Słońce jest ogromną, w porównaniu z rozmiarami planet, kulą
advertisement
Układ Słoneczny Menu: Struktura układu słonecznego Słonce Planety Ksiezyce planet Planetoidy Komety Merkury Wenus Ziemia Mars Jowisz Saturn Uran Neptun Pluton Menu Struktura 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, naturalnych satelitów (księżyców) 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 planetarny uformował się przed około piecioma miliardami lat, najprawdopodobniej z tego samego obłoku gazowo -pyłowego, z którego powstało Słońce, w procesie tzw. akrecji. Polegał on na tym, że pośrodku obłoku gaz kurczył się szybciej niż 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, aż wreszcie doszło do fragmentacji zewnętrznej części obłoku oraz kondensacji materii wokół tzw.planetozymali, wskutek czego wykształciły się oddzielne planety. Różne warunki powstawania sprawiły, że obecnie mamy dwie wyraźnie różne 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 praktycznie współpłaszczyznowe (najsilniej, o 17°08' względem płaszczyzny orbity Ziemi, nachylona jest orbita Plutona, pozostałe nachylenia wynoszą od 0°46' dla Urana do nieco ponad 7° dla Merkurego) i tylko nieznacznie odbiegają od orbit kolistych (najsilniej ekscentryczne są orbity Merkurego i Plutona). Orbity planetoid, a szczególnie komet, są bardziej zróżnicowane. Planetoidy poruszają się po orbitach eliptycznych wokół Słońca, głównie w pasie leżącym pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Komety, których źródłem jest prawdopodobnie wspomniany obłok Oorta, poruszają się po wydłużonych elipsach, czasem nieodróżnialnych od parabol Słonce Słońce jest ogromną, w porównaniu z rozmiarami planet, kulą zjonizowanych gazów o średnicy 1 392 000 km, a więc jest ono ponad 109 razy większe od Ziemi. Powierzchnia Słońca wynosi 6 087 miliardów km2, a objętość - 1 412 000 bilionów km3. Masa Słońca jest równa 1.989x1030kg, czyli 332 952 razy więcej od masy Ziemi. Słońce powoli wiruje wokół własnej osi wykonując jeden obrót w ciągu 25.38 dnia (dla punktu znajdującego się na równiku słonecznym). Jest ono normalną gwiazdą tzw. Ciągu Głównego. Jako kula gazowa nie ma właściwie wyraźnie zarysowanej zewnętrznej granicy. Z Ziemi widzimy właściwie jedynie atmosferę słoneczną, której najgłębiej położona warstwa - fotosfera - ma grubość rzędu kilkuset kilometrów. Poniżej fotosfery gęstość gazów stopniowo wzrasta, powyżej fotosfery natomiast rozciąga się do wysokości około 12 000 km chromosfera warstwa bardzo rozrzedzonego gazu, który możemy obserwować tylko podczas całkowitych zaćmień jako czerwoną obwódkę o nieregularnym kształcie. Dalej rozpościera się tzw. korona słoneczna, którą tworzy niezwykle rozrzedzony gaz o temperaturze około 2 000 000 K. Kształt korony jest nieregularny i bardzo zmienny. W 1919 roku Jean-Baptiste Perrin stwierdził, że źródłem energii słonecznej są reakcje termojądrowe, prowadzące do przemiany wodoru w hel. Słońce składa się w 70% z wodoru, w około 28% z helu, zaś na pozostałe 2% składają się m.in. takie cząstki, jak CN, C2, CH, NH, NO2, i inne. Synteza helu z wodoru we wnętrzu Słońca sprawia, że helu tam przybywa, a wodoru ubywa. W miarę powstawania wewnątrz Słońca jądra helowego będzie ono wykazywało tendencję do kurczenia się. Po wyczerpaniu zasobów wodoru jądro helowe będzie się kurczyło nadal, bardzo silnie się rozgrzewając, przez co naruszona zostanie równowaga promienista. Na skutek tego otoczka jądra rozszerzy się, a jej temperatura spadnie i Słońce stanie się czerwonym olbrzymem. Kiedy w jądrze helowym temperatura przekroczy 100 000 000 K, zostanie zainicjowana przemiana helu w węgiel. Następnie prawdopodobnie dojdzie do tzw. rozbłysku helowego w otoczce jądra, po czym Słońce ponownie stanie się czerwonym olbrzymem, o rozmiarach sięgającym poza orbitę Ziemi. Jego otoczka rozproszy się w przestrzeni, a jądro stanie się kulą zdegenerowanego gazu czyli tzw. białym karłem, który będzie stygł powoli, póki całkiem nie zgaśnie. Merkury Merkury jest planetą krążącą najbliżej Słońca. Ze względu na znaczny mimośród (spłaszczenie) orbity, w peryhelium znajduje się półtorakrotnie bliżej Słońca niż w aphelium. Średnia gęstość Merkurego jest w przybliżeniu równa gęstości Ziemi, przy czym około 80% jego masy przypada na żelazne jądro. Powierzchnię pokrywają kratery i strome skarpy skalne, które utworzyły się w przeszłości, gdy jądro planety ochładzało kurczyło, powodując naprężenia skorupy się i. Ze względu na słabą grawitację Merkury pozbawiony jest prawie całkowicie atmosfery. K rążąc tak blisko Słońca i nie posiadając atmosfery, która zachowałaby ciepło w nocy, Merkury odznacza się dużymi wahaniami temperatury na powierzchni: od -180 do +430 °C. Wenus Wenus, krążąca po niemal kołowej orbicie druga planeta od Słońca, jest otulonym gęstymi chmurami skalnym globem. Chmury te odbijają większość światła słonecznego, przez co Wenus jest najjaśniejszym po Słońcu i Księżycu ciałem na naszym niebie. Temperatury powierzchniowe dochodzą do 480°C, a ciśnienie atmosferyczne 90 razy przewyższa ciśnienie ziemskie. 97% objętości atmosfery wenusjańskiej to dwutlenek węgla, zaś na resztę składają się m.in. azot, chlorowodór i tlen. Żółtawy kolor chmur pochodzi od kwasu siarkowego. Jego zawartość ulega jednak znacznym zmianom, co nasuwa podejrzenia, że na Wenus występują czynne wulkany. Ziemia Ziemia jest trzecią planetą od Słońca, największą z 4 planet wewnętrznych. Pod względem budowy przypomina inne planety tej grupy. Metaliczne, stałe jądro otoczone jest przez jądro zewnętrzne z metalu płynnego, po którym następują warstwy płynnych, półpłynnych i stałych skał. Natomiast pod względem warunków panujących na powierzchni Ziemia różni się od tych planet diametralnie: tylko na Ziemi występuje woda w stanie płynnym, bogata w tlen atmosfera oraz inne warunki sprzyjające życiu. Trwająca od 4,5 miliarda lat ewolucja Ziemi zachodzi nadal, zarówno w sposób naturalny, jak i w wyniku działań człowieka. Do najbliższego otoczenia Ziemi należy jej jedyny naturalny satelita - Księżyc Mars Mars, czwarta planeta od Słońca, pod wieloma względami przypomina Ziemię. Doba marsjańska jest tylko nieznacznie dłuższa od ziemskiej. Podobnie zmieniają się pory roku, jakkolwiek rok jest dwa razy dłuższy. Występują tu chmury, wulkany, wąwozy, góry, pustynie i wykazujące sezonową zmienność, białe czapy polarne. Powierzchnię Marsa pokrywają odłamki skał oraz czerwonawy pył (stąd określenie: Czerwona Planeta). Atmosfera marsjańska składa się głównie z dwutlenku węgla, który stanowi blisko 95% jej składu. Temperatura latem w Słońcu wynosi do +30°C, zaś zimą przed świtem spada nawet do -100°C. Mars ma dwa małe księżyce - Phobosa i Deimosa. Jowisz, piąta planeta od Słońca, jest pierwszą z czterech gazowych planetolbrzymów. Ma największe rozmiary i masę wśród planet Układu Słonecznego: jego objętość jest 1300 razy większa od objętości Ziemi, a masa przewyższa dwuipółkrotnie łączną masę pozostałych planet. Chmury Jowisza składają się głównie z wodoru i helu. Wnętrze planety zaczyna się na głębokości 1000 km, gdzie wodór przechodzi w stan ciekły. Jeszcze głębiej tworzy się wodór metaliczny. W centrum Jowisza znajduje się jądro o temperaturze około 35000 oC. Najbardziej znany obiekt na tarczy Jowisza, Wielka Czerwona Plama, okazała się ostatecznie olbrzymim wirem w atmosferze planety, wznoszącym się kilka kilometrów ponad najwyższą warstwę chmur. Jowisz posiada co najmniej 16 księżyców. Jowisz Saturn jest szóstą planetą od Słońca, drugą z czterech gazowych planet-olbrzymów. Posiada co najmniej 18 księżyców i imponujący układ pierścieni. Pierścienie znajdują się wewnątrz tzw. granicy Roche'a. W obszarze tym nie mogą się znajdować żadne ciała o znacznych rozmiarach, ponieważ zostałyby rozerwane siłami przypływowymi planety. Największe fragmenty pierścieni mają rozmiary najwyżej 10 m, zaś grubość pierścieni nie przekracza 10 km. Bardzo szybka, podobnie jak u innych planet tej grupy, rotacja Saturna powoduje wybrzuszenie obszarów równikowych oraz ułożenie rozmytych żółtawych chmur w poziome, równolegle do równika pasma. Saturn to jedyna planeta o średniej gęstości mniejszej od gęstości wody. Z tego powodu jego masa nie przekracza jednej trzeciej masy Jowisza, mimo iż średnice obu planet niewiele się różnią. Saturn Uran Uran, siódma planeta od Słońca, jest trzecią z czterech gazowych planetolbrzymów. Jej kamienne jądro otacza płaszcz gazowo-lodowy. Wokół płaszcza rozciąga się atmosfera zawierająca metan, który nadaje Uranowi niebiesko-zieloną barwę. Ze względu na usytuowanie planety w zewnętrznych rejonach Układu Słonecznego, temperatura górnej powierzchni chmur wynosi zaledwie -210 oC. Uran posiada 15 księżyców i układ pierścieni, ale na samej planecie nie dostrzeżono nic godnego uwagi. Sonda Voyager 2, przelatując obok Urana w 1986 roku, sfotografowała tylko kilka chmur metanowych. Najdziwniejszy jest natomiast charakter ruch wirowego planety. Ponieważ kąt nachylenia równika Urana do płaszczyzny orbity wynosi 98o, więc glob ten jak gdyby "toczy" się po swojej orbicie. Wiąże się z tym także szczególny sposób zmiany pór roku. Neptun Neptun jest ósmą planetą od Słońca, czwartą z gazowych planet-olbrzymów. Wielkością i budową przypomina swego sąsiada - Urana. Masa Neptuna jest 17,25 razy większa od masy Ziemi. Jaskrawo błękitny kolor jego atmosfery pochodzi od metanu. Na Neptunie wieją najszybsze wichry Układu Słonecznego - ich prędkość dochodzi do 2200 km/godz. W warstwie chmur występuje kilka formacji, z których najwyraźniejsza jest Wielka Ciemna Plama, olbrzymi huragan wielkości Ziemi. Pod pokrywą chmur znajduje się płaszcz lodowo-gazowy oraz niewielkie skalne jądro. Neptun ma 8 znanych księżyców, z których 7 to ciała bardzo drobne. Pluton Pluton - dziewiąta planeta od Słońca, jest zimnym, ciemnym globem, dla którego Słońce stanowi jedynie jasną gwiazdę na niebie. Pluton jest mniejszy od Księżyca. Ma rzadką atmosferę, która tworzy się, gdy planeta zbliży się do Słońca, i zamarza, gdy planeta się od niego oddala. Pluton krąży po mocno wydłużonej orbicie; jej kąt nachylenia do ekliptyki jest większy niż w przypadku innych planet. Jedno okrążenie Słońca trwa 248,5 roku i w ciągu 20 lat z tego okresu Pluton znajduje się bliżej Słońca niż Neptun. Te cechy zdają się sugerować, że Pluton może być w rzeczywistości dużą planetoidą. Dokoła Plutona krąży księżyc, o rozmiarach znacznych w porównaniu z rozmiarami planety. Ksiezyce Ksiezyc Ziemi Ksiezyce Marsa Ksiezyce Jowisza Ksiezyce Saturna Ksiezyc Ziemi Księżyc jest jedynym naturalnym satelitą Ziemi. Jego odległość od środka Ziemi zmienia się i wynosi od 356 000 km do 407 000 km (średnio 384 400 km, tj. 60.3 promienia Ziemi). Przyspieszenie grawitacyjne na Księżycu jest około sześciokrotnie mniejsze od ziemskiego. Temperatura jego powierzchni zmienia się w zakresie od +140°C do -190°C, ale 1 m pod powierzchnią jest w przybliżeniu stała i wynosi -30°C. Powierzchnia Księżyca pokryta jest kraterami o silnie zróżnicowanych rozmiarach. Materiał pokrywający powierzchnię (warstwa ok. 4 m) stanowi drobny, lekki (1 g/cm3) pył zbudowany z SiO2 (50-70%), Al2O3, FeO, CaO, TiO2. Jego średni wiek wynosi 3.7 mld lat (najstarsze fragmenty skał mają około 4.6 mld lat). Księżyc posiada resztkową atmosferę o gęstości mniejszej niż jedna bilionowa gęstości atmosfery ziemskiej. Dzienne przemieszczenie się Księżyca na ziemskiej sferze niebieskiej względem gwiazd wynosi około 13°. W zależności od położenia względem Słońca Księżyc jest różnie oświetlony. Czas upływający pomiędzy dwiema identycznymi fazami wynosi 29.5306 dnia (tzw. miesiąc synodyczny). W wyniku wzajemnych oddziaływań pływowych czas obrotu Księżyca wokół swojej osi uległ synchronizacji z okresem obiegu wokół Ziemi. W jej kierunku Księżyc zwraca stale jedną swoją stronę, ale istnienie tzw. libracji powoduje, że możliwe jest z Ziemi obserwowanie łącznie (lecz nie jednocześnie) 59% powierzchni Księżyca. Ksiezyce Marsa Phobos Phobos to większy i bliższy planecie spośród dwóch księżyców Marsa, odkrytych w 1877 przez amerykańskiego astronoma A. Halla. Średni promień orbity Phobosa wynosi 9323 km, zaś okres obiegu dokoła planety - 7 godzin 39 min (jest on mniejszy od okresu obrotu Marsa wokół własnej osi, przez co dla obserwatora z Marsa wschodzi na tamtejszym zachodzie, a zachodzi na wschodzie). Bryła Phobosa jest w przybliżeniu elipsoidą o długościach osi równych: 27, 12 i 11 km oraz masie 11 900 mld ton. Albedo wynosi 6% a pokryta pyłem powierzchnia posiada widoczne rysy i kratery, z których największy ma średnicę 10 km. Średnia gęstość Phobosa wynosi około 2 g/cm3, a przyspieszenie grawitacyjne na jego powierzchni równe jest 0.0063 m/s2. Phobos jest najprawdopodobniej przechwyconą przez Marsa planetoidą, która spadnie na jego powierzchnię za około 100 mln lat. Deimos Deimos jest drugim, licząc od powierzchni planety, satelitą Marsa. Jego średnia odległość od planety wynosi 23 460 km. Wymiary Deimosa to 11x12x15 km, pokryty jest on licznymi kraterami. Podobnie jak Phobos, jest prawdopodobnie przechwyconą przez pole grawitacyjne Marsa planetoidą. Odkryty został w 1877 przez A. Halla. Ksiezyce Jowisza Metis Io Adrastea Europa Amaltea Ganimedes Pozostale Callisto Thebe Leda Metis Metis jest najbliższym satelitą Jowisza. Wraz z księżycem Adrastea leży wewnątrz głównego pierścienia Jowisza, około 128 000 km od środka planety. Być może stanowią one źródło materiału dla tego pierścienia. Obecnie bardzo mało wiemy o tym księżycu. Adrastea Adrastea jest drugim z kolei satelitą Jowisza. Podobnie jak Metis leży wewnątrz jego głównego pierścienia, stanowiąc być może dla niego źródło materiału. Obecnie posiadamy bardzo mało informacji o tym księżycu. Amaltea Amaltea jest jednym z mniejszych księżyców Jowisza. Odkryta w 1892 roku przez Edwarda Emersona Barnarda jest ostatnim księżycem w Układzie Słonecznym odkrytym w wyniku bezpośredniej obserwacji wizualnej. Jednocześnie jest pierwszym satelitą Jowisza odkrytym po księżycach galileuszowych. Amaltea jest nieregularną bryłą, usianą kraterami, których rozmiary są relatywnie duże w stosunku do rozmiaru satelity. Thebe Szczegółowe badania zdjęć, nadesłanych na Ziemię przez Voyagery 1 oraz 2 doprowadziły do odkrycia trzech nowych satelitów Jowisza. Jednym z nich był Thebe, początkowo noszący prowizoryczne oznaczenie 1979J2. Okrąża on planetę jeden raz w ciągu 16 godzin i 11 minut, w średniej odległości około 222 000 km od środka planety. Poza tym nasza wiedza o tym satelicie jest niewielka. Io Io jest trzecim pod względem wielkości satelitą Jowisza, oznaczonym numerem I. Odkryty został w 1610 przez Galileusza i niezależnie przez G. Mariusa, jako jeden z czterech pierwszych (poza Księżycem) satelitów w Układzie Słonecznym. Na Io odkryto ślady aktywnej działalności wulkanicznej. Sondy kosmiczne Voyager zaobserwowały jednoczesną erupcję dziewięciu wulkanów; ich pióropusze unoszą się ponad 300 km nad powierzchnią księżyca. Choć temperatura na powierzchni Io wynosi średnio około -143° C, to jednak istnieje miejsce związane z działalnością wulkaniczną, gdzie temperatura wynosi około 17° C. Pod względem składu, Io zbudowany jest w większości z materiału skalnego oraz niewielkiej ilości żelaza. Europa Europa jest czwartym pod względem wielkości satelitą Jowisza, oznaczonym numerem II. Jego średnica wynosi 3138 km, zaś średnia odległość od planety 670 900 km. Odkryty został w 1610 przez Galileusza i (niezależnie) G. Mariusa, jako jeden z czterech pierwszych (poza Księżycem) satelitów w Układzie Słonecznym. Na powierzchni tego satelity brak jest jakichkolwiek śladów kraterów. Istniejące teorie na temat wewnętrznej budowy Europy zakładają, że pod grubą na 5 km warstwą lodu może znajdować się ocean o głębokości ponad 50 km. Charakterystyczne ślady na powierzchni księżyca mogą być wynikiem załamania skorupy, wypełnienia jej wodą oceaniczną i zamarznięcia. Ganimedes odkryty został w roku 1610 przez Galileusza i niezależnie przez Ganimedesa Mariusa. Jest on największym satelitą Jowisza i zarazem największym satelitą w Układzie Słonecznym (jego średnica wynosi około 5260 km). Gdyby Ganimedes okrążał samodzielnie Słońce, zostałby zakwalifikowany do grona planet. Podobnie jak Callisto, zbudowany jest ze skalistego jądra, lodowego płaszcza oraz lodowo-skalnej skorupy. Ganimedes nie posiada atmosfery, jednak ostatnie obserwacje przy użyciu kosmicznego teleskopu Hubble'a wykazały obecność ozonu na jego powierzchni. Jego powierzchnia wykazuje znaczne zróżnicowanie oraz posiada wyraźne oznaki aktywności geologicznej - góry, doliny i kratery. Ganimedes Callisto Księżyc Jowisza Callisto odkryty został w roku 1610 przez Galileusza oraz równocześnie i niezależnie od niego przez G. Mariusa. Jest jednym z czterech pierwszych odkrytych (poza Księżycem) satelitów w Układzie Słonecznym, drugim pod względem wielkości satelitą Jowisza. Jego rozmiar porównywalny jest z rozmiarem Merkurego. Powierzchnia Callisto jest pokryta dużą ilościa kraterów, czas jej powstania datuje się na około 4 miliardy lat temu (krótko po uformowaniu Układu Słonecznego). Nie posiada dużych łańcuchów górskich, składa się prawdopodobnie z dużego skalistego jądra otoczonego wodą i lodem. Callisto nie posiada atmosfery. Leda, najmniejszy satelita Jowisza, odkryta została w roku 1975 przez Kowala. Odkrycie dokonane zostało dzięki zaprezentowanemu powyżej zdjęciu. Leda okrąża Jowisza w odległości ponad 11 mln km od środka planety, czyli prawie sześciokrotnie dalej niż Callisto. Aktualnie posiadamy bardzo mało informacji o Ledzie. Leda Pozostale Ksiezyce Himalia Lysithea Elara Ananke Himalia, podobnie jak Elara, odkryta została przez C.Perrine w 1904 roku. Jest dziesiątym znanym satelitą Jowisza. Nasza wiedza o tym księżycu jest bardzo skromna. Lysithea odkryta została przez S.Nicholsona w 1938 roku. Jest jedenastym znanym satelitą Jowisza. Aktualnie posiadamy bardzo mało informacji o tym księżycu. Elara, podobnie jak Himalia, odkryta została przez C.Perrine w 1904 roku. Jest dwunastym znanym satelitą Jowisza. Ananke odkryta została przez S.Nicholsona w 1951 roku. Jest trzynastym znanym satelitą Jowisza. Orbita Ananke (podobnie jak i trzech pozostałych najdalszych księżyców) jest mało stabilna i księżyc ten może zostać kiedyś oderwany od Jowisza przez siły perturbacyjne i stać się planetoidą. Być może Ananke była kiedyś planetoidą, która schwytana została przez pole grawitacyjne Jowisza. Carme Carme odkryta została przez S.Nicholsona w 1938 roku. Jest czternastym znanym satelitą Jowisza. Orbita Carme (podobnie jak Ananke, Pasiphae i Sinope) jest mało stabilna i prawdopodobne jest oderwanie jej od Jowisza. Być może była ona kiedyś planetoidą, przechwyconą przez potężne pole grawitacyjne Jowisza. Pasiphae Pasiphae odkryta została przez P.Melotte w 1908 roku. Jest piętnastym znanym satelitą Jowisza. Orbita Pasiphae (podobnie jak orbity Ananke, Carme i Sinope) jest mało stabilna i księżyc ten jest być może przechwyconą przez pole grawitacyjne Jowisza planetoidą, która w przyszłości może znów się "uwolnić" od swojego potężnego opiekuna. Sinope Sinope odkryta została przez S.Nicholsona w 1914 roku. Jest najbardziej zewnętrznym znanym satelitą Jowisza, okrążającym go w odległości 24.7 mln km. Orbita Sinope (podobnie jak i trzech pozostałych najdalszych księżyców) jest mało stabilna. Księżyc ten być może tylko "chwilowo" (stosując kosmiczną skalę czasu) znajduje się pod działaniem pola grawitacyjnego Jowisza i może stać się ponownie planetoidą. Ksiezyce Saturna Pan Pandora Atlas Epimetheus Prometheus Janus Pan Pan, najbliższy pod względem odległości do Saturna satelita tej planety odkryty został przez Marka R. Showaltera w roku 1990, 9 lat po misji Voaygera. Orbita Pana znajduje się wewnątrz szczeliny Enckego w pierścieniu A Saturna, 133.6 tys km od środka planety. Jego średnica wynosi około 20 kilometrów. Atlas Atlas, drugi pod względem odległości od planety satelita Saturna odkryty został w 1980 roku przez R.Terrile na podstawie zdjęć dostarczonych przez Voyagera 1. Jego rozmiary to ok. 40 na 20 kilometrów, a orbita przebiega w pobliżu zewnętrznej krawędzi pierścienia A. Prometheus Prometheus, trzeci w kolejności od planety satelita Saturna odkryty został na podstawie zdjęć dostarczonych przez sondę kosmiczną Voyager 1. Jest elipsoidalną, lodową bryłą o wymiarach około 140x100x75 kilometrów. Na północnej stronie posiada kilka dolin oraz grzbietów górskich. Niektóre kratery mają do 20 kilometrów średnicy, jednak generalnie powierzchnia tego satelity posiada mniej kraterów niż powierzchnia sąsiedniej Pandory, Janusa czy Epimetheusa. Pandora Pandora jest czwartym w kolejności od planety satelitą Saturna. Ma podłużny kształt (110x85x 65 km) oraz usianą kraterami powierzchnię. Dwa największe z nich mają około 30 kilometrów średnicy. Epimetheus Epimetheus, piąty w odległości od Saturna księżyc, ma nieregularny kształt (wymiary około 140x110x100 km) oraz pooraną grzbietami i uskokami górskimi powierzchnię. Niektóre kratery mają ponad 30 km średnicy. Epimetheus wraz z innym księżycem Saturna, Janusem, poruszają się po niemal tej samej orbicie, 151 500 kilometrów od środka planety i 91 000 ponad jej chmurami. Oddalone są od siebie tylko o około 50 km. Raz na około cztery lata zachodzi pomiędzy tymi satelitami wymiana orbit; zewnętrzny staje się wewnętrznym i odwrotnie. Jedna z teorii mówi, że Janus i Epimetheus powstały w wyniku rozpadu na dwie części satelityprzodka. Janus Janus odkryty został w roku 1966 przez Audouina Dollfusa. Wymiary tego satelity Saturna to około 220x190x160 kilometrów. Jego powierzchnia jest pokryta licznymi kraterami, z których kilka posiada średnicę ponad 30 km. Janus wraz z Prometheusem poruszają się po niemal tej samej orbicie, oddalone od siebie tylko o około 50 km. Mimas Mimas, jeden z najbliższych księżyców Saturna odkryty został już w 1789 roku przez Williama Herschela. Jego lodowa powierzchnia posiada wiele kraterów, z których jeden nazwany został Herschel na cześć odkrywcy księżyca. Jest on nieproporcjonalnie duży w stosunku do wymiarów satelity, jego średnica wynosi 130 kilometrów (jedną trzecią średnicy Mimasa), zaś głębokość około 10 kilometrów. W jego środku znajduje się masyw górski, którego najwyższy szczyt sięga niemal 6 kilometrów ponad dno krateru. Siła uderzenia, które spowodowało powstanie tego krateru bliska była spowodowania rozpadu księżyca. Temperatura na powierzchni Mimasa wynosi około 200°C Ksiezyce Uranu Ksiezyce Neptuna Ksiezyc Plutona Ofelia Ofelia, drugi po Kordelii pod względem odległości od planety księżyc Urana ma średnicę około 50 km, zaś jego średnia odległość od środka planety wynosi 53 770 km. Podobnie jak Kordelia, Ofelia odkryta została przez sondę Voyager 2 w 1986 roku. Bianka Bianka, trzeci pod względem odległości satelita Urana, ma średnicę niewiele ponad 40 km i okrąża planetę w odległości 59 160 km od jej środka. Najada Najada ma około 54 kilometrów średnicy i okrąża Neptuna w kierunku jego ruchu obrotowego w czasie 7 godzin i 6 minut, znajdując się około 23 200 kilometrów ponad jego chmurami (48 200 km od środka planety). Satelita ten ma nieregularny kształt, jego powierzchnia nie przejawia żadnych śladów działalności wulkanicznej. Talassa Talassa jest jednym z ostatnio odkrytych satelitów w Układzie Słonecznym. Ma około 80 kilometrów średnicy i okrąża Neptuna w tym samym kierunku co jego ruch obrotowy w czasie 7 godzin i 30 minut, znajdując się około 25 200 kilometrów ponad wierzchołkami jego chmur. Ma nieregularny kształt, wygląd jej powierzchni nie przejawia oznak działalności wulkanicznej. Charon Charon, satelita Plutona, odkryty został w 1978 przez amerykańskiego astronoma J. Christy. Średnica Charona wynosi około 1200 km, zaś jego średnia odległość od środka planety - około 19 000 km. Okres obiegu Charona dokoła Plutona równy okresowi obrotu planety wokół własnej osi i wynosi około 6 dni i 9 godzin. Powierzchnia Charona pokryta jest prawdopodobnie lodem wodnym. Planetoidy W XVIII wieku zauważono, że odległości planet od Słońca wzrastają w sposób dość regularny i tylko między orbitą Marsa i Jowisza daje się zaobserwować raptowne zwiększenie odległości. W latach 1766 -1772 dwaj astronomowie niemieccy, Johann D. Titius i Johann E. Bode, znaleźli empiryczny wzór opisujący odległości planet od Słońca. Zgodnie z nim odległość planety od Słońca, wyrażona w jednostkach astronomicznych jest równa: An=0.4+0.3*2n gdzie n=0,1,2,... . W 1801 roku włoski astronom z Palermo, G.Piazzi, odkrył małę planetkę, mającą wygląd gwiazdy 7-8 wielkości, której nadano nazwę Ceres. Dość dobrze spełniała ona regułę Titiusa -Bodego. Kolejne lata przyniosły odkrycia następnych planetoid, w większości krążących w odległości od 2.17 do 3.64 jednostek asronomicznych od Słońca, tworząc tzw. pas asteroid. Niegdyś sądzono, że planetoidy powstały z rozpadu planety krążącej w odległości około 2.8 j.a. od Słońca. Obecnie jednak uważa się, że ze względu na olbrzymie zakłócenia ze strony Jowisza powstanie w tym miejscu planety nie było możliwe i planetoidy stanowią najdrobniejszy, pierwotny materiał, podobny do tego, z którego niegdyś uformowały się planety Układu Słonecznego. Pod względem składu, 93% planetoid to twory kamienne, prawie 6% składa się z żelaza i niklu, zaś reszta - z mieszaniny tych trzech składników. Gaspra (planetoida 951) odkryta została przez G.N. Neujamina w roku 1916. Jest to zwykła, jedna z wielu małych planetoid, na którą nie zwracano zbytniej uwagi aż do czasu, kiedy znalazła się na trasie przelotu sondy kosmicznej Galileo. 29 października 1991 roku sonda zbliżyła się 1600 kilometrów od jej powierzchni, mijając się z nią z prędkością 8 km/s. Okazało się że jest to nieregularne ciało o wymiarach około 35x20 km, odbijające około 20% światła słonecznego, pokryte niewielkimi kraterami. Nieregularność kształtu Gaspry jak i brak większych kraterów sugerują, że powstała ona stosunkowo niedawno, bo około 300 500 milionów lat temu w wyniku rozpadu większego ciała podczas kosmicznej kolizji. Planetoida 4769 - Castalia odkryta została 9 sierpnia 1989 roku przez E.F. Helina. Obraz Castalii wygenerowany został komputerowo w oparciu o dane uzyskane z radioteleskopu Arecibo w Puerto Rico w czasie, gdy planetoida była około 5.6 miliona kilometrów od Ziemi. Castalia składa się z dwóch "skrzydeł", z których każde ma około 750 metrów szerokości, łącznie zaś cała planetoida w najszerszym miejscu ma 1.8 kilometra. Obydwa składniki były prawdopodobnie oddzielnymi obiektami, które połączyły się w wyniku kolizji. Vesta odkryta została w 1807 roku przez H.Olbersa. Ma średnicę ponad 530 km i raz na 5.34 godziny wykonuje pełny obrót dokoła swojej osi. Między 28 listopada a 1 grudnia 1994, przebywając około 251 milionów kilometrów od Ziemi, planetoida ta obserwowana była przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Przekazane na Ziemię obrazy ujawniły urozmaiconą powierzchnię, z zastygłymi strumieniami lawy i głębokimi kraterami uderzeniowymi. Pod względem geologicznym Vesta jest podobna do naszego Księżyca. Zdjęcia Vesty dostarczyły sporo informacji, ale także wiele nowych zagadek związanych z początkami istnienia Układu Słonecznego. W październiku 1960 roku, w pobliżu miejscowości Millbillillie (Australia Zachodnia), spadł na Ziemię meteoryt, który, jak się okazało, oderwany został z powierzchni Vesty. Ida jest 243 w kolejności odkrycia planetoidą Układu Słonecznego, jej wymiary wynoszą około 116x46x40 kilometrów. Powierzchnia Idy jest usiana licznymi kraterami, co sugeruje, że istnieje w swej obecnej formie od co najmniej miliarda lat. Najciekawszą jednak cechą tej planetoidy jest fakt, że posiada ona swego satelitę, okrążającego ją w odległości około 100 kilometrów. Odkrycia Daktyla, bo tak nazwano towarzysza Idy, dokonała sonda kosmiczna Galileo w 1993 roku. Rozmiary Daktyla wynoszą 1.2x1.4x1.6 km, zaś pod względem składu, podobnie jak Ida, kwalifikuje się do grupy planetoid krzemianowych. Istnieje teoria, że Daktyl odłączył się od Idy w wyniku zderzenia dwóch planetoid Komety Niezwykły wygląd komet już od najdawniejszych czasów wywoływał u ludzi zabobonny strach, widziano w nich zapowiedź zbliżających się klęsk i wojen. Obecnie wiemy, że komety są nieregularnymi bryłami materii, składającymi się ze skalnego rdzenia oraz zestalonych cieczy i gazów, takich jak woda, amoniak, metan, cyjan i innych, tworzących tzw. jądro komety. Rozmiary jądra wynoszą od kilku do kilkudziesięciu kilometrów. Jednak widowiskowość komet związana jest z istnieniem takich jej elementów jak coma, głowa oraz warkocz. Coma jest okrągłą lub owalną mgiełką unoszącą się wokół jądra, powstałą wskutek ulatniania się gazów, a następnie cieczy z jądra komety przy zbliżaniu się do Słońca. Coma w przypadku jasnych komet rozrasta się w głowę, mającą średnicę od 50 000 do ponad 250 000 km. W przypadku komety z roku 1811 średnica głowy wynosiła około półtora miliona kilometrów, a więc była większa od średnicy Słońca. Przy zbliżeniu się komety na odległość około 1.5 - 2 j.a. od Słońca pojawia się warkocz, skierowany zawsze od Słońca, rozciągający się na odległość od 10 do 100 milionów km. W przypadku niektórych komet długość ta osiągała nawet ponad 300 milionów km. Przeważająca liczba komet biegnie po orbitach zbliżonych do parabol, przy czym przeważnie są to elipsy o mimośrodzie bardzo zbliżonym do jedności. Ich orbity mają wszelkie możliwe nachylenia do ekliptyki od 0o do 180o, co świadczy, że mogą one przebiegać przez układ planetarny we wszystkich możliwych kierunkach. Istnieje wiele teorii tłumaczących powstawanie komet. Najnowsze badania, a zwłaszcza modelowanie ewolucji Układu Słonecznego przy pomocy komputerów przemawiają za słusznością hipotezy holenderskiego astronoma, J.H. Oorta. Wyraził on przypuszczenie, że komety są ściśle związane ze Słońcem, tworząc dokoła niego chmurę o promieniu około 150 000 j.a., wędrującą wraz ze Słońcem w przestrzeni międzygwiazdowej. Kometa Hyakutake odkryta została w styczniu 1996 roku przez japońskiego obserwatora - amatora. W marcu tego samego roku minęła Ziemię w odległości ok. 0.1 j.a. Należy do najjaśniejszych komet, jakie pojawiły się w okresie ostatnich kilkudziesięciu lat. Zaprezentowana fotografia wykonana została 25 marca 1996 przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a, kiedy kometa była około 15 milionów km od Ziemi. Kometa Westa, podobnie jak kometa Kohoutka, odkryta została nie w wyniku obserwacji wizualnych, lecz na kliszy fotograficznej. Jednak w przeciwieństwie do komety Kohoutka była obiektem bardzo jasnym, osiągając w peryhelium jasność około -3m. W marcu 1976 roku zaobserwowano rozpad jej jądra na dwie, a następnie na cztery części. Na zaprezentowanej fotografii wyraźnie widać dwa oddzielne warkocze. Cieńki, niebieski warkocz składa się z gazów, a szeroki biały - z mikroskopijnych cząteczek pyłu. Najsłynniejszą z jasnych komet jest eliptyczna (okresowa) kometa Halleya, obiegająca Słońce raz na 76 lat. W 1705 Edmund Halley, wyznaczając orbity komet, powiązał ze sobą cztery pojawienia się tej komety (w latach 1456, 1531, 1607, 1682), odkrywając w ten sposób istnienie komet okresowych. Jądro komety Halleya jest wydłużoną bryłą o rozmiarach 16x8x8 km, ma niejednolity skład, zawiera więcej węgla, wodoru, tlenu i azotu niż przeciętnie meteoryty. W momencie badania rotowało z okresem ok. 54 godzin. Podobnie jak w przypadku innych komet, jądro to jest otoczone (w czasie zbliżania się do Słońca) rozległą chmurą gazowo-pyłową tworzącą warkocz. Ostatnie jej przejście w pobliżu Ziemi miało miejsce w roku 1986, została wówczas szczegółowo zbadana przez sondy Giotto oraz Vega 1 i 2. Zamieszczona fotografia jądra komety wykonana została przez sondę Giotto. Koniec Autorki: Agnieszka Kosiewicz, Justyna Krawiec Kl.Ie
