Temat: Budowa gwiazd i planet.

Gwiazda – ciało niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Wyzwolona w nich energia jest emitowana w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a w szczególności pod postacią światła widzialnego. Gwiazdy mają kształt zbliżony do kuli, zbudowane są głównie z wodoru i helu.

Najbliższą nam gwiazdą jest Słońce. Masa przeciętnej gwiazdy zbliżona jest do masy Słońca. Masa Słońca to MS = 1,9889*1030 kg, jego promień (równikowy) RS = 6,959 * 108m. Średnia gęstość Słońca jest niewielka i wynosi około 1 g/cm³, czyli tyle ile wynosi gęstość wody. Produkowana jasność Słońca LS = 3,826 * 1026J s – 1. Temperatura we wnętrzu Słońca sięga Tc = (13,7 − 16,0) * 106K gęstość: ρc = 9,0 * 104kg m − 3 a ciśnienie: Pc = 1,65 * 1016Pa. Gwiazdy podobnego typu jak Słońce można uważać za idealny zjonizowany gaz wodorowy (71% masy, 92% objętości) i helowy (27% masy, 7% objętości).Słońce okrąża naszą Galaktykę w odległości od 25 000 do 28 000 lat świetlnych od centrum Galaktyki ze średnią prędkością 217 km/s.

Klasyfikacja gwiazd

Klasyfikacja gwiazd (typy spektralne Morgana-Keenana) zaczyna się od dużych i jasnych gwiazd typu O, a kończy się na gwiazdach klasy M. Rozróżniamy gwiazdy klasy O, B, A, F, G, K, M, R, N, S, co łatwo jest zapamiętać dzięki wierszykowi: "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweety". Każda klasa ma 9 podklas. Słońce należy do klasy G2. Większość gwiazd leży na ciągu głównym opisującym zależność jasności gwiazdy od jej typu spektralnego (diagram Hertzsprunga-Russella). W klasyfikacji gwiazd oprócz podania typu spektralnego podaje się również dodatkowo klasę jasności gwiazdy (klasy I do VII).

Budowa gwiazdy

Na przykładzie Słońca możemy określić iż gwiazda składa się z jądra, otoczki, fotosfery, korony, dookoła niej zachodzą protuberancje. Analiza widmowa promieniowania wysyłanego z powierzchni gwiazd pozwala określić ich skład chemiczny. Stwierdzono na tej podstawie, że gwiazdy naszej Galaktyki dzielą się na dwie populacje, które różnią się zarówno składem chemicznym, jak i swoim rozkładem w przestrzeni. Gwiazdy populacji II są ubogie w pierwiastki cięższe od helu. W porównaniu ze Słońcem mogą zawierać tysiąc razy mniej żelaza, można też spotkać takie, które nie mają go wcale. Gwiazdy populacji II tworzą zwykle gromady kuliste, które krążą dookoła Galaktyki na bardzo wydłużonych orbitach, spotyka się je również w jądrze galaktyki.
Gwiazdy populacji I są zlokalizowane głównie w ramionach spiralnych, które leżą w płaszczyźnie Galaktyki, nie spotyka się ich natomiast nigdy w gromadach kulistych. Zawierają ciężkie pierwiastki w ilościach porównywalnych ze Słońcem, które samo należy do populacji I. Wszystkie inne składy chemiczne zawierają się między tymi skrajnymi reprezentantami tych dwóch populacji.
Masy gwiazd są wielkościami trudnymi do bezpośrednich pomiarów. Pewni jesteśmy jedynie masy Słońca. Gromadzi ono około 2x1033g materii o następującym składzie: 1,4x1033g wodoru, 5,5x1032g helu, 6x1030g węgla, 2,2x1030g azotu, 1,9x1031g tlenu, 2,7x1031g pierwiastków cięższych. Ponad połowa gwiazd nie jest gwiazdami pojedynczymi, ale stanowi układy gwiazd podwójnych lub wielokrotnych, związanych wzajemnym przyciąganiem. Nawet za pomocą małego teleskopu można zauważyć, że Mizar w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy ma dwie składowe. W rzeczywistości jednak każda z nich jest sama gwiazdą podwójną, a słabsza nawet potrójną. Mizar jest prawdopodobnie systemem pięcioskładnikowym. W prostych przypadkach ciasnych układów podwójnych zdarza się, że możemy obserwować ruchy orbitalne dwóch składowych. Zgodnie z prawami Keplera zakreślają one elipsy, a w jednym z ich ognisk znajduje się środek masy. Pomiar pozornej średnicy kątowej orbity jednej z gwiazd zwanej paralaksą dynamiczną i czas potrzebny na jej przebycie wynoszący od kilku do kilkuset lat pozwolił dzięki trzeciemu prawu Keplera określić sumę mas obu gwiazd. Masę każdej z gwiazd można określić jedynie wówczas, gdy zdarzy się możliwość określenia pozornej orbity gwiazdy towarzyszącej. Zdołano w ten sposób zmierzyć z dość dużą dokładnością masy około pięćdziesięciu bardzo bliskich gwiazd. Zawierają się one między 0,1 a 50 masy słonecznej. Sytuacja jest oczywiście mniej korzystna w wypadku gwiazd podwójnych bardzo dalekich lub takich, których składowe są bardzo zbliżone. Układy podwójne lub wielokrotne o składowych bardzo dalekich mają również zaburzone okresowe zmiany widm na skutek wzajemnego ich nakładania się. Widmo każdej z gwiazd jest układem charakterystycznych prążków, których położenia oscylują periodycznie wokół wartości średniej. Ich przesunięcie na skutek efektu Dopplera pozwala wyznaczyć w każdym momencie prędkość radialną składowych. Energia wypromieniowywana prze gwiazdę rozkłada się na cały zakres widma zależnie od temperatury powierzchni. Po przeprowadzeniu operacji „odczerwienienia” wiele gwiazd ma barwę żółtą lub pomarańczową, jak Słońce lub Aldebaran, z kolei inne, mniej liczne, świecą biało jak Syriusz bądź Vega. Promieniowanie gwiazd dokładnie określa temperaturę efektywną. Kiedy obserwujemy jakąś gwiazdę, docierają do nas jedynie fotony wysłane dokładnie w kierunku Ziemi. Zanim swobodnie opuściły atmosferę gwiazdy, zostały po raz ostatni pochłonięte przez jakiś atom i następnie ponownie wyemitowane we właściwym kierunku. Zdarzenie to mogło mogło nastąpić w dowolnym miejscu wewnątrz gwiazdy. Układy podwójne oprócz określenia masy gwiazd dostarczają też w wielu wypadkach dokładnych informacji o ich względnych rozmiarach. Wprawdzie pozorne orbity układów gwiazd podwójnych są niewielkie, ale mogą zdarzać się wzajemne zaćmienia tych gwiazd. Okresowe zmiany obserwowanego blasku tych systemów nazywają się „krzywą zmian jasności”. Kształt jej zależy od tego, czy zaćmienie było całkowite, czy też częściowe. Jeśli gwiazdy znajdują się bardzo blisko siebie, to orbity przestają być sferyczne; wzajemna grawitacja deformuje je do postaci wydłużonych elipsod. W skrajnych wypadkach, podobnych do układu w Wielkiej Niedźwiedzicy, dwie obwiednie zlewają się w wielką wspólną obwiednię, wewnątrz której krążą obydwie gwiazdy.
Pomimo całej złożoności i niejednoznaczności w interpretacji krzywych zmian jasności można z nich wydedukować wielkość promieni obydwu stowarzyszonych gwiazd. A. Michelson i F.G. Pease, posługując się techniką interferometrii optycznej, zmierzyli w 1921 roku średnicę kilku gwiazd nadolbrzymów. Obecnie dzięki odkryciu przez A. Labeyrie`a interferometru plamkowego oraz wielkiemu rozwojowi interferometrii tradycyjnej możemy obserwować tarcze bliskich gwiazd nadolbrzymów. Na przykład Betelgeuse jest czerwonym nadolbrzymem odległym o około 200 parseków. Jego promień jest 800 razy większy niż promień Słońca, to znaczy 1,3 razy większy od pasa asteroidów. Znacznie bliższy Syriusz (2,7 pc) jest o wiele mniejszy. Jego promień jest zaledwie dwa razy większy niż promień Słońca.

Ewolucja gwiazd

Gwiazdy nie są obiektami trwałymi. Na podstawie obserwacji i analiz ustalił się wśród astrofizyków pogląd, że gwiazdy powstają również obecnie; wytwarzają energię, wypromieniowują ją, wreszcie w końcowym etapie przemian zachodzących w ich wnętrzu - przygasają z braku źródeł energii.
Gwiazdy tworzą się z obłoków gazu i pyłu międzygwiezdnego w wyniku ich grawitacyjnego kurczenia się. Podczas takiej kontrakcji obłok ma tendencje do rozpadania się na mniejsze, indywidualnie kurczące się obszary, które stają się pojedynczymi gwiazdami, tworzącymi gromady gwiazd. W zależności od masy początkowej protogwiazdy ewolucja gwiazdy może przebiegać kilkoma szlakami .

protogwiazda → czerwony karzeł

protogwiazda → gwiazda ciągu głównego typu naszego Słońca → czerwony olbrzym → mgławica planetarna → biały karzeł

protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czerwony olbrzym → supernowa → gwiazda neutronowa

protogwiazda → błękitny nadolbrzym → supernowa → czarna dziura

protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czarna dziura

Protogwiazda jest to tworząca się gwiazda, zapadający się grawitacyjnie (na skutek tego rozgrzewający się) obłok materii międzygwiazdowej, emitujący promieniowanie cieplne głównie w zakresie podczerwieni. Czas potrzebny dla utworzenia się gwiazdy z protogwiazdy wynosi od stu tysięcy lat (masywne protogwiazdy) do 1 mld lat (przy względnie małej masie), dla protogwiazdy o masie Słońca czas ten ocenia się na ok. 50 mln lat.

Czerwony karzeł – mała i stosunkowo chłodna gwiazda ciągu głównego późnego typu widmowego K lub M. Masa i średnica gwiazd tego typu stanowi mniej niż 1/3 tych wielkości Słońca. Temperatura powierzchni wynosi najwyżej 3 500 K. Gwiazdy te emitują niewielkie ilości światła, czasem nawet tylko 1/10 000 ilości światła słonecznego. Z powodu wolnego tempa spalania wodoru, ich szacowany czas życia jest bardzo długi i wynosi od dziesiątek miliardów do bilionów lat.

Czerwony olbrzym jest to gwiazda będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od ich obserwowanej barwy i dużych rozmiarów. Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej jej powierzchni, co powoduje znaczne zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Jądro zaś zapada się pod wpływem sił grawitacji, co powoduje wzrost jego temperatury i w efekcie rozpoczęcie reakcji termojądrowych polegających na syntezie węgla z helu. Następuje zmniejszenie gęstości, temperatury i zmiana barwy gwiazdy w kierunku czerwieni.

Mgławica planetarna jest to obłok gazu i pyłu powstałego z zewnętrznych warstw gwiazdy kończącej etap syntezy jądrowej we wnętrzu. W centrum takiego obiektu odkrywane są zwykle białe karły, w które zamieniają się gwiazdy po utracie otoczki.

Biały karzeł jest to niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji w mało lub średnio masywnej gwieździe. Mało masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 masy Słońca), nie osiągają w trakcie swojej ewolucji warunków wystarczających do zapłonu helu w reakcjach syntezy termojądrowej i powstają z nich białe karły helowe. Średnio masywne gwiazdy (od 0,4 do 1,4 masy Słońca) spalają hel dając białe karły węglowe, lub węglowo-tlenowe.

Błękitny nadolbrzym to gwiazda o typie widmowym O lub B należąca do I klasy jasności. Błękitne olbrzymy są wyjątkowo gorące i jasne. Temperatura na ich powierzchni wynosi od 20 000 do 50 000 K, co powoduje, że znaczna część energii gwiazdy zostaje wypromieniowana w zakresie ultrafioletu, niewidzialnego dla naszych oczu. Ich masa zwykle zawiera się w przedziale od 10 do 50 mas Słońca, a promień dochodzi do 25 promieni Słońca. Gwiazdy te występują bardzo rzadko i należą do najgorętszych, największych i najjaśniejszych gwiazd we Wszechświecie. Żyją względnie krótko, bo tylko 10 do 50 milionów lat.

Supernowa określa się kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż spowodował eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy.

Gwiazda neutronowa - to jeden z końcowych etapów ewolucji gwiazd. Jest to obiekt astronomiczny o stosunkowo niedużych rozmiarach, ale o bardzo dużej gęstości. Przy średnicy 10–15 km ma masę od 1,4 do 2,5 mas Słońca. Tak duża gęstość wynika z gęstości upakowania neutronów i obiekt taki mógłby być nawet interpretowany jako ogromne jądro atomowe utrzymywane w równowadze przez siły grawitacyjne.

Czarna dziura – obiekt astronomiczny, który tak silnie oddziałuje grawitacyjnie na swoje otoczenie, że nawet światło nie może uciec z jego powierzchni (prędkość ucieczki jest większa od prędkości światła).

Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego

Rozpoczęła się 4,6 miliarda lat temu, gdy na skutek grawitacyjnego zapadnięcia się jednej z części niestabilnego obłoku molekularnego rozpoczął się proces formowania Słońca i innych gwiazd. Większość zapadającej się masy z tej części obłoku zebrała się pośrodku tworząc Słońce, podczas gdy reszta spłaszczyła się formując dysk protoplanetarny, z którego następnie powstały planety, księżyce, asteroidy i pozostałe małe ciała Układu Słonecznego.

Powstanie planet

Uważa się, że planety powstały z mgławicy słonecznej - chmury gazu i pyłu w kształcie dysku pozostałej po powstaniu Słońca. Zgodnie z tą teorią planety powstały na skutek akrecji z niewielkich ziaren pyłu orbitujących wokół protogwiazdy. Na skutek wzajemnych kolizji ziarna te zaczęły tworzyć coraz większe obiekty, aż do powstania planetozymali o średnicy około 5 km. Poprzez kolejne zderzenia ich rozmiar w dalszym ciągu wzrastał, w tempie 15 centymetrów na rok. W wewnętrznym Układzie Słonecznym, w odległości do 4 j.a. od Słońca, było zbyt ciepło aby cząsteczki lotnych substancji takich jak woda czy metan mogły ulec kondensacji na ziarnach pyłu, zatem planetozymale jakie formowały się w tym regionie składały się głównie ze związków chemicznych o wysokiej temperaturze topnienia, czyli metali takich jak żelazo, nikiel, glin lub minerałów takich jak krzemiany. Ostatecznie powstały z nich cztery planety skaliste, czyli Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Ponieważ wspomniane związki stanowiły zaledwie około 0,6% masy mgławicy, są one stosunkowo małych rozmiarów Pierwotnie zalążki planet skalistych osiągnęły masę około 0,1 M(Masa Ziemi) i przestały akumulować materię około 100,000 lat po powstaniu Słońca. Ich dalszy wzrost do obecnych rozmiarów miał miejsce na skutek dalszych zderzeń i połączeń. Z kolei gazowe olbrzymy, czyli Jowisz, Saturn, Uran i Neptun, powstały w dalszej odległości od Słońca – za orbitą Marsa, gdzie promieniowanie gwiazdy jest na tyle słabe, że związki wody mogą pozostać w stanie stałym. Lód, z którego powstały planety zewnętrzne, występował w większej ilości niż metale i krzemiany, z których powstały planety skaliste. Dzięki temu osiągnęły one wystarczająco dużą masę, aby przyciągnąć atomy najlżejszych i najpowszechniejszych pierwiastków, wodoru i helu. Planetozymale w zewnętrznym Układzie Słonecznym osiągnęły masę do 4M w ciągu około 3 milionów lat. Teoretycy uważają, że Jowisz nieprzypadkowo powstał zaraz za granicą wiecznego lodu. Z opadającej w kierunku Słońca materii z zawartością lodu przy tej granicy zebrały się poprzez parowanie spore ilości wody i powstał region obniżonego ciśnienia, który przyspieszył ruch cząsteczek pyłu wokół Słońca i zapobiegł ich dalszemu przesuwaniu się do wewnątrz. W rezultacie linia wiecznego lodu stała się barierą, wzdłuż której, na odległości około 5 j.a. od Słońca, zaczęły szybko gromadzić się znaczne ilości materii. Utworzyła ona olbrzymi zalążek planety o masie około 10M, który następnie zaczął szybko rosnąć akumulując wodór z otaczającego go dysku, powiększając się o 150M w ciągu około 1000 lat i ostatecznie osiągając masę 318 razy większą niż Ziemia. W tym procesie Jowisz generował tyle energii, że przez krótki czas mógł być jaśniejszy niż Słońce. Z kolei znacząco mniejszą masę Saturna można wyjaśnić tym, że powstał on kilka milionów lat po Jowiszu, gdy ilość dostępnego wodoru była już dużo mniejsza. Młode gwiazdy typu T Tauri jaką było Słońce, charakteryzują się dużo silniejszym wiatrem słonecznym niż starsze, bardziej stabilne gwiazdy. Uważa się, że Uran i Neptun uformowały się dopiero po powstaniu Jowisza i Saturna, gdy silny wiatr słoneczny przeniósł w przestrzeń kosmiczną większość materiału twórczego. W rezultacie, planety nagromadziły niewielkie ilości wodoru i helu — nie więcej niż 1M każda. Powstania Urana i Neptuna nie wyjaśniają standardowe teorie powstawania planet, ponieważ planety te znajdują się w rejonie, w których mała gęstość planetozymali i słabe oddziaływanie grawitacyjne Słońca czyniłyby proces akrecji tak dużych ciał wolnym i niewydajnym. W obecnej odległości od Słońca proces kumulacji materiału trwałby setki milionów lat; jest to niemożliwe ponieważ dysk protoplanetarny został oczyszczony z gazu i pyłu znacznie wcześniej. Oznacza to, że Uran i Neptun uformowały się prawdopodobnie bliżej Słońca, w rejonie pomiędzy obecnym położeniem Jowisza i Saturna, by później przemieścić się na zewnątrz Układu. Z kolei analiza próbek pobranych przez Stardust z komety Wild 2 sugeruje, że materiały z wczesnego okresu formowania się Układu Słonecznego zostały przeniesione z cieplejszej, wewnętrznej części Układu Słonecznego w region pasa Kuipera. Po okresie między 3 - 10 mln lat wiatr gwiazdowy młodego Słońca oczyścił dysk protoplanetary z gazów i pyłów, częściowo poprzez wyrzucenie ich w przestrzeń międzygwiezdną a częściowo poprzez wchłonięcie, kończąc w ten sposób okres powiększania się rozmiarów planet.

Planety wewnętrzne (skalne)
Cztery wewnętrzne planety Układu Słonecznego są planetami skalistymi, mają dużą gęstość, są zbudowane ze skał, posiadają najwyżej kilka księżyców lub nie mają ich w ogóle i nie posiadają pierścieni. Składają się w znacznej części z minerałów o wysokiej temperaturze topnienia, takich jak krzemiany, które tworzą ich skorupę oraz płaszcz, oraz metali takich jak żelazo i nikiel, które tworzą ich jądra. Trzy z czterech planet wewnętrznych (Wenus, Ziemia i Mars) mają atmosferę. Na ich powierzchni występują kratery uderzeniowe oraz tektoniczne cechy ukształtowania powierzchni takie jak rowy tektoniczne i wulkany.

Merkury (0,4 j.a.) jest najbliższą Słońca i najmniejszą planetą (0, 055 masy Ziemi). Merkury nie ma naturalnych satelitów, a jedyne znane jego cechy geologiczne oprócz kraterów uderzeniowych to obłe grzbiety i urwiska, prawdopodobnie powstałe w okresie kurczenia się jego stygnącego wnętrza we wczesnej historii planety. Merkury prawie w ogóle nie posiada atmosfery gdyż jest ona "zdmuchiwana" przez wiatr słoneczny. Nie wiadomo dokładnie jak ukształtowały się jego stosunkowo duże żelazne jądro i cienki płaszcz. Według części hipotez jego zewnętrzne warstwy zostały zdarte przez ogromne uderzenie i to spowodowało, że nie rozrósł się w pełni będąc pod wpływem promieniowania młodego Słońca.

Wenus (0,7 j.a.) jest zbliż ona rozmiarami do Ziemi (0,815 masy Ziemi) i podobnie jak ona, ma gruby płynny płaszcz wokół żelaznego jądra i masywną atmosferę, 90 razy gęstszą niż ziemska. Wenus nie posiada satelitów. Jest najgorętszą planetą, temperatura powierzchni osiąga powyżej 400 °C, z powodu dużej zawartości gazów cieplarnianych w atmosferze. Nie posiada ona pola magnetycznego, które mogłoby zapobiec uszczupleniu jej gęstej atmosfery, co sugeruje że atmosfera jest stale uzupełniana przez aktywność wulkaniczną. Nie ma jednak jak dotąd innych dowodów współczesnej aktywności geologicznej na Wenus.

Ziemia (1 j.a.) jest największą i najgęstszą z planet wewnętrznych, jedyną z pewnością aktywną geologicznie i jedyną znaną planetą na której istnieje życie. Jej hydrosfera jest unikalna wśród planet skalistych. Jest także jedyną planetą gdzie została zaobserwowana tektonika płyt. Atmosfera ziemska jest odmienna od atmosfer pozostałych planet i jest wciąż k ształtowana przez procesy biologiczne, dzięki którym zawiera 21% wolnego tlenu. Posiada jednego naturalnego satelitę – Księżyc– jedynego dużego satelitę pośród planet skalistych w Układzie Słonecznym. Czasem wręcz określa się układ Ziemia-Księżyc jako planetę podwójną.

Mars (1,5 j.a.) jest mniejszy niż Ziemia i Wenus (0,107 masy Ziemi). Ma rzadką atmosferę złożoną głównie z dwutlenku węgla. Jego powierzchnia jest usiana wieloma wulkanami takimi jak Olympus Mons i dolinami ryftowymi takimi jak Valles Marineris. Nie wiadomo, czy Mars wykazuje współcześnie akt ywność geologiczną. Jego czerwona barwa pochodzi od gleby bogatej w tlenki żelaza. Mars ma dwa niewielkie księżyce: Fobosa i Deimosa, które są prawdopodobnie przechwyconymi planeto-idami.

Planety zewnętrzne

Cztery planety zewnętrzne są gazowymi olbrzymami razem stanowią 99% znanej masy orbitującej wokół SłońcaJowisz i Saturn składają się w większości z wodoru i helu, zaś Uran i Neptun – z zamarzniętej wody, zamarzniętego amoniaku i metanu. Według niektórych podziałów, Uran i Neptun należą do oddzielnej kategorii, "lodowych olbrzymów". Wszystkie cztery planety gazowe posiadają pierścienie, jednak jedynie pierścienie Saturna są łatwo widzialne z Ziemi. Termin planety zewnętrzne nie powinien być mylony z pojęciem planety górne, który oznacza planety znajdujące się w większej odległości od Słońca niż Ziemia (planety gazowe i Mars).

Jowisz (5,2 j.a.) ma masę równą 318 mas Ziemi, czyli 2,5 razy więcej niż wszystkie pozostałe planety Układu. Składa się w większo ści z wodoru i helu. Duża ilość ciepła pochodząca z wnętrza planety tworzy wiele interesujących zjawisk w jego atmosferze, takich jak równoleżnikowe pasma chmur czy Wielka Czerwona Plama. Jowisz posiada 63 znane księżyce. Cztery największe z nich, tzw. księżyc galileuszowe, wykazują podobieństwa do planet skalistych, takie jak wulkanizm i zjawiska tektoniczne. Ganimedes, największy naturalny satelita w Układzie Słonecznym, jest większy niż Merkury.

Saturn (9,5 j.a.) słynie ze swoich szerokich i jasnych pierścieni. Pod względem budowy i składu atmosfery bardzo przypomina on Jowisza. Ma jednak bardzo małą gęstość, przy średnicy równej ok. 84% średnicy Jowisza jest ponad trzykrotnie mniej masywny. Posiada 60 znanych satelitów (oraz trzy, których istnienie nie zostało potwierdzone). Tytan i Enceladus są zbudowane w większości z lodu; wykazują też oznaki aktywności geologicznej (lodowe wulkany). Tytan jest większy niż Merkury i jest jedynym satelitą w Układzie Słonecznym, który posiada gęstą atmosferę, w której zachodzą złożone zjawiska pogodowe i najprawdo-podobniej powierzchniowe zbiorniki (jeziora i morza) ciekłych węglowodorów. Ciśnienie na jego powierzchni jest o ok. 47% większe niż na powierzchni Ziemi.

Uran (19,6 j.a.), przy masie 14 mas Ziemi, jest najlżejszą z planet-olbrzymów. Jego unikalną cechą jest to, że obiega Słońce "leżąc na boku"; jego oś obrotu jest nachylona do ekliptyki pod kątem bliskim 90°. Ma także znacznie mniej aktywne jądro i wypromieniowuje mniej ciepła niż pozostałe olbrzymy Uran ma 27 znanych księżyców (dane do stycznia 2009, spośród których największe to Tytania, Oberon, Umbriel, Ariel i Miranda.

Neptun (30 j.a.), chociaż nieco mniejszy od Urana, ma większą masę (równą 17 mas Ziemi) i większą gęstość. Wypromieniowuje też więcej ciepła, ale nie tak dużo jak Jowisz czy Saturn. Neptun ma 13 znanych księżyców. Największy z nich, Tryton, jest geologicznie aktywny, posiada aktywne gejzery płynnego azotu. Tryton jest jedynym znanym dużym satelitą poruszającym się wokół swojej planety w kierunku wstecznym – przeciwnym niż jej ruch wirowy.

Źródła:

ENCYKLOPEDIA POPULARNA PWN

Świat Nauki – czasopismo

Vademecum miłośnika astronomii - czasopismo

http://www.esciagi.info

http://pl.wikipedia.org

http://novaspaceday.blox.pl

http://portalwiedzy.onet.pl

Opracowali:

Patryk Lubke i Jakub Adamczyk