SŁOŃCE, najbliższa gwiazda, centr. ciało Układu Słonecznego, gł. źródło energii docierającej do Ziemi, najjaśniejszy obiekt na niebie. Słońce jest gwiazdą ciągu głównego (Hertzsprunga-Russella diagram) o jasności absolutnej 484 (jasność obserwowana -267), typu widmowego G2V. Masa Słońca wynosi 1,991 ∙ 10³⁰ kg (332,958 mas Ziemi), promień 696 tys. km, średnia gęstość 1,41 g/cm³, przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni 274 m/s², temp. fotosfery ok. 6000 K, temp. centrum ok. 16 mln K;moc promieniowania słonecznego jest równa 3,826 ∙ 10²⁶ J/s; obrót Słońca jest niejednorodny; najszybszy na równiku (okres 25 dni), najwolniejszy przy biegunach (ponad 31 dni); średnia odległość Ziemi od Słońca wynosi ok. 149 600 000 km. Słońce znajduje się w odległości ok. 8 kpc od centrum Galaktyki, w pobliżu płaszczyzny Drogi Mlecznej; w stosunku do gwiazd otaczających Słońce porusza się z prędkością ok. 20 km/s w kierunku gwiazdozbioru Herkulesa. Słońce jest ciałem gazowym o kształcie prawie kulistym. Składa się w przeważającej części z wodoru (72,7% masy), helu (26,2%) oraz w znacznie mniejszych ilościach: tlenu (0,7%), węgla (0,3%), azotu (0,1%). Na Słońcu wykryto większość pierwiastków występujących na Ziemi, wśród nich magnez, krzem, siarkę, żelazo, wapń, nikiel, sód, glin. Stwierdzono obecność niektórych cząsteczek (gł. związków nienasyconych), jak np. CN, OH, CH, NH.

Źródłem energii promieniowanej przez Słońce są reakcje termojądr. przemiany wodoru w hel, zachodzące w jego wnętrzu, zwł. przemiany tzw. cyklu proton-proton. W wyniku tego cyklu reakcji 4 protony (jądra wodoru) łączą się w cząsteczkę  (jądro helu) oraz wydziela się energia w ilości 4,27 ∙ 10^-12J na jedną przemianę. Warunkiem koniecznym zachodzenia tych reakcji jest temperatura kilkunastu mln K panująca w jądrze Słońca (gęstość materii do rzędu 100 g/cm³). Produkowana w jądrze Słońca energia jest przenoszona w postaci promieniowania ku jego powierzchni, ulegając w kolejnych warstwach Słońca absorpcji i ponownej emisji (strefa radiacji). W trakcie tego procesu ulega zmianie rozkład widmowy promieniowania (maksimum z zakresu promieniowania γ przesuwa się ku falom dłuższym), gdyż każdorazowo jest określany przez warunki panujące w warstwie, która to promieniowanie ostatnio emitowała. W górnych warstwach wnętrza Słońca energia jest przenoszona także w wyniku turbulentnych ruchów materii (strefa konwektywna).

Na zewn. warstwę Słońca, która stanowi jego atmosferę, składają się: fotosfera, będąca najgłębszą jej warstwą (widoczną gołym okiem), chromosfera, warstwa przejściowa i korona słoneczna. W fotosferze temperatura maleje z wysokością od ok. 6000 K do ok. 4500 K, gęstość materii spada od ok. 5 ∙ 10 ^-7 do ok. 4 ∙ 10^-10 g/cm³. Na powierzchni fotosfery obserwuje się występowanie tzw. granul, tj. obszarów (o rozmiarach ok. 1000 km) jaśniejszych (o temp. ok. 100 K wyższej od otaczającej je fotosfery), będących wynikiem zachodzących pod fotosferą ruchów turbulentnych materii. Począwszy od dolnej warstwy chromosfery temperatura rośnie z wysokością, by po przejściu przez warstwę przejściową osiągnąć w dolnej części korony wartość rzędu 1 mln K (wzrost ten tłumaczy się dodatkowym „grzaniem” atmosfery Słońca w wyniku chaotycznych ruchów podfotosferycznej strefy konwektywnej). Z korony odbywa się ustawiczny wypływ materii, która w postaci wiatru słonecznego przenika przestrzeń międzyplanetarną; wypływ materii z korony powoduje spowalnianie rotacji Słońca. W atmosferze Słońca obserwuje się wiele zjawisk o zmieniającym się okresowo (średnio z okresem ok. 11,4 lat) natężeniu. Całokształt tych zjawisk, na które składa się m.in. występowanie w fotosferze plam słonecznych i pochodni, a w chromosferze rozbłysków i protuberancji, oraz zmiany kształtu i wielkości korony, nosi nazwę słonecznej aktywności. Jej przyczyną są zmiany zachodzące w ogólnym polu magnetycznym Słońca. Aktywność słoneczna jest źródłem wielu zjawisk zachodzących w górnych warstwach atmosfery Ziemi, jak zakłócenia pola geomagnet., stanu jonosfery, występowanie zórz polarnych itp.; mają one wpływ na łączność radiową na Ziemi. Przypuszcza się, że Słońce po powstaniu było wielokrotnie bardziej aktywne niż obecnie, a jego obrót odbywał się ok. 10 razy szybciej.

FOTOSFERA [gr.], astr. powierzchniowa warstwa gwiazdy, najgłębsza warstwa jej atmosfery, wysyłająca przeważającą część obserwowanego promieniowania w dziedzinie widzialnej. Najlepiej zbadana jest fotosfera Słońca; jej grub. wynosi ok. 300 km, temp. ok. 6000 K (najniższa, ok. 4500 K, jest przy górnej powierzchni fotosfery, na granicy z chromosferą), gęstość maleje ku górze od ok. 5 ∙ 10^-7 do ok. 4 ∙ 10^-10 g/cm³. Powierzchnia fotosfery nie jest jednorodna, obserwuje się na niej niewielkie obszary — granule (o większej niż otoczenie jasności i czasie rozpadu kilku minut), które są przejawem zachodzących pod fotosferą turbulentnych ruchów materii. Zależnie od fazy cyklu słonecznej aktywności obserwuje się w fotosferze plamy słoneczne — obszary chłodniejsze od otoczenia (ok. 1000 K), w których występują silne pola magnet. (dziesiąte części tesli). Z plamami są związane pochodnie chromosferyczne (jasne obszary o nieregularnych kształtach, występujące w górnych, chłodniejszych warstwach fotosfery Słońca), a także rozbłyski.

CHROMOSFERA [gr.], warstwa atmosfery Słońca (i in. gwiazd do niego podobnych) położona ponad fotosferą, a poniżej korony i warstwy przejściowej; jest widoczna podczas całkowitych zaćmień Słońca jako czerwona, postrzępiona otoczka tarczy słonecznej. Grubość chromosfery wynosi ok. 15 000 km, gęstość ok. 10^-12 g/cm³, temperatura chromosfery rośnie od ok. 4500 K u podstawy do 10 000 K w górnych częściach. W chromosferze obserwuje się jasne obszary występujące nad plamami słonecznymi i pochodniami fotosferycznymi — tzw. pochodnie chromosferyczne; są one utworzone z dużej ilości flokuł (jasnych i ciemnych strumieni gazów). Dolna część chromosfery jest podczas całkowitych zaćmień Słońca źródłem tzw. widma błyskowego, złożonego z linii emisyjnych (zw. dawniej warstwą odwracającą). Z chromosfery są wyrzucane (na dziesiątki i setki tysięcy km nad chromosferą) duże, jasne obłoki gazów, które następnie spływają na jej powierzchnię; są to tzw. protuberancje (czyli wyskoki słoneczne). Czas życia protuberancji spokojnych dochodzi do kilku dni, podczas gdy protuberancje wybuchowe trwają kilkanaście minut, czasem kilka godzin. Kształty protuberancji oraz tory, po których przemieszczają się one w obrębie korony słonecznej, wskazują na to, iż istotny wpływ na ich zachowanie się ma pole magnet. Słońca. Liczba protuberancji zależy od fazy cyklu aktywności słonecznej; największa jest w maksimum aktywności, najmniejsza — w minimum, jednak wahania tej liczby są mniejsze niż wahania liczby plam. Protuberancje są najlepiej widoczne na brzegu tarczy słonecznej — obserwuje się je podczas całkowitych zaćmień Słońca, a poza zaćmieniami — za pomocą koronografu. Strumienie gorącej materii, wyrzucane z chromosfery na mniejszą — do 10 000 km — wysokość, stanowią tzw. bryzgi chromosferyczne. Chromosfera jest również miejscem występowania rozbłysków.

ROZBŁYSKI, astr. nagłe pojaśnienia niewielkich obszarów w chromosferze i koronie słonecznej; rozbłyski są utworami b. krótkotrwałymi; po osiągnięciu w ciągu kilku minut maksimum blasku zanikają w ciągu krótkiego czasu, nie przekraczającego dla największych rozbłysków 3 godz.; najczęściej rozbłyski pojawiają się nad grupami plam o złożonej strukturze pola magnet., gł. w okresach, gdy pole to ulega szybkim zmianom; promieniowanie korpuskularne rozbłysków jest źródłem zaburzeń jonosfery i ziemskiego pola magnet.; rozbłyski obserwuje się też u gwiazd rozbłyskowych.

SŁONECZNE PLAMY, ciemne obszary na powierzchni Słońca o średnicach od kilkuset km (tzw. pory) do ponad 100 tys. km; w obrębie plam słonecznych rozróżnia się ciemną część centr. (cień) i jaśniejszą obwódkę (półcień); temperatura materii w plamach słonecznych jest niższa o ok. 1000 K od temperatury przyległych obszarów fotosfery, co jest powodem ciemnego wyglądu plam słonecznych; czas życia plam słonecznych zawiera się w granicach od kilku dni do kilkunastu miesięcy; plamy słoneczne występują z reguły parami, tworząc nadto grupy plam; plamy słoneczne są ośr. silnych pól magnet. (do 0,4 T), przy czym 2 plamy tworzące parę mają zwykle przeciwną biegunowość magnet.; częstość pojawiania się plam słonecznych zmienia się okresowo z cyklem aktywności słonecznej (Wolfa liczby), trwającym średnio 11,4 lat; najprawdopodobniej plamy słoneczne są wynikiem procesów magnetohydrodynamicznych, zachodzących pod powierzchnią Słońca; plamy słoneczne zostały odkryte 1610 przez Galileusza; pojedyncze przypadki pojawienia się plam olbrzymów obserwowano jednak gołym okiem już w starożytności.

SŁONECZNA AKTYWNOŚĆ, zespół zjawisk na powierzchni Słońca (bryzgi, flokuły, słoneczne plamy, pochodnie chromosferyczne, pochodnie fotosferyczne, protuberancje, rozbłyski; fotosfera, chromosfera) występujących ze zmieniającym się okresowo natężeniem (okres średnio ok. 11,4 lat, 8-17 lat w różnych cyklach); miarą aktywności słonecznej są zazwyczaj tzw. liczby Wolfa, określające liczbę plam i ich grup w fotosferze Słońca; są one w czasie maksimum aktywności słonecznej średnio 20 razy większe niż w czasie minimum; przyczyną zmian aktywności słonecznej są zjawiska magnet. zachodzące w zewn. warstwach Słońca, o czym świadczy wzrost natężenia pola magnet. w obszarach aktywnych; decydujący wpływ na te zjawiska ma prawdopodobnie niejednorodny obrót zewn. warstw Słońca, gdyż obszary aktywne występują w obrębie pasa o szer. 35° po obu stronach równika słonecznego; aktywność słoneczna wywiera wpływ na stan fiz. atmosfery Ziemi. Przejawy aktywności podobnej do aktywności słonecznej obserwuje się na wielu innych chłodnych gwiazdach; zmienia się ona z okresami podobnymi do cyklu słonecznego, przy czym szybko rotujące gwiazdy są dużo aktywniejsze od rotujących tak wolno jak Słońce.

KORONA SŁONECZNA, najbardziej zewn. część atmosfery Słońca, leżąca nad chromosferą i oddzielona od niej warstwą przejściową; przechodzi w sposób ciągły w przestrzeń międzyplanetarną; korona słoneczna jest najgorętszą warstwą atmosfery Słońca (temperatura osiąga w niej ok. 2 mln K); z powierzchni Ziemi jest widoczna jedynie w czasie całkowitych zaćmień Słońca, gdyż jej jasność jest milion razy mniejsza niż jasność fotosfery; poza zaćmieniami może być obserwowana za pomocą koronografu lub w zakresie fal radiowych, dalekiego ultrafioletu i promieniowania rentgenowskiego; kształt i wielkość korony słonecznej zależą od fazy cyklu aktywności słonecznej; w okresie minimum aktywności jest nieregularna, w maksimum — duża i kulista; korona słoneczna spływa stale w przestrzeń międzyplanetarną w postaci wiatru słonecznego, z chromosfery dopływa do niej nowa materia.

SŁONECZNY UKŁAD, zespół ciał niebieskich, poruszających się w przestrzeni wraz ze Słońcem, powiązanych siłami wzajemnych oddziaływań, z których najsilniejsze jest grawitacyjne oddziaływanie Słońca. Ciałem centr., skupiającym prawie całą (99,87%) masę Układu Słonecznego jest Słońce, obiegane przez 9 planet (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton); 7 planet ma krążące wokół nich satelity naturalne. Między orbitami Marsa i Jowisza rozciąga się pas planetoid, z których część, poruszając się po orbitach silnie wydłużonych, zbliża się do Słońca bardziej niż Ziemia. Odrębne grupy ciał Układu Słonecznego tworzą meteoroidy oraz komety, których przynajmniej część może być traktowana jako stały składnik Układu Słonecznego. W przestrzeni międzyplanetarnej jest obserwowany pył w postaci światła zodiakalnego; rejestruje się także istnienie strumieni gazu międzyplanetarnego, płynącego od Słońca w postaci wiatru słonecznego z prędkością kilkuset km/s. Przestrzeń międzyplanetarna jest przeniknięta polem magnet., którego linie sił są wynoszone ze Słońca wraz z materią. Rozmiary Układu Słonecznego, określone średnicą orbity Plutona, wynoszą ok. 12 mld km (80 jednostek astr.), ale wiele komet obiega Słońce po orbitach o półosiach rzędu kilkudziesięciu tys. jednostek astr.; masa Układu Słonecznego wynosi 1,994 ∙ 10³⁰ kg (w tym Słońce 1,991 ∙ 10³⁰ kg, Jowisz 1,90 ∙ 10²⁷ kg). Układ Słoneczny bierze udział w obrocie Galaktyki, obiegając jej jądro w ciągu ok. 200 mln lat, w przybliżeniu po kole o promieniu ok. 10 kpc z prędkością ok. 250 km/s. Układ Słoneczny znajduje się ok. 15 pc na pn. od płaszczyzny równika Galaktyki. W stosunku do najbliższych gwiazd Układ Słoneczny porusza się z prędkością ok. 20 km/s w kierunku gwiazdozbioru Herkulesa.

Według współcz. teorii, cały Układ Słoneczny powstał równocześnie, z jednego obłoku materii protosłonecznej. Prawdopodobnie, w wyniku wybuchu znajdującej się w jego pobliżu gwiazdy supernowej, został zapoczątkowany proces grawitacyjnego zapadania się obłoku połączony z równoczesnym wzbogacaniem w najcięższe pierwiastki. W miarę kurczenia się obłok przyjął kształt wirującego dysku, w którego środku uformowało się Słońce, a obiegające je cząstki pyłu, w wyniku wzajemnych zderzeń, sklejały się stopniowo ze sobą, tworząc coraz większe twory; wśród nich część stała się zarodkami planetarnymi; wskutek wzajemnych oddziaływań grawitacyjnych zarodki te łączyły się tworząc — w ciągu paruset milionów lat — planety. Mniejsze twory przetrwały w postaci planetoid, komet i meteoroidów.

PLANETOIDA [łac.-gr.], asteroida, ciało niebieskie będące bryłą skalną o średnicy poniżej 1000 km (lub nieco powyżej), obiegające Słońce po orbicie eliptycznej (na ogół zawartej między orbitami Marsa i Jowisza); okresy obiegu większości planetoid wynoszą od 3 do 6 lat. Największe to: Ceres (średnica 1025 km), Pallas (565 km), Westa (533 km), Psyche (249 km) i Juno (244 km); większość znanych planetoid ma średnicę rzędu kilku lub kilkudziesięciu km; nie określa się dolnej granicy rozmiarów. Najmniejsze planetoidy, prawdopodobnie ciągle powstające w wyniku kruszenia się większych w czasie zderzeń, odbijają zbyt mało światła, by mogły być obserwowane; można je już zaliczyć do grupy drobniejszych ciał — meteoroidów. Planetoidy są oznaczane numerami, wg kolejności odkrycia, oraz nazwami własnymi.

METEOROID [gr.], ciało meteorowe, ciało niebieskie (pyłek, bryła) o rozmiarach od ułamka milimetra do wielu metrów, obiegające Słońce po orbicie eliptycznej. Jeśli wpadnie do atmosfery Ziemi (z prędkością 10-70 km/s) rozgrzewa się pod wpływem tarcia do wysokiej temperatury i na wys. ok. 100 km zaczyna świecić; jednocześnie wzbudza cząstki (atomy i cząsteczki) powietrza, które następnie wypromieniowują uzyskaną energię, co obserwuje się w postaci krótkotrwałej smugi. Świetlny ślad znaczący na niebie drogę meteroidu jest zw. meteorem (niekiedy też spadającą gwiazdą), zaś najjaśniejsze meteory — bolidami (większe często eksplodują w powietrzu rozpadając się na części). Meteroidy mogą powstawać przez rozpad komety lub w wyniku „zgubienia” przez nią części materii, a także w wyniku zderzeń planetoid — stąd częstym zjawiskiem są roje meteroidów i roje meteorów. Gdy Ziemia przecina rój meteroidów (co trwa zwykle kilka dni), liczba meteorów obserwowanych z jednego punktu Ziemi wzrasta do kilkudziesięciu na sekundę; rozbiegają się one z 1 punktu sfery niebieskiej — radiantu. Częściami meteroidów, które spadły na Ziemię, są → meteoryty.

KOMETY [gr.], drobne ciała niebieskie o masach 10¹¹-10¹⁷ kg, w Układzie Słonecznym obiegające Słońce po orbitach eliptycznych lub b. zbliżonych do paraboli; komety składają się z jądra (jedna lub kilka brył), o rozmiarach od kilku do kilkudziesięciu km, oraz gazowo-pyłowej otoczki, która rozbudowuje się zwykle w zawierającą jądro głowę komety i rozległy warkocz, gdy kometa jest bliżej Słońca (długości milionów km). Komety są nietrwałymi obiektami; wskutek utraty materii lub nagłego rozpadu zmniejszają swe masy; niektóre po rozpadzie dają początek rojom meteoroidów; pochodzenie komety nie zostało jeszcze ostatecznie wyjaśnione. Najbardziej znana jest kometa Halleya.

WIATR SŁONECZNY, strumień materii wypływającej w sposób ciągły z korony słonecznej we wszystkich kierunkach w przestrzeń międzyplanetarną. Wiatr słoneczny składa się gł. ze swobodnych elektronów, protonów, cząstek  oraz niewielkiej liczby jąder pierwiastków cięższych; chem. skład wiatr słoneczny jest taki, jak chem. skład atmosfery Słońca, z której wiatr słoneczny bierze początek. W okolicach Ziemi prędkość wiatru słonecznego waha się w granicach 250-800 km/s, średnio 300-400 km/s; strumień masy wynosi ok. 5 ∙ 10¹² cząstek/(m ² ∙ s), gęstość ok. 5 cząstek/cm ³; w ciągu 1 s ze Słońca wypływa ok. 5 mln t materii. Przyczyną istnienia wiatru słonecznego jest ustawiczny dopływ do zewn. warstw Słońca dużych ilości energii, która z korony słonecznej jest częściowo emitowana w postaci promieniowania elektromagnet., częściowo — w postaci energii cząstek materialnych tworzących koronę. Razem z materią jest wynoszone ze Słońca pole magnet., którego linie sił wskutek obrotu Słońca są zawijane w przestrzeni międzyplanetarnej w linie śrubowe o kierunku tworzącym w okolicy Ziemi kąt ok. 45° z kierunkiem ku Słońcu; tak zawinięte pole wytwarza parę sił spowalniającą rotację Słońca. Wiatr słoneczny oddziałuje silnie z zewn. częściami magnetosfery Ziemi; napierając na zwróconą do Słońca część magnetosfery powoduje, iż obszar objęty działaniem ziemskiego pola magnet. rozciąga się w tym kierunku na ok. 60 tys. km, podczas gdy w kierunku przeciwnym sięga wielu milionów km. Silnym wybuchom na Słońcu towarzyszy wyrzucanie w przestrzeń większych chmur zjonizowanego gazu; przejście takiego obłoku w pobliżu Ziemi powoduje zakłócenia ziemskiego pola magnetycznego. Podobne do wiatru słonecznego wiatry — lecz często znacznie potężniejsze — istnieją wokół wielu gwiazd (wiatry gwiazdowe).

PLAZMA [gr.], fiz. zjonizowany gaz o odpowiednio dużej koncentracji cząstek naładowanych, quasi-obojętny elektrycznie (tzn. zawierający jednakowe ilości ładunków dodatnich i ujemnych), zajmujący obszar o rozmiarach liniowych L>>D, gdzie D — tzw. promień Debye'a, którego wielkość rośnie wraz z temperaturą i maleje wraz ze wzrostem ładunku i koncentracji otaczających go cząstek (
, gdzie k — stała Boltzmanna, T — temperatura, q_i i n_i — odpowiednio ładunek i gęstość cząstek rodzaju i otaczających cząstkę o ładunku q); w odległości D od ładunku w plazmie zachodzi efekt ekranowania pola elektr. tego ładunku, spowodowany grupowaniem się wokół niego ładunku przeciwnego znaku. Każda substancja w odpowiednio wysokiej temperaturze może przejść w stan plazmy w wyniku termicznej jonizacji (plazma jest zw. czwartym stanem skupienia materii). W warunkach ziemskich plazma występuje rzadko, jednak we Wszechświecie jest najczęściej spotykanym stanem materii (są z niej zbud. pewne gwiazdy, np. Słońce i mgławice). Właściwości elektryczne plazmy są zbliżone do właściwości metali. Plazma niskotemperaturowa (zimna; temp. rzędu 10⁴ K) powstaje podczas wyładowania elektr. w gazie; wykorzystywana w plazmotronach, w napędzie plazmowym, w generatorach magnetohydrodynamicznych. Plazma wysokotemperaturowa (gorąca; temp. > 10⁶ K) odznacza się całkowitą jonizacją — w przypadku atomów lekkich istnieją tylko jądra atom. i elektrony; wytwarzana w celu badania warunków powstawania kontrolowanej reakcji termojądr.; aby zapobiec stratom energii w plazmie i umożliwić utrzymanie stałej, b. wysokiej temperatury, niezbędnej do prowadzenia reakcji termojądr., stosuje się magnet. metodę izolowania cieplnego plazmy (tzw. pułapki magnet. i wyładowania toroidalne).

KOMETA ENCKEGO, kometa o najkrótszym znanym okresie obiegu wokół Słońca (3,3 roku) i największej obserwowanej dotychczas liczbie powrotów; odkryta 1818 przez J.L. Ponsa, była potem obserwowana we wszystkich pojawieniach się (oprócz 1944); nazwa komety pochodzi od J.F. Enckego, który badając jej ruch, stwierdził identyczność tej komety z kometami obserwowanymi w latach 1786, 1795 i 1805 oraz odkrył wiekowe przyspieszenie w jej ruchu wynoszące ok. 2,5 h na jeden obieg wokół Słońca, nie powtarzające się jednak systematycznie; Encke wykazał również, że przyczyną tych zmian ruchu są siły niegrawitacyjne; dalsze badania ruchu k.E. prowadzone przez O. Backlunda wykazały, że przyspieszenie wiekowe komety maleje z czasem. Z orbitą k.E. jest związany prawdopodobnie rój Taurydów.

KOMETA HALLEYA, kometa okresowa, o okresie 76 lat, znana w starożytności i obserwowana wielokrotnie; ostatnie przejście w pobliżu Słońca 1986; z rozpadu komety Halleya pochodzą przypuszczalnie Akwarydy i Orionidy (meteoroidy); III 1986 próbniki kosm. Wega 1, Wega 2 i Giotto przeleciały w niewielkiej odległości od komety, wykonując fotografie jej głowy i jądra oraz badania właściwości fizykochem. jej materii; jak się okazało jądro komety Halleya jest wydłużoną bryłą o rozmiarach ok. 14 km na 7,5 km i średniej gęstości 0,1 g/m³; nazwa pochodzi od nazwiska E. Halleya, który stwierdził jej okresowość.

KOMETA SHOEMAKER-LEVY'EGO 9, kometa odkryta w III 1993 przez C. Shoemaker i D. Levy'ego; była ona satelitą Jowisza i wraz z nim obiegała Słońce (okres obiegu wokół Jowisza wynosił ok. 2 lat); obliczenia wykazały, że podczas ostatniego przed odkryciem przejścia komety przez peryjowium (punkt położony najbliżej Jowisza) w odległości 0,3 promienia planety, kometa, pod wpływem silnego grawitacyjnego oddziaływania Jowisza, rozpadła się na wiele części; przy kolejnym powrocie do Jowisza w IV 1994, nastąpiło zderzenie tych części z planetą, obserwowane przez astronomów zarówno za pomocą instrumentów naziemnych, jak i umieszczonych w przestrzeni kosmicznej.

SŁONECZNY UKŁAD, MAŁE CIAŁA

Cechami charakterystycznymi ciał tej grupy są: zależność składu chemicznego od odległości od Słońca (dalsze ciała zawierają więcej lotnych substancji), ich nieregularny kształt silnie odbiegający od kształtu kuli, a także brak oznak aktywności wulkanicznej, tektonicznej oraz dyferencjacji grawitacyjnej materii.

 

Pierwsza z wymienionych cech małych ciał jest konsekwencją sposobu ich powstawania. Ciała tej grupy powstały z cząstek pyłu obłoku gazowo-pyłowego w wyniku procesu nazywanego akrecją. Z uwagi na małą masę ciała te nie były w stanie przechwycić gazu. Dlatego ich skład chemiczny został określony przez temperaturę obłoku. W pobliżu protosłońca (lub wielkich planet grupy Jowisza) temperatura obłoku nie pozwalała na kondensację składników lotnych. W stanie stałym znajdowały się jedynie trudno lotne związki (głównie związki krzemu i żelazo). Dalej od protosłońca mogła kondensować woda, a jeszcze dalej bardziej lotne związki, takie jak amoniak i metan.

Nieregularne kształty i brak aktywności wulkanicznej małych ciał Układu Słonecznego są głównie wynikiem niskiej temperatury ich wnętrza. Przy łączeniu się ciał energia ich względnego ruchu wydziela się w postaci ciepła, a spowodowany tym wzrost temperatury ciała jest proporcjonalny do jego masy. Małe ciała, w odróżnieniu od ciał dużych, ogrzewały się jedynie nieznacznie, ponieważ zderzenia pomiędzy nimi prowadziły do ich połączenia tylko wówczas, gdy ich względna prędkość była mała, a zatem mała była też ich energia zamieniana na ciepło. Przy zderzeniach z dużymi prędkościami zamiast łączenia następowało rozbicie ciała (słabe pole grawitacyjne nie jest w stanie utrzymać ciała w całości). Drugim czynnikiem współdecydującym o niskiej temperaturze wnętrza małych ciał jest ich stygnięcie. W przestrzeni kosmicznej utrata ciepła następuje przez promieniowanie z powierzchni ciała. Dla małych ciał stosunek pola powierzchni ciała do jego objętości jest duży, dlatego też stygną one znacznie szybciej niż większe. Czas stygnięcia rośnie proporcjonalnie do kwadratu średnicy ciała. Dla planetoidy o rozmiarach 1 km wynosił ok. kilkadziesiąt tysięcy lat, ale w przypadku ciała 10-kilometrowego już kilka milionów lat. Szybka ucieczka ciepła z małych ciał sprawia również, że ciepło pochodzące z rozpadu radioaktywnych pierwiastków nie odgrywa istotnej roli. Z powyższych powodów wnętrza małych ciał nigdy nie były stopione, nie mogły więc tam wystąpić ani zjawiska wulkaniczne, ani dyferencjacja materii. Ze względu na niską temperaturę i niskie ciśnienie skały zawarte w ich wnętrzu były zawsze dosyć sztywne i ciała nie przybrały kulistego kształtu charakterystycznego dla większych ciał niebieskich. Od momentu powstania planetoid głównym czynnikiem kształtującym ich powierzchnie były zderzenia z meteoroidami. Dowodem tego są liczne kratery uderzeniowe. Dla komet ważnym czynnikiem są zbliżenia do Słońca, w czasie których kometa traci znaczną część swojej materii. Zbliżenia do innych planet mogą powodować rozerwanie małych ciał wskutek sił pływowych.

 

Planetoidy

Obecnie znamy około 8000 planetoid. Większość z nich krąży w tzw. głównym pasie planetoid pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Największą z nich jest Ceres (914 km średnicy), a 26 ma średnice większe niż 200 km. W pasie głównym jest prawdopodobnie około 1 mln planetoid o średnicy wynoszącej ponad 1 km. Poza głównym pasem jest kilka innych grup planetoid. Planetoidy trojańskie (nazwane imionami bohaterów Iliady) poruszają się w tzw. punktach Lagrange'a po orbicie Jowisza. Planetoidy należące do grup: Atena, Apollo i Amor, zbliżają się do orbity Ziemi. O składzie chemicznym planetoid cennych informacji dostarczają meteoryty, które są często ich fragmentami. Najlepiej poznane planetoidy to Gaspra i Ida (i jej księżyc Daktyl), które zostały sfotografowane przez sondę Galileo. Są to planetoidy średniej wielkości o nieregularnym kształcie i rozmiarach kilkudziesięciu kilometrów. Także planetoidy: Toutatis, Castalia i Geographos, zbadano dokładniej w czasie ich zbliżeń do Ziemi. Są to również ciała o nieregularnym kształcie, o rozmiarach około 1 km. O budowie planetoid można też wnioskować z badań małych księżyców. Prawdopodobnie księżyce Marsa i zewnętrzne księżyce wielkich planet to planetoidy przechwycone przez planety. Ciekawym ciałem niebieskim jest Westa — duża planetoida o średnicy ponad 500 km o kulistym kształcie. Obserwacje Westy oraz badania meteorytu, który najprawdopodobniej z niej pochodzi, świadczą o zachodzeniu na niej złożonych procesów geologicznych. Należy ją więc prawdopodobnie zaliczyć do grupy średnich ciał Układu Słonecznego.

 

Komety.

Komety obserwowane są od prehistorycznych czasów. Oglądane na niebie zjawisko spowodowane jest zbliżeniem się do Słońca niewielkiego ciała, które nazywać będziemy jądrem komety lub po prostu kometą. Obecnie znamy około 900 komet, z czego około 190 to komety periodycznie powracające w pobliże Słońca po upływie czasu krótszym niż 200 lat (tzw. komety krótkookresowe). Wiele odkryć nowych komet zawdzięcza się astronomom-amatorom. Najlepiej poznaną kometą jest kometa Halleya, pojawiająca się dosyć regularnie (z okresem od 74,4 do 79,2 lat) w ciągu ostatnich 2000 lat. Podczas ostatniego zbliżenia w 1986 roku została ona dokładniej zbadana dzięki kilku sondom kosmicznym. Komety, w czasie ich zbliżenia do Słońca, można zaliczyć, pod względem rozmiarów, do największych ciał Układu Słonecznego. Długość warkocza wielu komet przekraczała 10 mln km. Zbliżenie jest jednak rzadkim i krótkim epizodem w życiu komety. Pod względem masy komety nie różnią się od planetoid. Główną różnicą jest ich skład chemiczny. Komety powstawały znacznie dalej od Słońca, gdzie temperatura obłoku gazowo-pyłowego była niższa i dlatego w ich skład weszło więcej łatwo lotnych substancji. Są to głównie: zamarznięta woda (około 75%) i zestalone gazy (tlenek i dwutlenek węgla, metan, amoniak).

Przy zbliżeniu komety do Słońca następuje gwałtowna sublimacja tych substancji. Z jej powierzchni tryskają strumienie gazu unoszące także duże ilości pyłu. Z gazów i pyłu tworzy się głowa (koma) i warkocz komety. Część gazów zostaje zjonizowana przez promieniowanie słoneczne. Ciśnienie światła, wiatru słonecznego i pole magnetyczne powodują często rozdzielenie pyłu i plazmy, wskutek czego warkocz komety przybiera kształt wachlarza. Duża część materii warkocza i głowy jest dla komety bezpowrotnie stracona. W ciągu kilkuset zbliżeń do Słońca kometa może utracić większość lotnych substancji i praktycznie będzie nieodróżnialna od planetoid. Za źródło komet krótkookresowych uważa się tzw. pas Kuipera, rozciągający się za orbitą Neptuna w odległości 30-100 jednostek astronomicznych. Odkryto w tym obszarze kilkadziesiąt ciał o rozmiarach planetoid. Szacuje się jednak, że całkowita liczba i masa krążących tam ciał jest kilkaset razy większa niż w pasie planetoid. Niektóre z nich krążą po stabilnych orbitach w rezonansie 2:3 z Neptunem (podobnie jak Pluton). Inne ciała krążą po mało stabilnych orbitach i wskutek perturbacji (ze strony Neptuna lub innych wielkich planet) mogą zmienić orbitę na silnie eliptyczną i zbliżyć się do Słońca. Za źródło komet długookresowych uważa się hipotetyczny obłok, tzw. obłok Oorta, rozciągający się w odległości około 30 000 jednostek astronomicznych (1 roku świetlnego).

Meteoryty.

Meteorytem nazywamy ciało niebieskie, które spadło na Ziemię. To samo ciało w kosmosie nazywamy meteoroidem. Przy wejściu meteoroidu w atmosferę z prędkością kilkunastu km/s, na wysokości około 100 km, następuje silne rozgrzanie i częściowe lub całkowite odparowanie meteroidu. Zjawisko świetlne, które wówczas obserwujemy, nazywamy meteorem (także gwiazdą spadającą lub bolidem). Obserwując pogodne nocne niebo przez kilkadziesiąt minut bez wątpienia zaobserwujemy meteoroidy. Są one na ogół spowodowane przelotem meteoroidów o masie poniżej 1 grama. Meteoryty są cennym źródłem danych o innych ciałach niebieskich. Większość meteorytów to odłamki planetoid. Są też jednak meteoryty pochodzące z Księżyca i Marsa. Prawdopodobnie przy uderzeniu wielkiego meteoroidu o powierzchnię Księżyca lub Marsa pewna ilość skał została wyrzucona w przestrzeń i po dłuższym czasie dotarła do Ziemi. Pod względem składu chemicznego meteoryty dzielimy na cztery grupy. Chondryty stanowią 85,7% meteorytów. Dzielimy je na chondryty węgliste i chondryty zwyczajne. Obie grupy powstały w obłoku gazowo-pyłowym bez procesów magmowych. Chondryty węgliste zawierają więcej lotnych substancji niż chondryty zwyczajne, co świadczy o tym, że powstawały w chłodniejszych częściach obłoku. Achondryty stanowią 7,1% wszystkich meteorytów. Są to skały powstałe w wyniku działalności magmowej. Meteoryty żelazne (około 5,7%) składają się ze stopu żelaza z niklem i powstały prawdopodobnie ze stopionego wnętrza większej planetoidy. Meteoryty żelazno-kamienne (około 1,5%) zawierają skały i stop żelaza z niklem. Podane liczby dotyczą meteorytów, które upadły na Ziemię. Należy się spodziewać, że w przestrzeni kosmicznej jest o wiele większy procent meteoroidów zbudowanych z lotnych substancji, które ulegają odparowaniu w atmosferze. Wielki meteor tunguski, który w 1908 roku spłonął w atmosferze i spowodował rozlegle zniszczenia lasów, nie pozostawił żadnych odłamków. Wiele meteoroidów występuje w tzw. rojach (prawdopodobnie związanych z wypalonymi kometami). Niektóre roje meteoroidów regularnie nawiedzają Ziemię (rój Perseidów w sierpniu, Orionidy w październiku).

Pierścienie planet.

Wokół wszystkich wielkich planet krąży duża ilość drobnych ciał tworząc pierścienie. Najlepiej poznane są jasne pierścienie A i B Saturna odkryte już przez Galileusza. Są one zbudowane z ciał o rozmiarach poniżej 1 m (prawdopodobnie są to głównie bryłki lodu). Grubość pierścieni jest rzędu od 100 m do 1 km przy szerokości 14 600 km (pierścień A) i 25 500 km (B). Pierścienie te podzielone są na setki wąskich kręgów prawdopodobnie wskutek rezonansowego oddziaływania z satelitami Saturna. Pierścień F Saturna oraz pierścienie Urana są wąskie (kilka do kilkudziesięciu km). Ich mała szerokość spowodowana jest oddziaływaniem grawitacyjnym satelitów krążących z obu stron pierścienia (tzw. satelity pasterskie). Satelitami pasterskimi pierścienia F są Prometeusz i Pandora.

 

Artykuł:

Słoneczny Układ

Hasło ogólne:

Słoneczny Układ, obiekty

Hasła szczegółowe:

Słoneczny Układ, średnie ciała

Słoneczny Układ, planety wielkie

Słoneczny Układ, pola magnetyczne planet

---