Planety Układu Słonecznego

MERKURY WENUS ZIEMIA MARS JOWISZ SATURN URAN NEPTUN

PLANETY to ciała niebieskie o średnicach większych niż 1000 km, obiegające gwiazdę i nie mające własnych źródeł energii promienistej, widoczne dzięki oświetleniu ich promieniowaniem gwiazdy. Obecnie jest znanych 9 planet należących do Układu Słonecznego: Merkury i Wenus — planety dolne, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton — planety górne. Niektóre planety mają układy satelitów (księżyców); liczba znanych satelitów poszczególnych planet wynosi od 1 (Ziemia, Pluton) do 20 (Saturn); nie odkryto dotychczas satelitów Merkurego i Wenus. Masy planet są wyznaczane na podstawie pomiarów ich oddziaływań dynamicznych na pozostałe ciała Układu Słonecznego. Do wyznaczania masy planet mających satelity stosuje się prawa Keplera. Masy planet nie mających satelitów są obliczane na podstawie perturbacji, jakie te planety wywołują w ruchu pozostałych planet, komet i planetoid. W Układzie Słonecznym planetą o największej masie (319 razy większej od masy Ziemi, 71% masy wszystkich planet) jest Jowisz, planetą o najmniejszej masie (ok. 500 razy mniejszej od masy Ziemi) — Pluton. Łączna masa planet jest równa 1/741 masy Słońca, tj. 2,69 · 1027kg.

Planety są bryłami o kształcie zbliżonym do elipsoidy obrotowej o niewielkim spłaszczeniu, średnice planet wynoszą od ok. 2300 km (Pluton) do 142 800 km (Jowisz). U większości planet wykryto atmosfery, które stanowią otoczki gazowe utrzymujące się przy powierzchni planet dzięki przyciąganiu grawitacyjnemu. Zaledwie nikłe ślady atmosfery stwierdzono na Merkurym, b. rzadką atmosferę ma Mars. Grube atmosfery, nie przepuszczające promieniowania opt., mają: Wenus, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun. W widmach promieniowania Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna występują wyraźne pasma absorpcyjne metanu, co świadczy o dużej zawartości tego związku w ich atmosferach. W atmosferach Wenus i Marsa istnieje znacznie większa ilość dwutlenku węgla niż w atmosferze Ziemi. Ziemia, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun mają magnetosfery.

Nazwą planety obejmowano w starożytności ciała zmieniające swe położenie względem gwiazd (a więc także Słońce i Księżyc). Obecnie niekiedy nazwą małe planety określa się planetoidy, a nazwą sztuczne planety — obiekty wprowadzone przez człowieka na orbitę okołoziemską. Układ.

MERKURY

MERKURY to pierwsza wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego, znana już w starożytności. Elementy orbity: półoś wielka 57,91 mln km, mimośród 0,206, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 7°0'15'', okres obiegu wokół Słońca 87,969 dnia, okres obrotu ok. 59 dni, albedo 0,06. Obrót linii apsyd orbity Merkurego o 04 rocznie stanowi potwierdzenie ogólnej teorii względności. Merkury znajduje się na niebie zawsze b. blisko Słońca, toteż może być obserwowany tylko po zachodzie lub przed wschodem Słońca; jego jasność jest wtedy maks. i wynosi – 02. Merkury jest przedostatnią co do wielkości planetą Układu Słonecznego; jego średnica wynosi 4878 km, masa jest równa 0,05 masy Ziemi, gęstość średnia jest bliska średniej gęstości Ziemi, a przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni wynosi 3,70 m/s2. Na półkuli zwróconej do Słońca średnia temp. wynosi ok. 600 K, na półkuli odwróconej od Słońca — ok. 100 K. Merkury ma atmosferę b. rozrzedzoną (złożoną gł. z sodu i helu), jej łączna masa nie przekracza kilku ton. Merkury ma b. słabe pole magnetyczne (ok. 100 razy słabsze od ziemskiego). Powierzchnię Merkurego pokrywają liczne kratery pochodzenia zarówno wulkanicznego, jak i meteorytowego. Pod względem właściwości fizycznych Merkury jest podobny do Księżyca. Merkury nie ma satelitów. Badania Merkurego przeprowadzono za pomocą próbnika kosm. Mariner 10.

WENUS

WENUS to druga wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego, znana w starożytności. Elementy orbity: półoś wielka 108,10 mln km, mimośród 0,00679, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 3°23'40'', okres obiegu wokół Słońca 224,701 dni, promień równikowy planety 6070 km, spłaszczenie 0,0, masa 4,871 · 1024 kg, przyspieszenie na powierzchni 8,85 m/s2, albedo 0,61; obrót odbywa się w przeciwnym kierunku niż obrót Ziemi, jego okres wynosi 243,01 dni, nachylenie równika do płaszczyzny orbity 2°, 7, maks. jasność wizualna –48. Wenus ma gęstą i nieprzezroczystą atmosferę złożoną w 97% z dwutlenku węgla i w 2% z azotu; w górnych warstwach atmosfery utrzymują się trwałe obłoki aerozolowe stężonego kwasu siarkowego i solnego. Przy powierzchni panuje temp. ok. 720 K (447°C) i ciśn. 90 tys. hPa. Na rzeźbę powierzchni składają się wysokie góry (wys. 11 km), kratery i płaskowyże. Wenus nie ma wewnętrznego pola magnetycznego; słabe pole w jonosferze jest indukowane przez wiatr słoneczny; nie ma również satelitów. Wenus była badana przez próbniki kosm.: Wega, Wenus, Magellan.

Wenus (fot. NASA), drugi pod względem jasności obiekt na nocnym niebie. Na skalistej powierzchni (poznanej dzięki sondom kosmicznym) znajdują się rozległe równiny, wyżyny, góry, kratery. Planetę otacza gęsta, nieprzezroczysta atmosfera (gł. dwutlenek węgla i azot, ślady pary wodnej, dwutlenku siarki); temperatura przy powierzchni — 730 K, ciśnienie ok. 107 Pa ; najniższa atmosfera jest prawie przezroczysta, wyżej zalegają mgły, na wysokości 50–70 km — chmury, powyżej — znowu mgły, stanowiące zawiesiny kwasów siarkowego i solnego.

Wenus (fot. NASA), zbliżenie powierzchni planety — widoczne wulkany.

ZIEMIA

ZIEMIA to trzecia wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego. Elementy orbity: półoś wielka 149 597 870 km, mimośród 0,0167, okres obiegu wokół Słońca 365,2564 dni, okres precesji 26 tys. lat, nachylenie płaszczyzny równika do płaszczyzny ekliptyki 23°27', promień równikowy 6378,245 km, promień biegunowy 6356,863 km, spłaszczenie 0,003353, albedo 0,34, masa 5,975 · 1024 kg, średnia gęstość 5520 kg/m3, przyspieszenie na powierzchni 9,7805 (1 + 0,00529 sin 2j) m/s2 (gdzie j — szer. geogr. miejsca pomiaru). Informacje o budowie Ziemii uzyskuje się gł. pośrednio, obserwacjom bezpośrednim dostępna jest bowiem tylko warstwa zewn. (grubość kilku km). Najwięcej danych o budowie Ziemii dostarczają badania rozchodzenia się w jej wnętrzu fal sejsmicznych (sejsmologia), także badania ziemskiego pola magnetycznego i pola grawitacyjnego. Ponieważ prędkość fal sejsmicznych jest funkcją takich parametrów, jak gęstość, ściśliwość i sztywność ośrodka, znajomość rozkładu prędkości fal sejsmicznych we wnętrzu Ziemii umożliwia określenie zmian tych parametrów wraz ze zmianą głębokości, co z kolei pozwala na wysuwanie hipotez dotyczących budowy Ziemii. Na podstawie badań sejsmologicznych przyjęto sferyczny model wnętrza Ziemii; wyróżniono 3 gł. sfery: skorupę ; ziemską, płaszcz Ziemi i jądro Ziemi. Sfery te mają zróżnicowane właściwości fiz.; na granicach między poszczególnymi sferami, zw. nieciągłościami: Golicyna, Gutenberga i Mohorovičicia, obserwuje się skokową zmianę prędkości fal sejsmicznych związaną z różnym składem chemicznym poszczególnych sfer lub ze zmianą stanu fazowego ośrodka. Ziemia ma atmosferę o masie 5,25 · 1018 kg, której gł. składnikami są: azot (78%), tlen (21%) i argon (ok. 1%). Od przestrzeni międzyplanetarnej oddziela ją obszar oddziaływania pola magnetycznego Ziemii, zw. magnetosferą (magnetosfera Ziemi), wewnątrz tego obszaru znajdują się pasy radiacji (Van Allena pasy). Ziemia ma jednego naturalnego satelitę — Księżyc; od 1957 Ziemię obiegają satelity sztuczne. Dokładne wyznaczenie masy Ziemii stanowi podstawę oceny mas ciał niebieskich, ponieważ metody astronomii pozwalają jedynie na wyznaczenie stosunków mas tych ciał do masy Ziemii; np. stosunek masy Słońca do masy Ziemii wynosi 332,958. Jednostki długości stosowane w astronomii — jednostka astronomiczna, parsek — definiuje się na podstawie znajomości średniej odległości Ziemii od Słońca. Okres obrotu Ziemii do niedawna stanowił wzorzec jednostki czasu (doba); okres ten wynosi obecnie 23 h 56 min 4,09 s i prawdopodobnie ulega wydłużeniu o ok. 1/1000 s na stulecie. Obrót Ziemii powoduje powtarzające się cykliczne zjawisko dnia i nocy, a obieg Ziemii wokół Słońca w powiązaniu z nachyleniem osi Ziemii w stosunku do ekliptyki warunkuje występowanie pór roku. O rozkładzie na Ziemii stref klimatycznych decyduje w dużej mierze kąt nachylenia osi Ziemii do płaszczyzny ekliptyki. Budowa wnętrza Ziemii i jej atmosfery oraz zjawiska fizyczne w nich zachodzące są przedmiotem badań geofizycznych, a powłokę Ziemii i jej przestrzenne zróżnicowanie pod względem przyr. bada geografia. Inne ważniejsze nauki o Ziemii to: geodezja oraz geologia.

Idea kulistości Ziemii zrodziła się w starożytności. Pierwszych dokładniejszych pomiarów promienia Ziemii dokonał ok. 250 p.n.e. Eratostenes z Cyreny, który otrzymał wartość prawdopodobnie ok. 6300 km. W starożytności i średniowieczu Ziemię uważano za centralne ciało Wszechświata. Stwierdzenie, że Ziemia jest jedną z planet obiegających Słońce było odkryciem M. Kopernika. W latach późniejszych zarówno ruch, jak i kształt Ziemii były wyznaczane na podstawie pomiarów astrometrycznych. Od 1957 do badań geodezyjnych są wykorzystywane także loty sztucznych satelitów.

MARS

MARS to 4 wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego, znana w starożytności. Elementy orbity: półoś wielka 227,9 mln km, mimośród 0,09338, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 1°50'59'', okres obiegu dookoła Słońca 686,738 dni, promień równikowy planety 3393 km, spłaszczenie 0,0091, masa 6,421· · 1023 kg, przyspieszenie na powierzchni 3,61 m/s2, albedo 0,15, okres obrotu 24h37m27s,7, nachylenie równika do płaszczyzny orbity wynosi 23°59' (powoduje to istnienie pór roku podobnych do ziemskich), maks. jasność –27 (Mars jest wówczas najjaśniejszym po Księżycu i Wenus obiektem na nocnym niebie). Na powierzchni Marsa zaobserwowano liczne kratery, wśród nich krater wulk. (Olympic Mons), którego brzeg wznosi się na wys. 26 km (najwyższa góra w Układzie Słonecznym); inne kratery są prawdopodobnie w większości pochodzenia meteorytowego; zaobserwowano również miejsca ciemne, zw. morzami, i miejsca jaśniejsze — tzw. lądy; zarówno jedne, jak i drugie są obszarami stałej powierzchni planety i mają odmienne właściwości, m.in. inaczej odbijają promieniowanie słoneczne. Atmosfera Marsa jest bardziej rozrzedzona niż ziemska (ciśn. ok. 8 hPa) i składa się gł. z dwutlenku węgla, a także tlenku węgla, pary wodnej, azotu, argonu i in. gazów. Na Marsie są obserwowane burze piaskowe, świadczące o istnieniu silnych wiatrów w atmosferze oraz o tym, że przynajmniej część powierzchni jest pokryta pyłem. Temperatura na powierzchni Mars ulega silnym wahaniom rocznym i dobowym; w ciągu doby temp. rośnie od ok. 180 K (o wsch. Słońca) do ok. 300 K (1 godz. po południu); amplituda wahań rocznych w okolicach biegunów wynosi ok. 70 K; w czasie zimy tworzą się na przemian wokół biegunów tzw. czapy polarne; są to obszary pokryte szronem zestalonego dwutlenku węgla oraz lodu. Pole magnetyczne Marsa jest ok. 10 000 razy słabsze niż Ziemi; nie jest jasne, czy powstaje ono we wnętrzu Marsa czy w jego jonosferze, pod wpływem wiatru słonecznego. Mars ma 2 księżyce (Phobos, Deimos).

Badania Marsa i jego atmosfery przeprowadzano za pomocą sond kosm. serii Mars (Mars 3 był pierwszym obiektem, który wylądował na Marsie), Mariner, Viking (1 i 2) oraz sondy Fobos 2; IX 1992 wystartowała sonda Mars Observer, której celem jest sporządzenie szczegółowych map i uzyskanie dokładnych danych o rzeźbie terenu, a także precyzyjne określenie pola grawitacyjnego planety (przygotowanie do umieszczenia na Marsie stacji badawczych i do lotów załogowych). Poszukiwania życia na Marsie nie dały pozytywnego wyniku.

Mars (fot. NASA), zwany także „czerwoną planetą”, rdzawy kolor zawdzięcza licznym związkom żelaza w skorupie. Na powierzchni planety znajdują się rozległe równiny, kratery, łańcuchy górskie, wygasłe wulkany, szerokie kaniony (z rozległą Valles Marineris). W rzadkiej atmosferze występują częste huragany i zamiecie pyłowe.

JOWISZ

JOWISZ to największa, piąta wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego, znana w starożytności. Elementy orbity: półoś wielka 778,4 mln km, mimośród 0,0483, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 1°18'21'', okres obiegu dokoła Słońca 11 lat 315 dni, promień równikowy planety 71 400 km, spłaszczenie 0,059, masa 1,90 · 1027 kg, przyspieszenie na powierzchni 24,98 m/s2, albedo 0,73; obrót planety jest niejednorodny, szybszy na równiku (okres 9h51 m), wolniejszy w okolicach biegunów (9h56m), co oznacza, że widoczna jest jedynie atmosfera planety; temperatura strony zwróconej do Słońca ok. 140–150 K; maks. jasność –2m,4. Jowisz ma rozległą, nieprzezroczystą atmosferę, złożoną gł. z wodoru dwuatom. (ok. 90%) i helu (ok. 10%); zawiera także pewną ilość metanu i amoniaku. Są w niej widoczne układające się równolegle do równika ciemne smugi i plamy zmieniające swój kształt; charakterystyczna dla Jowisza jest duża, tzw. czerwona plama położona w okolicach równika; jest to gigantyczny, stacjonarny cyklon. Jowisz jest jednym z najsilniejszych radioźródeł nieba; promieniowanie radiowe Jowisz ma charakter promieniowania synchrotronowego, wysyłanego przez poruszające się w silnym polu magnetycznym cząstki naładowane elektrycznie, przede wszystkim elektrony. Oznacza to istnienie pasów radiacyjnych wokół Jowisza, analogicznych do ziemskich pasów Van Allena; energie elektronów w pasach radiacji wokół Jowisza są średnio 1000 razy większe niż wokół Ziemi; oceniona stąd indukcja pola magnetycznego wynosi 0,0004 T (10 razy większa niż pola ziemskiego). Między ok. 121 tys. i 128 tys. km oraz ok. 128 tys. i 144 tys. km od środka Jowisza rozciągają się 2 pierścienie, podobne do pierścieni Saturna, lecz znacznie słabsze. Jowisz ma 16 satelitów. Odkrycie 1610 przez Galileusza pierwszych 4 satelitów Jowisza miało doniosłe znaczenie dla rozwoju teorii heliocentrycznej, gdyż ich ruch wokół Jowisza stanowił model ruchu planet wokół Słońca. O. Römer — na podstawie obserwacji zaćmień satelitów Jowisza — pierwszy odkrył (1676), że prędkość światła jest skończona. Szczegółowe obrazy Jowisza oraz jego satelitów uzyskano dzięki próbnikom kosm. Voyager (1 i 2).

Jowisz (fot. NASA). Ta gazowo-ciekła kula ma prawdopodobnie małe skaliste jądro. Ilość emitowanego promieniowania podczerwonego, większa niż to wynika z otrzymanej od Słońca energii, świadczy o wewnętrznym grzaniu spowodowanym grawitacyjnym kurczeniem się planety. W gęstej, nieprzezroczystej atmosferze (gł. wodór i hel, ponadto amoniak i metan) są widoczne ciemne pasy — miejsca chłodniejsze, oraz plamy — miejsca wirów w atmosferze; największa, Wielka Czerwona Plama, swój kolor zawdzięcza zawartości fosforu.

SATURN

SATURN to szósta wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego, najodleglejsza ze znanych w starożytności; elementy orbity: półoś wielka 1427 mln km, mimośród 0,0559, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 2°29'21'', okres obiegu wokół Słońca 29 lat 167 dni, okres obrotu równikowy 10h14m, nachylenie równika do płaszczyzny orbity 26°45', promień równikowy planety 60 330 km, spłaszczenie 0,098, masa 5,688 · 1026 kg, przyspieszenie na powierzchni 10,52 m/s2, albedo 0,76, temp. półsfery zwróconej ku Słońcu 120 K, maks. jasność wizualna +08. Saturn ma gęstą atmosferę, złożoną gł. z wodoru (ok. 94%), helu (ok. 6%), a także niewielkiej ilości metanu i amoniaku. Saturn ma 18 satelitów i rozciągający się od odległości ok. 67 tys. km do ok. 480 tys. km od środka planety układ pierścieni składających się z oddzielnych brył i drobnych cząstek materii; jest otoczony magnetosferą (nieco słabszą od ziemskiej). Saturn był badany przez próbniki kosm. Voyager (1 i 2), które przekazały szczegółowe obrazy planety i jej księżyców (odkryły też nowe). Zob. też planety, Słoneczny Układ.

Saturn (fot. NASA). Ta gazowo-ciekła kula, prawdopodobnie z małym, skalistym jądrem, jest silnie spłaszczona (skutek bardzo małej gęstości i szybkiego obrotu). Saturn emituje więcej promieniowania podczerwonego niż to wynika z otrzymanej od Słońca energii, co świadczy o grzaniu wewnętrznym spowodowanym grawitacyjnym kurczeniem się planety. Gruba atmosfera, w której wieją silne wiatry, zawiera gł. wodór, hel i amoniak. Planetę otacza układ szerokich pierścieni złożonych z okruchów materii.

URAN

URAN to siódma wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego, odkryta 1781 przez F.W. Herschela; elementy orbity: półoś wielka 2,869 · 109 km, mimośród 0,047, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 0°46'23'', okres obiegu wokół Słońca 84,018 lat, okres obrotu 17h15m, nachylenie równika do płaszczyzny orbity 82°1', promień równikowy planety ok. 26 200 km, spłaszczenie 0,07, masa 8,687 · 1025 kg, albedo 0,50, przyspieszenie na powierzchni 8,46 m/s2; maks. jasność wizualna +58;

Uran ma gęstą, nieprzezroczystą atmosferę, złożoną gł. z wodoru (ok. 85%) i helu (ok. 15%); jest otoczony rzadkim pierścieniem rozdrobnionych bryłek materii rozciągającym się w odległości od ok. 36 tys. do ok. 52 tys. km od środka planety; ma pole magnet. nieco słabsze od ziemskiego, którego źródło leży w odległości równej ok. 30% promienia Uranu od środka planety (tworzy ono magnetosferę). 5 satelitów Uranu znanych przed 1986 ma ruch wsteczny; I 1986 Voyager 2 odkrył dalszych 10 satelitów.

NEPTUN

NEPTUN to ósma wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego. Elementy orbity: półoś wielka 4,50 · 109 km, mimośród 0,0087, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 1°46'20'', okres obiegu wokół Słońca 164,78 lat, okres obrotu ok. 18h, promień równikowy planety 24 764 km, nachylenie równika względem ekliptyki ok. 29°, masa 1,02 · 1026 kg, albedo 0,84, przyspieszenie na powierzchni 11,6 m/s2, temp. półsfery zwróconej do Słońca ok. –165°C (ok. 108 K).

Neptun jest widoczny przez teleskop jakomaleńka tarcza o jasności wizualnej ok. 80; pod względem właściwości fiz. jest podobny do Urana; w atmosferze Neptuna stwierdzono obecność wodoru (ok. 74%), helu (ok. 25%), metanu (ok. 1%) i nieznaczną ilość amoniaku. Neptun ma pole magnetyczne ok. dwukrotnie słabsze od ziemskiego; jego źródło znajduje się w odległości równej ok. 55% promienia od środka planety; pole to tworzy magnetosferę. Neptun ma 8 satelitów i układ pierścieni rozciągający się od ok. 42 tys. do ok. 63 tys. km od środka planety. Neptun został odkryty 1846 przez astronoma niemieckiego J.G. Gallego na podstawie obliczeń U.J.J. Le Verriera (analogiczne obliczenia wykonał też J.C. Adams), opartych na analizie perturbacji Urana.