "długości" i ok. 12000 km "wysokości" (ma ona kształt eliptyczny). W
jej wnętrzu mo\
naby umieścić dwie Ziemie!
Ciekawostką jest, i\
Jowisz wypromieniowuje znacznie więcej energii ni\

otrzymuje? od Słońca. Energia Jowisza nie powstaje rzecz jasna wskutek fuzji
nuklearnej, tak jak to się dzieje na Słońcu; planeta jest na to zbyt mała i ma
niedostatecznie gorące jądro. Energia Jowisza powstaje głęboko w środku planety w
wyniku konwekcji ciepła (unoszenia ciepła spowodowanego ró\
nicą temperatur).
Jowisz posiada ogromne pole magnetyczne, znacznie przewy\
szające ziemskie.
Jego zasięg sięga 650 mln km (a\
po orbitę Saturna), jednak "jedynie" kilka mln km
w kierunku Słońca. Właśnie to pole mo\
e być jednym z powodów tak du\
ej
aktywności wulkanicznej na jednym z księ\
yców Jowisza - Io.
Oprócz tego planeta posiada równie\
niewielkie pierścienie (podobne do
pierścieni Saturna, tyle \
e du\
o mniejsze). Ich obecność została odkryta dopiero
podczas misji Voyager 1. Są one znacznie ciemniejsze, ni\
te wokół Saturna, a
zbudowane są najprawdopodobniej z bardzo małych odłamków skalnych.
W lipcu 1994 r. Jowisz prze\
ył jedną z największych kolizji dwudziestego
wieku w Układzie Słonecznym. Zderzył się z kometą Shoemaker-Levy 9. Efekty tego
zderzenia były bez trudu widoczne nawet przez amatorskie teleskopy. Ślady na
powierzchni planety mo\
na było obserwować jeszcze przez rok po kolizji.
Saturn
W rzymskiej mitologii Saturn jest bogiem urodzaju; w Układzie Słonecznym
Saturn jest szóstą planetą od Słońca i drugą pod względem wielkości.
Pierwszym gościem z Ziemi w okolicach Saturna był Pioneer 11 (1979). Po nim
były Voyager 1 i Voyager 2, jednak ju\
niedługo Saturna czeka kolejne spotkanie z
wytworem ziemskiej cywilizacji - sondą Cassini. Jest to jedno z najwiekszych
przedsięwzięć NASA ostatnich lat (obok programu Galileo oraz misji na Marsa).
Saturn widziany przez teleskop przewa\
nie wydaje się być nieco spłaszczony.
I rzeczywiście - ró\
nica pomiędzy jego "szerokością" a "wysokością" wynosi a\
10%
(ok. 12 000 km). Jest to wynikiem bardzo małej gęstości planety (najmniejszej w
Układzie Słonecznym, mniejszej od gęstości wody) przy stosunkowo szybkim ruchu
obrotowym (siła odśrodkowa jest większa na równiku ani\
eli
na biegunach i w ich pobli\
u).
Podobnie jak Jowisz planeta zbudowana jest w 75% z wodoru oraz w 25% -
helu
z domieszkami wody, metanu, amoniaku
oraz okruchów skalnych. Jest to budowa typowa dla mgławicy planetarnej, z której
powstał nasz Układ Słoneczny. Wnętrze Saturna jest bardzo gorące - w samym
centrum osiąga 12000oK. Planeta, podobnie jak Jowisz, emituje
w przestrzeń kosmiczną więcej energii ani\
eli otrzymuje od Słońca.
Tak charakterystyczne dla Jowisza pasy są znacznie mniej widoczne na
Saturnie, chocia\
w pobli\
u równika stają się one nieco szersze. Planeta wykazuje
równie\
inne podobieństwa do swego poprzednika, m.in. podobną cyrkulację w
górnych częściach atmosfery oraz pędzące z oszałamiającymi prędkościami wiatry.
Jednak przejdz
my mo\
e do tego, z czego powszechnie znany jest Saturn, a
mianowicie do jego sławnych pierścieni. Jest ich dokładnie sześć i nazwane są
kolejno D, C, B, A, F, G
i E (licząc od powierzchni planety). Są one zbudowane z miliardów niewielkich
skalno-lodowych bryłek, o ró\
nych średnicach (od kilku centymetrów do kilku
metrów -
w zale\
ności od typu pierścienia). Grubość pierścieni jest nieproporcjonalnie mała w
stosunku do średnicy - wynosi ona zaledwie 1.5 - 2 km przy ponad 250 000 średnicy.
Pierwsze dwa pierścienie są najbardziej widoczne, mo\
na je zobaczyć nawet przez
niewielki teleskop. Charakterystyczna przerwa między nimi nazwana jest przerwą
Cassiniego, na cześć jej odkrywcy. Pozostałe, a w szczególności największy z nich -
pierścień E, są praktycznie niezauwa\
alne. Jedyną szansą na zobaczenie ich są
momenty "pozornego zaniku pierścieni", czyli czas, kiedy le\
ą one dokładnie w
płaszczyz
nie orbity ziemskiej. Trwa to bardzo krótko
a zdarza się regularnie co sześć lat. Stosuje się wtedy specjalistyczny sprzęt i
"wyrafinowane" techniki przysłaniania tarczy planety tak, aby widoczne były jedynie
pierścienie. Był to notabene sposób odkrycia pierścienia E.
Pochodzenie pierścieni Saturna (i nie tylko Saturna) nie jest do końca
wyjaśnione, jednak przypuszcza się, i\
mogą to być pozostałości po którymś z
satelitów, który tragicznie skończył swój "\
ywot" podczas kolizji z jakimś innym
ciałem, być mo\
e kometą. Owszem mo\
e to wyjaśniać pochodzenie pierścieni jednej
planety, ale czy ka\
da gazowa planeta (Jowisz, Uran, Neptun) musiała przejść taką
kolizję? Bardziej prawdopodobna mo\
e się wydawać hipoteza powstania pierścieni
wraz z powstaniem planet, choć i to nie wyjaśnia wszystkiego do końca.
Uran
Uran jest pierwszą planeta odkrytą w czasach nowo\
ytnych. Miało to miejsce
13 marca 1781 roku, a dokonał tego Friedrich Wilhelm Herschel. Właściwie odkrycie
to było zupełnie przypadkowe; podczas przeszukiwania nieba Herschel natknął się na
obiekt, który początkowo wziął za kometę... Co prawda Uran był obserwowany ju\

znacznie wcześniej (pierwsza wzmianka o nim pojawia się w 1690 r.), jednak cały
czas brano go za gwiazdę... Herschel nazwał swoją planetę Georgium Sidus, czyli po
prostu Planeta Grzegorza, na cześć angielskiego króla Grzegorza III. Inni planetę
nazywali po prostu "Herschel", od nazwiska odkrywcy. Dopiero po jakimś czasie
zaproponowano nadanie jej nazwy wywodzącej się
z mitologii - jak w przypadku wszystkich pozostałych planet -
i ostatecznie od roku 1850 Planeta Grzegorza III nosi imię greckiego boga Niebios -
Urana.
Planeta gościła tylko jedną sondę kosmiczną - Voyager 2
(w 1986 r.).
Cechą charakterystyczną Urana jest poło\
enie jego osi obrotu - le\
y ona prawie
dokładnie w płaszczyz
nie orbity planety. Jest to ewenement w całym Układzie
Słonecznym; jeden z biegunów Urana jest niemal\
e dokładnie skierowany w stronę
Słońca! (jest to zreszta równie\
powodem ciągłego sporu, który z biegunów Urana
jest północny a który południowy). Mogłoby się więc wydawać, \
e obszary bieguna
zwróconago w stronę Słońca są nieco cieplejsze, ani\
eli równik, jako \
e pada na nie
więcej energii Słonecznej. Jednak w rzeczywistości tak nie jest!
Z nieznanych przyczyn jest zupełnie odwrotnie - mimo, i\
równik jest mniej
"oświetlony",
ma on większą temperaturę...
Uran w ok. 85% składa się ze skał i lodu; jedynie 15% stanowi wodór i
odrobina helu. Nie jest to bdowa typowa dla planet gazowych, do których przecie\

zalicza się Uran; bardziej przypomina to budowę jądra Jowisza lub Saturna. Uran nie
posiada równie\
jako takiego jądra - jego zewnętrzna budowa jest bardzo podobna do
budowy wnętrza planety. Atmosfera Urana to 83% wodoru, 15% helu i ok 2%
metanu.
Podobnie, jak w przypadku innych gazowych planet, Urana otaczają
pierścienie. Jest ich 11 i są one bardzo ró\
nych wielkości - od pyłu do ok. 10 m.
Wszystkie one są bardzo "słabe" (ciemne) i w związku z czym - bardzo trudne do
zaobserwowania. Ich odkrycie było przełomowe, gdy\
nastąpiło, jako pierwsze po
odkryciu pierścieni Saturna i niejako odrzuciło powszechnie panującą do tego czasu
opinię o "osamotnieniu" pierścieni Saturna...
Uran posiada własne pole magnetyczne, którego z
ródłem są
najprawdopodobniej jakieś ruchy we wnętrzu planety.
Neptun
Neptun to imię rzymskiego boga mórz. Swą nazwę planeta zawdzięcza
charakterystycznemu błękitnemu kolorowi, który do złudzenia przypomina barwę
oceanu. Kolor ten jest, podobnie jak w przypadku Urana wynikiem pochłaniania
czerwonej części światła słonecznego przez metan zawarty w atmosferze planety.
Odkrycie Neptuna wią\
e się z bardzo długimi i mo\
e nawrt nieco zabawnymi
perypetiami. W skrócie wyglądało ono tak: po odkryciu Urana astronomowie
przypuszczali, \
e za orbitą Urana istnieje jeszcze jedno ciało niebieskie - wskazywały
na to pewne niezgodności w orbicie planety; wszystko wskazywało na to, \
e "coś"
oddziałuje grawitacyjnie na Neptuna. Ju\
w 14 lat po odkryciu Urana, francuski
astronom, Joseph de Lalande naniósł na mapę pozycję gwiazdy, która to pozycja po
kilku dniach się zmieniła. Przekonany o swoim błędzie, poprawił to i "uaktualnił"
pozycję owej "gwiazdy". Gdyby po raz trzeci przeprowadził obserwacje
niefortunnego obiektu,
z pewnościa łatwo by się przekonał, czego stał się odkrywcą... Tak się jednak nie stało
i sprawa Neptuna została odło\
ona o jakieś 46 lat do roku 1841, kiedy to John Adams,
student Cambridge zajął się wyznaczaniem pozycji obiektu, który mógłby zakłócać
ruch Urana. Swoją pracę przekazał Astronomowi Królewskiemu - Airy'emu. Ten
jednak nie wykazał większego zainteresowania, w związku z czym Adams próbował
swymi obliczeniami zachęcić do obserwacji Jamesa Challisa, profesora astronomii,
który zresztą te\
nic w tej sprawie nie zrobił... W tym samym czasie w Pary\
u niejaki
Jean Leverrier równie\
zajął się problemem ruchu Urana. Jako \
e Leverrier nie mógł
dokonać samodzielnie obserwacji, poprosił o pomoc Johanna Galle'ego z berlińskiego
obserwatorium. Dyrektor tego obserwatorium - Johann Encke nie wyraził sprzeciwu i
jeszcze tej samej nocy, w 1846 r., skierowano teleskop na wskazaną przez Leverriera
pozycję. I rzeczywiście znaleziono obiekt ósmej wielości gwiazdowej, którego nie
było na mapach nieba...
Podobnie jak Uran, Neptun odwiedzany był tylko przez jedną sondę kosmiczną
- Voyager 2, w 1989 r. i prawie wszystko, co obecnie wiemy o tej planecie pochodzi
właśnie z tej sondy.
Budowa Neptuna jest bardzo podobna do budowy Urana z tym, \
e jest on nieco
mniejszy ale za to cię\
szy od swojego poprzednika. Mo\
na zresztą zauwa\
yć tu
pewną prawidłowość - Jowisz ma budowę zbli\
oną do Saturna, Uran do wnętrza
Jowisza
(a więc i Saturna), Neptun zaś podobny jest do Urana. Planeta składa się więc z brył
skalno-lodowych oraz, w 15%, z wodoru i helu. W przeciwieństwie do Urana, planeta
posiada niewielkie jądro o masie w przybli\
eniu odpowiadającej masie Ziemi. Neptun
posiada rownie\
atmosferę zło\
oną z wodoru, helu i niewielkich ilości metanu.
Podobnie, jak na ka\
dej gazowej planecie, tak i na Neptunie występują
straszliwe wiatry, które akurat tym w przypadku są najsilniejsze w całym Układzie
Słonecznym. Osiągają one oszałamiające prędkości 2000 km/h!
Neptun posiada równie\
pierścienie (jak wszystkie gazowe planety). Podobnie
jak pierścienie Jowisza czy Urana są one bardzo ciemne, jednak w tym przypadku ich
budowa nie jest znana. Pierścienie te wykazują jeszcze jedną charakterystyczną cechę
- wydają się być niejako "skręcone" (zdjęcie obok). Otrzymały one nawet nazwy; jest
Adams, Leverrier czy Galle.
Pluton
Pluton jest rzymskim bogiem świata zmarłych, czy jak kto woli - bogiem
podziemi (piekła). Nazwa ta, jak zresztą w przypadku większości ciał Układu
Słonecznego nie jest przypadkowa; Pluton jest najdalej poło\
ona planetą w naszym
układzie, mo\
na by rzec - najgłębszą.
Planeta jest bardzo mała; du\
o mniejsza od Ziemi, Marsa czy Merkurego a
nawet od niektórych księ\
yców - Ganimedesa, Kallisto, Europy, Io (Jowisz), Trytona
(Neptun), Tytana (Saturn) czy choćby naszego Księ\
yca.
Pluton został odkryty stosunkowo niedawno, bo w 1930 r. przez Clyde'a
Tombaught'a, jednak tylko dzięki inicjatywie Percivala Lowella, który poświęcił na
szukanie dziewiątej planety du\
ą część swego \
ycia. Nale\
y dodać, i\
Tombaught
przed odkryciem Plutona był astronomem-amatorem, który posiadł mo\
liwość
korzystania z instrumentów Obserwatorium Lowella w uznananiu za dobre rysunki...
Pluton jest jedyną planetą, która nie została odwiedzona przez \
adną sondę
ziemską. Wszystkie zdjęcia Plutona, jakimi dysponujemy pochodzą więc z
teleskopów. Jednak ju\
teraz NASA przygotowuje się do wystrzelenia w stronę
Plutona ziemskeigo wysłannika - sondy Pluto Express. Prawdopodobnie nastąpi to
około 2001 roku.
Jedynym księ\
ycem Plutona jest Charon, odkryty w 1978 r.. Jego masa jest
niewiele mniejsza od masy Plutona, co powoduje, \
e oba ciała obiegają jeden środek
cię\
kości (nie mo\
na powiedzieć, \
e Charon obiega Plutona, ale te\
nie mo\
emy
powiedzieć \
e to Pluton obiega Charona). Sytuacja ta przypomina podwójny układ
gwiazd...
Orbita Plutona jest najbardziej eliptyczna spośród wszystkich planet Układu
Słonecznego. Jest ona na tyle spłaszczona, \
e co jakiś czas Pluton jest bli\
ej Słońca,
ani\
eli Neptun (stan ten trwa obecnie - od 1979 iutrzyma się do 1999 r.).
O Plutonie właściwie niewiele wiemy, a nawet wszystko to co wiemy to jedynie
przypuszczenia... Temperatura na jego powierzchni waha się prawdopodobie od -228
do -238oC. Jest on zło\
ony w 70% ze skał a w pozostałych 30 - z zamarzniętej wody.
O atmosferze planety te\
nie mo\
emy powiedzieć nic pewnego; mo\
e się ona składać
w większości z azotu oraz tlenku węgla i metanu.
Astronomowie zauwa\
yli uderzające podobieństwo pomiędzy Plutonem a
jednym
z księ\
yców Neptuna - Trytonem. Powstały nawet hipotezy co do przeszłości tych
ciał. Według jednej z nich Tryton był kiedyś planetą podobną do Plutona, która
została przechwycona przez Neptuna. Inna z kolei zakłada sytuacj odwrotną - to
właśnie Plutonowi, jako dawnemu księ\
ycowi Neptuna udało się wyrwać z
oddziaływania grawitacyjnego tego ostatniego, i stać się oddzielną planetą.
Planetoidy
Planetoidy (asteroidy) są to tysiące drobnych planetek o średnicach od kilku
metrów do ok. 1000 kilometrów. Du\
a ich część (ok. 4 tys.) została ju\

skatalogowana. Nadanie nazwy planetoidzie przysługuje odkrywcy, tak więc wachlarz
tych nazw jest naprawdę du\
y - nazwy geograficznych (1125 Chiny, 2531 Cambridge)
poprzez nazwiska słynnych astronomów (1134 Kepler, 1501 Baade), kompozytorów
(1814 Bach, 1815 Beethoven, 1818 Brahms), astronautów (1772 Gagarin), pisarzy
(2985 Szekspir), polityków (2807 karol Marks) a\
po słynne postacie z filmów - 2309
Mr Spock ("Star Trek"). Kilkanaście planetoid nosi nawet polskie nazwy (1112
Polonia, 1263 Varsavia, 1286 Banachiewicz, 1322 Copernicus, 1352 Wawel).
Pierwszą odkrytą w 1801 roku planetoidą była Ceres; póz
niej były kolejno: Pallas,
Juno i Westa.
Ciekawą a zarazem nieco przeraz
liwą cechą asteroid jest to, \
e orbity
niektórych z nich przecinają sie z orbitą ziemska. A\
strach pomyśleć, jaki los
spotkałby Ziemię po zderzeniu z takim obiektem! Jedno jest pewne: byłby to na
pewno koniec naszej cywilizacji... Przy odrobinie szczęścia jedynie nieliczni mieliby
szansę prze\
yć (zderzenie z planetoidą jest zresztą jedną z hipotez wyginięcia
dinozaurów). Ostatnie takie "bliskie spotkanie" miało miejsce w 1989 roku, kiedy to
planetoida 1989 FC zbli\
yła się do nas na odległość 800 tys. km. Tego rodzaju
obiekty stanowią wdzięczny obiekt obserwacji - ich poło\
enie na tle gwiazd zmienia
się w ciągu zaledwie kilku minut!
Komety
Komety zaliczają się, podobnie jak planety do ciał obiegających Słońce, z tą
ró\
nicą, \
e ich orbity są znacznie bardziej wydłu\
one oraz le\
ą w bardzo ró\
nych
płaszczyznach. W okolicach Słońca pojawiają się okresowo, i wtedy widoczne są z
Ziemi, jako rozmyte białe plamki lub - jeśli kometa jest dostatecznie du\
a bądz
mija
Ziemię w stosunkowo niewielkiej odległości - jako "gwiazdy z warkoczem".
Komety zbudowane są w większości z lodu i brył skalnych. Stąd zresztą bierze
się ich warkocz - zbli\
ając się do Słońca lód ogrzewa się i sublimuje a kometa
pozostawia za sobą charakterystyczny ślad. Niekiedy kometa ma dwa warkocze;
drugi, zwrócony prostopadle do Słońca powstaje w wyniku działania wiatru
słonecznego.
Tabelka porównawcza dotycząca planet Ukł.
Słonecznego
le ość o a (bez lit
Od gł d SłońcaŚ M sate
ęść ę\
ł ć ę\

[j.a.] mln k m M =1 *1 021kg Merkury
9 57,9 1 48 0 0.06 333 5. 62 - 56d,6 5 W enus0.72
,21 122 30 0 81 487 5.09 - -24 3d,01 Zi emia 1.
h
49,60 127 6 1.00 5974 5.52 1 23 ,93 Mars
227,95 680 0.11 44 3.97 2 2462 J owisz 5. 20 778
142796 317.8 9 189970 1.33 16 9h, 92 Satur n 9 .52 142
h
1206 60 9517 5687 6 0.69 18 1 ,66 Ur an 19.16 28
4 52400 14.5 86891 .15 15 -17h, 24 Neptu n 30.07 4
60 504 0 17.4 10302 1.56 8 16 ,11 Pl ut on 39.
5
9
0
6
,
4
3
2
3
02 0.003 15,4
2
.00 1 6d,39 Bibliografia: Astronom
i kosmologia  Wirtualny Wsz
1 echświat - http://www.wiw.pl/astronomia Wielka Interaktywna Encykloped
2 ia Multimedialna - http://wiem.onet.pl/Multimedialna Encykloped
ia Powszechna. OW "Fogra
3 ", Kraków, 1997http://www.fogra.com.plhttp://plane
4 tscapes.com - Views of the Solar Systemhttp://www.stsci.
9 Encyklopedia Wszechświata. Optimus Pascal Multimedia, Bielsko-Biała
10 Ścię\
or T.: Kalendarz astronomiczny na rok 1998. PTMA Kraków, 1997.
11 Rybka E.: Astronomia ogólna. PWN Warszawa, 1983.
12 Dworak Z.: Z astronomią za pan brat. Wydawnictwo Iskry. Warszawa, 1989.