godzina...









Właściwości fizyczne planet zewnętrznych

Właściwości fizyczne planet zewnętrznych

Planetą nazwiemy każde ciało niebieskie, którego średnica przekracza wartość 1000 kilometrów, nieemitujące światła samodzielnie, a odbijające promieniowanie gwiazdy, wokół której krąży.

Uwaga: najnowsze spojrzenie na nasz Układ Słoneczny modyfikuje pojęcie planety i wprowadza nową definicję planety.

Międzynarodowy Związek Astronomiczny (IAU), założony w 1919, zdecydował się zdefiniować słowa "planeta". IAU wyznaczył grupę siedmiu astronomów i uczonych, by zdefiniowali termin "planeta." Podczas spotkania w Paryżu w czerwcu 2006, grupa uzgodniła, że planeta musi być wystarczająco duża by być w przybliżeniu sferyczna, ponieważ jego waga pokonuje swą materialną siłę i ścieśnia i niweluje wszelkie odstępstwa od kulistości. Ta definicja powinna umożliwić rozmaitym ciałom takim jak Eris, duże asteroidy, księżyc Plutona (Charon) przynależeć do rodziny planet, ale nie naszemu własnemu księżycowi, tytanowi, albo innym, rozmiarów Merkurego księżycom. Fizycy studiujący ruchy planet argumentowali, że planety powinny zostać zdefiniowane z uwzględnieniem ich własności dynamicznych; dzięki temu podstawowa definicja planety, jako "wędrująca gwiazda" została oparta na ich ruchach. Teraz, planeta musi nie tylko być duża sferycznie, ale musi być masywna wystarczająco, by jego grawitacja skutecznie oczyściła jego orbitalne sąsiedztwo mniejszych ciał. Obiekty duże wystarczająco by być zaokrąglonymi, ale zbyt małe by mieć czyste otoczenie, są teraz nazywane "karłowatymi planetami".

Pluton nie jest już, więc uważany przez IAU za planetę. Aspektom nowych definicji sprzeciwia się wielu planetarnych naukowców, zajmujących się geologią planet, atmosferą, astrobiologów, kosmochemików i innych. 

Nasz Układ Słoneczny liczy sobie dziewięć planet, w tym dwie dolne (między Słońcem a Ziemią) i 6 górnych. Kolejność planet naszego układu, jeśli chodzi o odległość od Słońca (zaczynając od tej położonej najbliżej tej gwiazdy) jest następująca: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton. Aby wyznaczyć masę planety, należy zbadać ich dynamiczne oddziaływania na resztę ciał Układu Słonecznego. W tym celu należy skorzystać z praw Kepplera. Jeżeli planeta nie posiada naturalnych satelitów, trzeba wziąć pod uwagę perturbacje powstałe w ruchu otaczających ją obiektów (planet, komet czy planetoid). Planety to bryły, które kształtem przypominają kulę lub elipsoidę obrotową, wykazującą niewielkie spłaszczenie wywołane ruchem obrotowym.

W czasach starożytnych, mianem planety określano każde ciało, które zmieniało swoje położenie względem gwiazd. Rozumując w ten sposób, Słońce oraz Księżyc także musiałyby być zaklasyfikowane, jako planety. Obecnie planetoidami nazywa się małe planety, a niektóre obiekty wysłane przez ludzi na orbitę ziemską noszą nazwę sztucznych planet.

Planety w naszym Układzie Słonecznym okrążają Słońce biegnąc po stałej drodze zwanej ekliptyką, przyjmującą postać elipsy. Tor ruchu planet jest niezmienny.

Jowisz. Piąty w kolejności, jest przedstawicielem gazowych olbrzymów, swymi rozmiarami przewyższa pozostałe 8 planet. Objętościowo zajmuję obszar, do którego można by wpisał Ziemię tysiąc trzysta razy, natomiast jego masa jest dwu i półkrotnie większa od łącznej masy pozostałych planet. Te parametry czynią go największym w Układzie Słonecznym. Jako gazowy olbrzym, zbudowany jest w dużej mierze z wodoru oraz helu. We wnętrzu planety temperatura osiąga nawet 3 500 000 ºC (na głębokości około tysiąca kilometrów, gdzie zaczyna się już wnętrze Jowisza). Jego ruch rotacyjny odbywa się dużo szybciej, niż u innych planet. Jeden obrót zajmuje mniej czasu niż połowa obrotu ziemskiego. Ta bardzo duża prędkość rotacyjna jest przyczyną pasmowego układu chmur gazowych, znajdujących się w górnych warstwach atmosfery. Pasma te, inaczej strefy, biegną wzdłuż równika. Wszelkie zaburzenia w atmosferze, objawiające się w formie różnokształtnych plam, mogą potem utrzymywać się przez całe miesiące a nawet lata. Słynną Wielką Czerwoną Plamę odnotowano już trzy stulecia temu. Wokół tego gazowego olbrzyma rozciąga się system pierścieni pyłowych, odkryty w 1979 roku przez amerykańską sondę Voyager 1. Na system ten składają się trzy główne struktury. Pierwszą z nich jest toroidalne halo, szerokie na niespełna 2280 kilometrów. Następnie jest jasny pierścień główny, którego szerokość wynosi niecałe 6 400 kilometrów. Trzecim i najszerszym, za to o najmniejszej gęstości, pierścieniem jest pierścień pajęczy, rozciągający się na szerokość 85 000 kilometrów. Pierścienie te są niewielkie w porównaniu z pierścieniami Saturna, jednak są znacznie ciemniejsze. Prawdopodobnie składają się one z milionów odłamków skalnych o bardzo małej wielkości.

Wokół największej planety Układu Słonecznego krąży aż sześćdziesiąt naturalnych satelitów- księżyców. Do niedawna znano ich tylko szesnaście, dlatego całą szesnastkę podzielono na cztery równe podgrupy (względem odległości od planety). I tak, pierwsza grupa oddalona jest od Jowisza o 130 000 kilometrów, druga o 200 000 kolejne kilometrów. Trzecią grupę od powierzchni planety dzieli dystans dziewięciu milionów kilometrów, a dwukrotnie dalej znajduje się ostatnia grupa. Satelity należące do pierwszych trzech grup okrążają Jowisza zgodnie z kierunkiem jego obrotu, natomiast ostatnia grupa porusza się w stronę przeciwną. Spośród całej szesnastki, tylko satelity trzeciej grupy (tzw. satelity galileuszowe) są porównywalne rozmiarami do naszego Księżyca, natomiast pozostałe są bardzo nieznacznej wielkości. Do najważniejszych księżyców Jowisza zaliczamy Metis, Adrastea, Amaltea, Thebe, Io, Europę, Ganimedes, Kallisto, Leda, Himalia, Lyzitea, Elara, Ananke, Karme, Pazyfae oraz Synope.

Jak na największą planetę naszego Układu Słonecznego przystało, Jowisz odznacza się także największą masą. Nie dziwi zatem nikogo fakt, że nosi imię największego boga rzymskiego, będącego w greckiej mitologii odpowiednikiem Zeusa. Mimo, że planeta ta była widoczna na niebie od czasów prehistorii, dopiero w XVII wieku odnotowano istnienie jego księżyców. Mowa tu o trzeciej grupie największych satelitów. Odkrycia tego dokonał Galileusz w 1610 roku, (dlatego grupa ta nosi miano, galileuszowych). Księżyce te zostały nazwane następująco: Io, Europa, Ganimedes oraz Kallisto. Ten fakt podważał panującą wtedy teorię geocentryczna, przyjmującą Ziemię za centrum Wszechświata. Jej zwolennicy usiłowali wytłumaczyć to zjawisko za pomocą skomplikowanych torów ruchu tych księżyców wokół Ziemi, jednak wkrótce oficjalnie uznano (odrzuconą kilkadziesiąt lat wcześniej) kopernikowską teorię heliocentryczną.

Największego gazowego olbrzyma wielokrotnie badały różne sondy. Pierwszą z nich był Pioneer 10, która dotarła do planety w 1973 roku, następnie Pioneer11, Voyager 1, Voyager 2, Ulysses aż w końcu Galileo (grudzień, 1995). Ponieważ Jowisz składa się praktycznie w całości z gazów (o gęstości tym większej, im bliżej środka planety), nie posiada "twardego gruntu". W znacznej mierze, bo w 90% zbudowany jest z wodoru, podczas gdy hel wraz ze śladowymi domieszkami innych substancji (głównie metanu, amoniaku oraz wody) stanowią pozostałe 10%. Budowa ta jest zbliżona do budowy Saturna. Przypuszcza się, że jądro planety ma charakter skalisty, a jego masa może być nawet piętnastokrotnie większa od masy ziemskiej. Na każdej gazowej planecie, w tym na Jowiszu, dają się zaobserwować bardzo silne wiatry, których prędkość sięga nawet stu pięćdziesięciu metrów na sekundę (co przelicza się na 540 kilometrów na godzinę). Najnowsze dane przesłane przez próbnik Galileo przemawiają nawet za prędkościami powyżej 800 kilometrów na godzinę, a w niższych warstwach atmosferycznych szacuje się, że wiatry te osiągają prędkość rzędu kilku tysięcy kilometrów na godzinę. Zależnie od pasm, w których wieją, mogą przybierać różne kierunki. Za najpotężniejszy huragan jowiszowy, będący zarazem największą wichurą w naszym Układzie Słonecznym, jest Wielka Czerwona Plama (GRS- Great Red Spot). Którą pierwszy raz odnotowano ponad trzysta lat temu. Ma ona kształt elipsy, a jej wymiary szacuje się na 25 000 kilometrów długości i 12 000 kilometrów szerokości. Oznacza to, że można w nią wpisać dwukrotnie naszą planetę.

Ciekawą rzeczą jest także to, że Jowisz produkuje na drodze promieniowania większą ilość energii, niż uzyskał z promieniowania słonecznego. Energia ta powstaje najprawdopodobniej we wnętrzu planety, dzięki zjawisku konwekcji cieplnej, czyli nie tak, jak w przypadku Słońca, gdyż gwiazda ta produkuje energię na drodze fuzji nuklearnej (ma na to wystarczające ciepłe jądro).

Bardzo duże pole magnetyczne Jowisza, o zasięgu około 650 milionów kilometrów, (czyli sięgające aż orbity Saturna) znacznie przewyższa pole ziemskie. W stronę Słońca rozciąga się jednak tylko na kilka milionów kilometrów. Takie pole magnetyczne może być przyczyną bardzo dużej aktywności wulkanicznej jednego z księżyców- Io.

W 1994 roku doszło do jednego z największych zderzeń XX wieku w Układzie Słonecznym. Kometa Shoemaker- Levy 9 uderzyła w Jowisza, a skutki tego zderzenia, które utrzymywały się jeszcze przez rok, można było bez trudu zaobserwować nawet ze zwykłych, amatorskich teleskopów.

Jowisz jest czwartym najjaśniejszym obiektem widocznym na niebie, zaraz po Słońcu, ziemskim Księżycu i drugiej planecie Układu Słonecznego- Wenus. Jasność tej planety waha się w okolicy -2,3 magnitudo, maksymalnie wynosi ona -2,7 magnitudo. Jest on jedną z pięciu planet widocznych na niebie gołym okiem. Magnitudo to jednostka wielkości gwiazdowej, pozaukładowej jednostki miary służącej do oznaczania jasności gwiazdowej (oraz innych ciał niebieskich).

Jeśli chodzi o możliwość obserwacji Jowisza, to wystarcza już zwykła lornetka. Przy jej pomocy można bez trudu dostrzec cztery najjaśniejsze księżyce tej planety. Nieco lepszy sprzęt umożliwia obserwację poszczególnych pasm na powierzchni gazowego olbrzyma. Profesjonalne teleskopy pozwalają na uzyskanie dokładnych obrazów ciekawych zjawisk zachodzących w tych pasmach, takich jak Wielka Czerwona Plama.

Podstawowe dane dotyczące Jowisza:

Średnia odległość od Słońca

778 330 000 km

Średnica na równiku

142 984 km

Okres obiegu wokół Słońca

11,86 lat ziemskich

Okres obrotu

9 h 55 min. 30 s

Prędkość orbitalna

13,06 km/s

Temperatura powierzchni

min - 110 ºK, średnio - 152 ºK max - brak danych

Masa

1,8987×1027 kg

Średnia gęstość

1,33 g/cm3

Grawitacja na powierzchni

20,87 m/s2

Liczba księżyców

60

Saturn jest szóstą planetą naszego Układu Słonecznego (pod względem odległości od gwiazdy). Starożytni Rzymianie nazwali ją imieniem boga, który miał nauczyć ludzi uprawy roli. Ma przynajmniej 50 naturalnych satelitów, a najbardziej znany jest chyba dzięki ogromnym pierścieniom, jako że stanowią one chyba największą atrakcję w Układzie Słonecznym. Pierścienie te składają się głównie z lodowych i skalnych odłamków (z czego przeważają te pierwsze).

Ze względu na niezwykle szybką rotację, na powierzchni Saturna obszary równikowe zostają wybrzuszone, natomiast rozmyte, żółtawe chmury układają się w poziomie, wzdłuż pasm równikowych. Średnia gęstość Saturna jest mniejsza od gęstości wody i jest to jedyna taka planeta w Układzie Słonecznym. Dlatego też, mimo swoich ogromnych rozmiarów, Saturn nie dorównuje masą Jowiszowi nawet w jednej trzeciej (długość promieni obu planet są bardzo zbliżone).

Planetę tę otacza siedem pierścieni głównych, które po raz pierwszy zaobserwował włoski astronom Galileusz w 1610 roku. Odkrycia tego dokonał przy pomocy zrobionego przez siebie teleskopu, jednak nie był w stanie wytłumaczyć pochodzenia pierścieni. 65 lat później, włoski matematyk Giovanni Domenico Cassini, odkrył lukę pomiędzy dwoma największymi pierścieniami, która potem na jego cześć została nazwana Przerwą Cassiniego. Jej obserwacja możliwa jest z Ziemi, bez potrzeby angażowania zaawansowanego, skomplikowanego sprzętu. W sprzyjających warunkach, pierścienie Saturna dadzą się dostrzec za pomocą zwykłego teleskopu. Rozciągają się od 6 630 kilometrów do 120 700 kilometrów od równika planety. Składają się głównie z tlenku krzemu, tlenków żelaza oraz odłamków lodowych o różnej wielkości. Pochodzenie pierścieni Saturna opisują dwie teorie. Pierwszą z nich zaproponował Eduard Roche. Twierdził on, że pierścienie stanowią pozostałość po tych księżycach Saturna, które przekroczyły tzw. granicę Roche'a i rozpadły się pod wpływem sił pływowych planety (granica Roche'a to odległość od dużego ciała niebieskiego, w której grawitacja powoduje rozrywanie innych dużych obiektów, głównie satelitów tego ciała). Skutkiem tego było utworzenie się różnorodnych brył, które pod wpływem siły grawitacyjnej Saturna uformowały się w pierścienie. Ewentualnie księżyc rozpadł się wskutek zderzenia z kometą czy innym ciałem niebieskim. Druga teoria mówi o tym, że materiał budulcowy pierścieni może pochodzić z materii międzygwiezdnej, przechwyconej przez grawitację planety. Jednak ze względu na sugerowany młody wiek pierścieni, ta druga teoria nie cieszy się popularnością. Trochę więcej o budowie tych pierścieni. Odłamki skalne, lodowo- skalne i lodowce, składające się na te pierścienie, przyjmują różnorodne kształty i rozmiary. Niektóre z nich rozciągają się nawet na kilometr. Te największe skupiają się w pierścieniach wewnętrznych. Najbardziej zewnętrzny pierścień otaczający Saturna, ma promień długości 480 000 kilometrów. Jednak układ pierścieniowy nie jest ciągły. Przerywany jest licznymi przerwami, wśród których najszersza, nazwana nazwiskiem odkrywcy- włoskiego fizyka i astronoma Giovanniego Cassiniego a odkryta w 1675 roku- rozciąga się na 4 200 kilometrów, a leży pomiędzy pierścieniami A a B. Najprawdopodobniej do powstania jej przyczyniło się grawitacyjne oddziaływanie Mimasa, jednego z księżyców Saturna, wymiatające materię zajmującą tamten obszar. Odstęp ten nie jest jednak zupełnie pusty. Widnieje tam kilka słabo dostrzegalnych pasm materii. Ciekawostka astronomiczną jest najcieńszy odkryty dotąd w przestrzeni kosmicznej dyski otaczający planetę. Jego promień wewnętrzny wynosi około 13 700 kilometrów, natomiast zewnętrzny jest dłuższy o niespełna kilometr. Przekładając te proporcje na jakiś przykład z życia codziennego, to dyskowi temu odpowiada naleśnik grubości jakichś 5 milimetrów usmażony na patelni o średnicy półtora kilometra.

Jedna z przesłanych w stronę Saturna sond, Voyager 1, odkryła setki małych pierścieni oraz ogromną ilość przerw w tych pierścieniach. Taką budowę tłumaczy się oddziaływaniem grawitacyjnym Saturna na wiele mniejszych ciał niebieskich, w tym komet, księżyców czy asteroidów. Przerwy nieregularne mogą powstać wskutek przebiegu mniejszych księżyców Saturna, takich jak Pan, który jest księżycem najbliższym tej planecie. Z drugiej strony, przerwy te mogą być spowodowane podparciem grawitacyjnym innych księżyców, takich jak Pandora czy Prometeusz. Reszta nieregularnych przerw może wynikać z rezonansu orbitalnego, który zachodzi pomiędzy bryłami pierścienia, a masywnymi księżycami. Przykładowo uważa się, że Mimas (siódmy, pod względem wielkości, księżyc Saturna) podtrzymuje zachowanie Przerwy Cassiniego. Podczas przelotu sondy Cassini w 2004 roku, aparatura próbnika wykryła szczątkową atmosferę pierścieni, w której skład wchodzi głównie tlen z wodorem. Gazy te pochodzą najprawdopodobniej z rozkładu ciekłego lodu (z lodowych odłamków wchodzących w skład pierścienia).

Jeszcze przed rokiem 1980, strukturę magnetyczna pierścieni tłumaczono wyłącznie wpływem grawitacyjnego oddziaływania Saturna. Jednak w 1981 roku sonda Voyager odkryła działanie specyficznego promieniowania radiowego, emitowanego przez pierścienie planety, którego pochodzenie nie jest jeszcze dokładnie wyjaśnione. Największym takim promieniowaniem odznacza się pierścień B. Najnowsze badania wykazały, że magnetosfera Saturna zsynchronizowana jest z reakcjami elektromagnetycznymi pierścieni. Dokładny mechanizm tego zjawiska nie został jeszcze zbadany. Istnieje jednak przypuszczenie, że to radiowe promieniowanie nie jest emitowane w sposób ciągły, tylko pojawia się i znika naprzemiennie. Sądzi się tak dlatego, że w lutym 2005 roku sonda Cassini nie wychwyciła w okolicach pierścieni żadnych anomalii magnetycznym, mimo dużo lepszego wyposażenia w nowocześniejszy sprzęt (niż ten, którym dysponował Voyager).

Obecnie poznano 50 naturalnych satelitów okrążających Saturna. Trzynaście z nich zaobserwowano już na Ziemi, pozostałe odkryto za pomocą sond wysłanych w przestrzeń kosmiczną. Zdjęcia przesłane przez te próbniki pokazały, że księżyce przybierają różnorodne kształty i rozmiary. Te najmniejsze mają bardzo nieregularną strukturę. Widać też liczne ślady po zderzeniach z asteroidami, przejawiające się licznymi kraterami uderzeniowymi. Jednym z większych takich tworów, jest krater Herschel, położony na wspomnianym już wcześniej Mimasie. Średnica tego krateru rozciąga się na 130 kilometrów, co stanowi około 30 % średnicy tego księżyca. Drugim co do wielkości naturalnym satelitą występującym w naszym Układzie Słonecznym, a przy tym jednym z trzech księżyców, na których wykryto atmosferę, jest Tytan. Zbudowany jest głównie z głazów i lodowców. Jego bardzo gęsta atmosfera, przysłaniająca całkowicie powierzchnię Tytana, będąca mieszaniną gazów, składa się przede wszystkim z azotu. Sensacją było odkrycie w atmosferze tego ciała niebieskiego cyjanowodoru, jako że może on w przyszłości przyczynić się do rozwoju życia (związek ten stanowi podstawę rozwoju życia na naszej planecie, jest jednym z podstawowych związków organicznych). Na razie jest to jednak mało prawdopodobne, ze względu na bardzo niską temperaturę panującą na tym księżycu (nawet do - 18 000 °C).

Galileusz obserwował tę planetę za pomocą teleskopu jako pierwszy, jednak to Christiaan Huygens opisał charakterystyczne dla Saturna dyski i pierścienie. Dość długo uważano je za fenomen i ewenement, ale po zaobserwowaniu podobnych tworów wokół Urana oraz Jowisza i Neptuna, zaczęto badać je dokładniej.

Pierwszym satelitą, wysłanym z Ziemi, który dotarł w okolice Saturna, był próbnik Pioneer 11 (miało to miejsce w 1979 roku). Przetarł on szlak innym sondom. Zaraz po nim wysłano Voyager 1 i Voyager 2, obecnie czeka się na wyniki przesłanej sondy Cassini. Misja tego próbnika jest jednym z największych przedsięwzięć w historii NASA, a już na pewno w przeciągu ostatnich lat (podobnie jak program Galileo oraz misja na Marsa).

Saturn wykazuje bardzo duże spłaszczenie, widoczne nawet podczas obserwacji przez zwykły teleskop. Faktyczna różnica długości, pomiędzy rozpiętością na szerokość a długość, jest dziesięcioprocentowa (wynosi jakieś 12 000 kilometrów). Rozbieżność ta wynika z bardzo małej gęstości Saturna (jak już wspomniane było wcześniej, Saturn wykazuje gęstość mniejszą od wody, tym samym ma najmniejszą gęstość w całym Układzie Słonecznym). Dodatkowo różnicę tę pogłębia dość szybki ruch obrotowy, powodujący dużą siłę odśrodkową w okolicach równika, mniejszą zaś w pobliżu biegunów).

Wnętrze Saturna może przypominać swą budową wewnętrzną strukturę Jowisza. Jądro, składające się w dużej mierze ze związków żelaza i krzemianów, skupia prawdopodobnie 20 % całej masy planety. Otacza je gruba warstwa metalicznego i ciekłego wodoru z licznymi domieszkami helu. Właśnie ta warstwa, będąc ciągła, przechodzi w gazową atmosferę. której zasadniczymi składnikami jest wodór (89%) oraz hel (11%). Wykryte zostały także znikome ilości metanu, amoniaku i wody. Temperatura panująca na tej planecie wynosi średnio 95°K. Analogicznie do Jowisza, Saturn wypromieniowuje więcej energii, niż otrzymuje z promieniowania słonecznego. Musi więc posiadać jakieś wewnętrzne źródło cieplne, o nieznanym mechanizmie. Ruch wirowy wpływa na obraz warstw powierzchniowych. Łatwo zaobserwować liczne struktury pasmowe oraz zawirowania na powierzchni planety, jednak są one znacznie trudniejsze do dostrzeżenia niż te na Jowiszu. Te dwie planety łączy jeszcze podobieństwo w cyrkulacji górnych warstw atmosfery. Wiatry wiejące w atmosferze Saturna osiągają szybkość 1 800 kilometrów na godzinę.

Pole magnetyczne Saturna jest dużo słabsze niż to obserwowane na Jowiszu. Łatwo można opisać je poprzez analogię do dipola, którego oś jest równoległa do osi obrotu planety (przesunięta jednak o 5 % długości jej promienia od środka planety). Magnetosfera rozciąga się w stronę Słońca na długość dwudziestokrotnie większą od jej promienia.

Największe dyski otaczające tę planetę zostały nazwane literami alfabetu zgodnie z kolejnością odkrycia. I tak, licząc kolejno od powierzchni Saturna, mamy pierścienie D, C, B, A, F, G oraz E. Dysproporcje między ich grubością a średnicą są ogromne. Najbardziej widoczne są dyski D oraz C, łatwe do zaobserwowania z Ziemi przy pomocy zwykłego teleskopu. Największym pierścieniem jest pierścień E, jednak mimo to nie jest łatwo zauważalny, nie wspominając już o pozostałych. Aby je zaobserwować, należy odczekać aż znajdą się one w płaszczyźnie orbity Ziemi. Ten obserwowany pozorny zanik pierścieni jest regularny, ma miejsce raz na sześć lat i trwa bardzo krótko. Angażuje się wtedy wysoce wyspecjalizowany sprzęt oraz najnowocześniejszą technologię, aby przysłonić tarczę Saturna w celu wyodrębnienia jedynie pierścieni. Właśnie taką metodą odkryto dysk E.

Samo powstanie pierścieni Saturna, tak jak tych otaczających wiele innych planet, nie znalazło jeszcze wyjaśnienia. Przypuszczalnie utworzone one zostały z pozostałości po jednym z księżyców, który rozpadł się na wskutek zderzenia z np. kometą. Jednak oznaczałoby to, że Jowisz, Uran oraz Neptun musiałyby mieć podobną historię. Dlatego istnieją przypuszczenia, że formowanie się tych dysków było równoczesne z formowaniem się samej planety, choć i ta teoria pozostaje niepełna.

Podstawowe dane dotyczące Saturna:

Średnia odległość od Słońca

1 430 000 000 km

Średnica na równiku

120 536 km

Okres obiegu wokół Słońca

29,46 lat ziemskich

Okres obrotu

10 h 39 min. 22 s

Prędkość orbitalna

9,64 km/s

Temperatura szczytowej warstwy chmur

-180 °C

Masa

5,684 60×1026 kg

Średnia gęstość

0,687 30 g/cm3 (mniejsza niż wody)

Grawitacja na powierzchni

8,96 m/s2

Liczba księżyców

50

Uran jest siódmą w kolejności od Słońca planetą Układu Słonecznego. Pod względem wielkości zajmuje trzecią pozycję wśród pozostałych ośmiu planet, natomiast biorąc pod uwagę jej masę, uplasowała się na pozycji czwartej. Jest zaliczana do grupy gazowych olbrzymów, a nazwę swoją zawdzięcza greckiemu bogu Uranosowi, mężowi Gai, protoplasty wszystkich bogów (bóg ten w mitologii greckiej był personifikacją nieba). Jest jedyną planetą naszego systemu, której nazwa zaczerpnięta została z kultury Greków (reszta pochodzi z mitologii rzymskiej). Okryty w 1781 roku przez brytyjskiego astronoma Williama Herschela, został pierwotnie nazwany Gwiazdą Jerzego (Georgium Sidus), na cześć króla Anglii, Jerzego III. Nazwę Uran przyjęto dopiero w połowie XIX wieku. Planeta ta zapewne obserwowana była już w czasach starożytnych, ale prawdopodobnie była uważana za gwiazdę (ze względu na swoją jasność).

Jądro Urana jest strukturą kamienistą, otoczone jest płaszczem lodowo- gazowym, wokół którego unosi się atmosfera, której głównym składnikiem jest metan. Związek ten nadaje planecie charakterystyczny zielononiebieski kolor. Ponieważ Uran jest znacznie oddalony od Słońca, temperatura na jego powierzchni jest bardzo niska. Górna powierzchnia chmur ma temperaturę 21 000 °C.

Uranowi towarzysz co najmniej piętnaście księżyców, których nazwy zaczerpnięto z dzieł Szekspira i Edgara Allana Poe'a. Niektóre z satelitów mogą być przechwyconymi przez grawitację Urana meteoroidami. Księżyce to okrążają planetę po orbitach niemal kołowych, w płaszczyźnie równikowej, a ruch ten odbywa się w kierunku przeciwnym niż ruch obiegowy Urana. Są zwrócone do planety zawsze tą samą stroną. Pierwsze dwie satelity zostały odkryte przez Williama Herschella w 1787 roku i nazwane Oberon i Titania. Kolejną parę zaobserwował w 1851 William Lassel i nazwał Ariel oraz Umbriel. W 1948 roku Gerard Kuipider dostrzegł kolejnego satelitę, tym razem nazwano go Mirandą, która jest dość małym księżycem (o średnicy zaledwie 320 kilometrów), podczas gdy Ariel rozciąga się na 1158 kilometrów a Titania na 1580 kilometrów. Ponieważ średnia gęstość tych ciał niebieskich wynosi 1,5 g/cm3 (czyli jest większa niż gęstość lodowych księżyców Saturna), można wnioskować więc, że materia je budująca to głównie materiał skalny z domieszkami lodu, związków metanu, amoniaku i innych substancji. Na wszystkich księżycach Urana dadzą się zaobserwować liczne kratery, najprawdopodobniej powstałe częściowo jeszcze podczas formowania się planet i księżyców na skutek zderzeń z innymi ciałami niebieskimi. Te mniejsze mogą być pozostałościami po kolizjach z kometami.

Podobnie innych gazowych olbrzymów, Uran posiada układ dysków, które składają się najprawdopodobniej z cząstek materii nie pokrytych lodem (odmiennie niż u Saturna), a zawierających węgiel. Z obserwacji ziemskich wynika, że planetę tę otacza dziewięć pierścieni, natomiast sondy kosmiczne wykazały, że istnieją jeszcze dwa dyski. Ich odległość od Urana wynosi od 41 800 kilometrów (promień wewnętrzny) do 51 000 kilometrów (promień zewnętrzny).

Planeta ta jest czterokrotnie większa niż Ziemia, a jej okres obiegu wokół Słońca wynosi aż 84 lata ziemskie. Ciekawostką może być usytuowanie osi obrotu Urana praktycznie w płaszczyźnie orbity, tak, że będąc na Ziemi możemy dostrzec jedynie otoczenie bieguna północnego lub południowego (i to naprzemiennie, co 42 lata). Jako że nachylenie płaszczyzny równikowej Urana do płaszczyzny orbitalnej jest pod kątem 98°, ruch obrotowy tej planety jest ruchem wstecznym. Czas na wykonanie jednego pełnego obrotu to 17, 2 godziny, co odbija się na stosunkowo dużym spłaszczeniu planety (różnica między promieniem równikowym a biegunowych wynosi około 600 kilometrów). Ze względu na ogromną odległość Urana od Słońca, brak jest znacznego przeskoku temperatur pomiędzy oświetlonymi obszarami planety a zacienionymi (niespełna 200 °C). Jeżeli warunki obserwacyjne na to pozwolą, mamy szansę dostrzec tę planetę bez żadnego sprzętu. Używając teleskopu, ujrzymy niebieskozieloną plamkę. Pierścienie siódmej planety od Słońca są bardzo trudne do dostrzeżenia, gdyż tworzy je prawdopodobnie najciemniejsza materia Układu Słonecznego. Po raz pierwszy zaobserwowano je z Ziemi w roku 1997. Widoczny były tylko dlatego, że były w stanie przesłonić światło pochodzące od gwiazdy. Niespełna dziesięć lat później, sonda Voyager 2 (jedyna sonda, która odwiedziła Urana, wystrzelona przez NASA w 1977 roku- największe zbliżenie z planetą osiągnęła w 1968 roku) dostarczyła dane o tej, jak się okazało, jedenastopierścieniowej strukturze. Dyski te utworzone są z okruchów skalnych, których średnica raczej nie przekracza długości jednego metra, rozciągają się na szerokości osiemdziesięciu kilometrów (przeciętnie). Planeta ta posiada 27 znanych księżyców. Każdy z nich składa się z materiału lodowo- skalnego. Prawie wszystkie krążą po wyjątkowo okrągłych i regularnych orbitach. Pięć największych satelitów to: Miranda, Ariel, Umbriel, Tytania oraz Oberon. Ich powierzchnia jest pełna kraterów, powstałych wskutek zderzeń z innymi ciałami niebieskimi. Największe zróżnicowanie powierzchniowe wykazuje Miranda. Usiana jest licznymi równinnymi kraterami, pełna rozległych kanionów oraz olbrzymich skarp. Istnieje hipoteza, jakoby księżyc ten uległ niegdyś zniszczeniu, by następnie skupić swoje poszczególne fragmenty skalne i utworzyć pewną chaotyczną strukturę.

Uran to pierwsza planeta, odkryta dopiero w nowożytności (w czasach starożytnych nie był bowiem znany). Okryty w marcu 1781 roku przez brytyjskiego astronoma Williama Herschela, został pierwotnie nazwany Gwiazdą Jerzego (Georgium Sidus), na cześć króla Anglii, Jerzego III. Nazwę Uran przyjęto dopiero w połowie XIX wieku. Planeta ta zapewne obserwowana była już w czasach starożytnych, ale prawdopodobnie była uważana za gwiazdę (ze względu na swoją jasność). Pierwsze udokumentowane obserwacje Urana pochodzą z lat sześćdziesiątych XX wieku (został wtedy skatalogowany przez Johna Flamsteed'a jako 34 Tauri). Odkrycie Herschela można uznać za przypadek. Przeszukiwał on niebo i zaobserwowawszy Urana, stwierdził początkowo, iż jest to kometa. Wcześniej ciągle uważany był za gwiazdę. Brytyjski odkrywca nadał mu nazwę Gwiazdy Jerzego (Georgium Sidus), ku czci króla angielskiego, Jerzego III. Jej obecna nazwa, powiązana z mitologią grecką, została przyjęta w połowie XIX wieku.

Do Urana dotarła tylko jedna sona kosmiczna, Voyager 2, która przeleciała obok tej planety w 1986 roku. Uran odznacza się dość charakterystycznym położeniem swojej osi obrotu, ponieważ jest ona położona niemal dokładnie w płaszczyźnie orbitalnej tej planety. Takie właśnie położenie tej osi (które stało się ewenementem w całym naszym Układzie Planetarnym), determinuje wystawienie jednego z biegunów tej planety niemal całkowicie w stronę gwiazdy. Z faktu tego wynikają różne spory, na temat czy biegun wystawiony na działanie słoneczne jest północny czy południowy. Logika podpowiada, że przez takie usytuowanie osi obrotu planety, to właśnie obszar bieguna skierowanego ku Słońcu powinien mieć najwyższą temperaturę. Tak jednak nie jest. Najcieplejszym obszarem na Uranie jest teren równikowy, nie zostało jednak jeszcze wyjaśnione, dlaczego tak się dzieje. Obszar ten jest bowiem słabiej oświetlony. Uran w około osiemdziesięciu pięciu procentach składa się wyłącznie z odłamków lodowych i skalnych. Jedynie piętnaście procent to gazy- hel oraz wodór. Zaten planeta ta ma budowę nietypową jak na gazową strukturę. Znacznie więcej podobieństw ma z jądrami Jowisza czy Saturna, niż z samymi tymi planetami. Sam Uran w swej budowie nie ma jądra, tylko strukturę przypominającą jądro (zewnętrzna postać planety nie różni się wielce od wewnętrznej). Na atmosferę Urana składają się gazy, takie jak wodór (w 83%), hel (15 %) a pozostałe 2% stanowi metan. Analogicznie jak w przypadku innych gazowych olbrzymów, Uran jest otoczony dyskami. Pierścieni tych jest jedenaście, mają bardzo zróżnicowaną strukturę i wielkość. Zbudowane są z bardzo ciemnej masy, co czyni je bardzo trudnymi do zaobserwowania. Samo odkrycie tych pierścieni stało się przełomem, ponieważ do tamtej pory sądzono, iż tylko Saturn otoczony jest tego rodzaju dyskami. Odkrycia tego dokonano za pomocą teleskopu, który został umieszczony w samolocie. Naukowcy chcieli wykorzystać zakrycie przez Urana jasnej gwiazdy do badań nad atmosferą planety. Jednak zaobserwowali, że gwiazda pięciokrotnie ciemnieje i znów się rozjaśnia zanim nasunął się na nią brzeg atmosfery Urana. Jedynym wyjaśnieniem mogła być absorpcja światła przez wcześniej niezauważony system pierścieni. Fakt ten został potwierdzony przez sondę Voyager 2, która je sfotografowała.

Pole magnetyczne Urana jest trzykrotnie silniejsze od pola magnetycznego ziemskiego. Jego środek pokrywa się ze środkiem planety, a linie pola nachylone są kątem 59° względem osi rotacji. Źródłem pola magnetycznego Urana może być znajdujący się pod wysokim ciśnieniem i przewodzący elektryczność ocean wody i amoniaku oddzielający jądro i atmosferę planety. Jasność Urana waha się pomiędzy 5,4 a 6,0 magnitudo, tak więc przy bardzo dobrych warunkach, planetę można zobaczyć gołym okiem, choć wygląda wówczas jak słaba gwiazda. Bardzo łatwo można ją za to dostrzec przez lornetkę bądź mały teleskop.

Podstawowe dane dotyczące Urana:

Średnia odległość od Słońca

2 870 990 000 km

Średnica na równiku

51 118 km

Okres obiegu wokół Słońca

84.01 lata ziemskie

Okres obrotu

17.2 godziny

Prędkość orbitalna

2,68 km/h (na równiku)

Temperatura szczytowej warstwy chmur

50 °K

Masa

8,6832×1025 kg

Średnia gęstość

1,318 g/cm3

Grawitacja na powierzchni

8,69 m/s2

Liczba księżyców

27

Neptun, jako ósma planeta naszego układu Słonecznego, jest czwartym gazowym olbrzymem (po Jowiszu, Saturnie i Uranie). W wielu aspektach jest podobny do swego błękitnego sąsiada. Ma podobną do Urana wielkość i budowę, także jasnobłękitne zabarwienie atmosfery (kolor ten zawdzięcza głównemu składnikowi tej gazowej powłoki- metanowi). Na tej planecie odnotowano najszybsze w całym Układzie Słonecznym wiatry. Osiągają one prędkość nawet 2 200 kilometrów na godzinę. Warstwa chmur składa się z kilku formacji, a najwyraźniejszą z nich jest Wielka Ciemna Plama. Huragan ten zbliżony jest swymi rozmiarami do planety Ziemi! Towarzyszy mu również Mała Ciemna Plama, znacznie mniejsza, choć nadal pokaźna. Poniżej warstwy, składającej się z chmur, leży lodowo- gazowy płaszcz skrywający nieduże jądro skalne. Oba huragany- Wielka Ciemna Plama oraz Mała Ciemna Plama mają kształt owalny i są antycyklonami. Antycyklon to rodzaj cyrkulacji atmosferycznej. typowej dla wyżów barycznych. To taki wirowy układ wiatrów w obrębie wyżu (wiatry te przemieszczają się po liniach spiralnych od środka na zewnątrz). Na półkuli północnej kierunek zgodny z kierunkiem ruchu wskazówek zegara, zaś na południowej przeciwny do kierunku wskazówek zegara. Dzieje się tak za sprawą działania siły Coriolisa. Wiatry te wieją w stronę przeciwną, niż kierunek rotacji Neptuna. Tzw. Hulajnoga, będąca niewielką chmurą pierzastą, znajduje się na tych szerokościach geograficznych, na których wiatry są mniej intensywne, dlatego nie zmienia ona swojego położenia względem jądra planety, podczas gdy ruch obrotowy Neptuna powoduje uniesienie Hulajnogi w stronę przeciwną do ruchu huraganów. Co ciekawe, Wielka Ciemna Plama osiąga prędkość 1 000 kilometrów na godzinę, co czyni ją niewiele wolniejszą od fal dźwiękowych. Szybkość wiatrów występujących na Neptunie dwukrotnie przewyższa tę wartość, co odpowiada dziesięciokrotnej prędkość huraganów występujących na naszej planecie. Z pośród ośmiu naturalnych satelitów Neptuna, z Ziemi zaobserwowano tylko Tryton oraz Nereidę, pozostałą szóstkę opisano dopiero, gdy sonda Voyager 2 przesłała informacje z 1989 roku. Jeśli chodzi o ten pierwszy księżyc, to temperatura na jego powierzchni wynosi -23500 ºC, co czyni go jednym z najzimniejszych obiektów w Układzie Słonecznym. Otoczony jest przez atmosferę jonową. Cztery dyski, otaczające Neptuna, leżą około 40 000 kilometrów od planety i rozciągają się na ponad 20 000 kilometrów (z czego trzy pierścienie są szerokie, a jeden wąski). Wszystkie dyski są bardzo ciemnej barwy. Na cześć odkrywców nazwano dyski Adamsa oraz Laverriera, Przewidzieli oni samo położenie planety (a wcześniej założyli jej istnienie), natomiast dysk Galle`a został nazwany po samym odkrywcy siódmej planety od Słońca, niemieckiego fizyka i astronoma, Johanna Gotfrieda Galle`a (żyjącego w latach 1812-1910). Próbnik Voyager 2 dokonał odkrycia dotyczącego pierścienia Adamsa. Okazało się, że skupia on w sobie materię nieznanego pochodzenia. Odkrytych dotychczas zostało dziewięć planet w Układzie Słonecznym. Pewne niesystematyczności orbity Neptuna, jak twierdzą niektórzy badacze kosmosu, mogą być wywołane przez dziesiątą, nieznaną do tej pory planetę, której masa jest bardzo duża, a obiega ona Słońce poza orbitą Plutona. Ponieważ to tylko hipoteza, planetę tę określa się mianem planety X, jednak istnieje wielu przeciwników tej teorii. Twierdzą oni bowiem, że młody Układ Słoneczny skupiał w sobie za mało materii, aby utworzyć potem aż dziesięć planet. Także odległość od Słońca jest zbyt duża, biorąc pod uwagę wiek tego układu. Ze względu na swą błękitno niebieską barwę, planeta ta została ochrzczona imieniem rzymskiego boga mórz i oceanów. Ten charakterystyczny kolor jest najprawdopodobniej spowodowany (analogicznie do przypadku Urana) zdolnością metanu (zawartego w atmosferze Neptuna) do pochłaniania światła podczerwonego (będącego częścią światła widzialnego). Samo odkrycie siódmej planety od Słońca, związane jest z dość długą i nawet można powiedzieć zabawną historią. A oto co się wydarzyło. Kiedy Uran został odkryty, naukowcy zaczęli podejrzewać istnienie kolejnego ciała niebieskiego za orbitą nowoodkrytej planety. Dało się to wywnioskować ze względu na pewne rozbieżności w opisie orbity planety. Wysnuto więc przypuszczenia, że istnieje siła grawitacyjna działająca na Urana, zatem istnieje kolejna planeta w Układzie Słonecznym. W 14 lat po dokonaniu odkrycia siódmej planety Układu Słonecznego, Joseph de Lalande, astronom pochodzący z Francji, podjął się naniesienia na mapę pozycji gwiazdy. Jednak kilka miesięcy później zauważył niezgodność (pozycja "gwiazdy" uległa zmianie), naniósł więc odpowiednie zmiany na swoja mapę (jako że był pewny, iż popełnił błąd). Gdyby dokonał aktualizacji po raz wtóry, zapewne zorientowałby się, czym jest ten niefortunny obiekt (i zarazem, czego jest odkrywcą). Jednak nie zweryfikował swoich wyników, zatem odkrycie kolejnej planety nastąpiło dopiero 46 później, w 1841 roku. Dokonał tego student uniwersytetu w Cambridge, John Adams, podczas prac nad wyznaczaniem położenia obiektu, który byłby w stanie wpływać na ruch obiegowy Urana. Wyniki swej pracy pokazał Airy'emu, który był wtedy astronomem królewskim, jednak rezultaty działań młodego studenta nie wydały mu się na tyle interesujące, by się w nie wgłębić. John Adams podzielił się swymi obserwacjami z Jamesem Challisem, profesorem astronomii, który równie powierzchownie potraktował to zagadnienie. Jednocześnie, badania na ten temat rozpoczął Francuz, Jean Leverrier. Ponieważ nie był w stanie samodzielnie obserwować ruchu Urana (i problemu z nim związanym), zwrócił się o pomoc do Johanna Galle'ego, pracującego w obserwatorium w Berlinie. Jego przełożony skłonny był przychylić się do tych obserwacji, postąpiono więc zgodnie z instrukcjami Jeana Leverriera. Okazało się, że Francuz miał rację, gdyż badania potwierdziły istnienie obiektu Osmej wielkości gwiazdowej, którego dotychczas nie naniesiono na mapy nieba.

Tak samo jak w przypadku Urana, do ósmej planety Układu Słonecznego, dotarła tylko jedna sonda, Voyager 2, która dostarczyła najwięcej informacji na temat tej planety (z Ziemi niewiele można zaobserwować). Dość specyficzną rzeczą jest przecinanie się orbity Plutona z orbitą Neptuna. Pociąga to za sobą kilka ciekawostek. Otóż według obserwacji, to właśnie Neptun był do niedawna najbardziej oddaloną planetą od Słońca (jest tak od roku 1979). Sytuacja ta zmieniła się dopiero w 1999 roku, kiedy to orbity obu planet skrzyżowały się ponownie.

Co do budowy Neptuna, przypomina on w tym aspekcie swego sąsiada (Urana). Mimo że ma mniejsze rozmiary niż Uran, jest bardziej masywniejszy przez co ma większy ciężar. Jak łatwo się zatem domyślić, jest wyraźna prawidłowość i podobieństwo w budowie kolejnych planet górnych Układu Słonecznego. I tak, Jowisz i Saturn mają zbliżoną strukturę, zaraz potem Uran przypomina Jowisza (i zarazem Saturna), z kolei Neptun ma wiele cech wspólnych z Uranem, co wiąże go pośrednio z resztą planet. Ten ostatni zbudowany jest w dużej mierze z lodowo- skalnych odłamków i brył, a piętnaście procent jego masy stanowią gazy (hel i wodór). W odróżnieniu od Urana, jego jądro jest niewielkich rozmiarów (masą odpowiada masie naszej planety). Atmosfera Neptuna składa się w dużej mierze z wodoru oraz helu, z niewielkimi domieszkami metanu. Jak na każdą gazową planetę przystało, również na Neptunie dadzą zaobserwować się liczne huragany oraz bardzo porywiste wiatry, osiągające szybkość nawet 2 000 kilometrów na godzinę. Są to największe prędkości odnotowane dotychczas w naszym Układzie Słonecznym.

Sonda Voyager 2, przelatując obok Neptuna, wykryła zjawisko odpowiadające Wielkiej Czerwonej Plamie, która znajduje się na Jowiszu. Na Neptunie nosi ona nazwę Wielkiej Ciemnej Plamy (Great Dark Spot- w skrócie GDS). Szacuje się, że neptunowa plama stanowi mniej więcej połowę wielkości plamy jowiszowej. Szybkość Wielkiej Ciemnej plamy wynosi szacunkowo 1 130 kilometrów na godzinę. Ze względu na bardzo dużą aktywność gwałtowność zmian atmosfery ósmej planety od Słońca, a także znacznych różnic temperatury w poszczególnych jej warstwach, można wytłumaczyć fakt, że Wielka Ciemna Plama zanikła, a na jej miejsce pojawiła się inna (zlokalizowana w innej części planety). Informacji tych dostarczyły badania z 1994 roku, kiedy to właśnie odnotowano owo zniknięcie Wielkiej Ciemnej Plamy.

Jak każda dotychczas poznana gazowa planeta, Neptun może się poszczycić pierścieniami. Dyski te składają się z jakiejś ciemnej materii nieznanego pochodzenia (dotychczas nie zbadano tych struktur). Cechą charakterystyczną tych pierścieni jest to, że wykazują one pewne skręcenie. Do tej pory trzy z nich doczekały się nazwy (po nazwiskach odkrywców): Adams, Leverrier oraz Galle.

Aby zaobserwować Neptuna na nocnym niebie, należy użyć bardziej specjalistycznego sprzętu niż lornetka (przez którą dojrzelibyśmy ledwie widoczną, niewielką plamkę). Teleskop pozwoli na obserwację tarczy planety, jednak i tak ciężko jest dojrzeć wtedy jakieś jej szczegóły, ze względu na znaczną odległość). Zaawansowany sprzęt umożliwi uzyskanie obrazu Trytona oraz Nereidy- dwóch najbardziej jasnych naturalnych satelitów Neptuna.

Podstawowe dane dotyczące Neptuna:

Średnia odległość od Słońca

4 504 000 000 km

Średnica na równiku

49 528 100 km

Okres obiegu wokół Słońca

164.78 lata ziemskie

Okres obrotu

16.1 godziny

Prędkość orbitalna

2,68 km/h (na równiku)

Temperatura szczytowej warstwy chmur

50 °K

Masa

1,0243×1026 kg

Średnia gęstość

1,64 g/cm3.

Grawitacja na powierzchni

11 m/s2

Liczba księżyców

13

Pluton, znany jako dziewiąta planeta Układu Słonecznego, jest zimnym, ciemnym globem, tak oddalonym od Słońca, że jest ono dla niego jedynie gwiazdą jaśniejącą w oddali na niebie. Planeta ta swymi niewielkimi rozmiarami nie przekracza nawet rozmiarów Księżyca ziemskiego. Jego bardzo rzadka atmosfera jest przeważnie zamarznięta (gdy planeta jest oddalona od Słońca), natomiast topi się formułuje w gazowa powłokę, w momencie zbliżenia się do Słońca. Orbita Plutona jest bardzo silnie wydłużona, a jej kąt nachylenia do płaszczyzny zawierającej jej orbitę (ekliptyki) jest najmniejszy w całym Układzie Słonecznym i wynosi siedemnaście stopni. Planeta ta okrąża Słońce w ciągu 90 613,306 dni (248,09 lat). Ponieważ orbity Plutona i Neptuna się przecinają, przez dwadzieścia lat to właśnie druga z wymienionych planeta jest najbardziej oddalona od Słońca. Istnieje hipoteza, zakładająca, że Pluton nie jest planetą, tylko planetoidą o bardzo dużych rozmiarach. Pluton posiada trzy naturalne satelity. Największy z nich, Charon, przypomina budową planetę, którą okrąża (w każdym razie w przeszłości ich skład był niemal identyczny, obecnie uległ pewnej zmianie). Jak wykazały badania, tego satelitę pokrywają warstwy ciemnego lodu wodnego, w odróżnieniu od Plutona, którego to pokrywa lód metanowy. Naukowcy przypuszczają, że silniejsza siła grawitacyjna Plutona była w stanie przyciągnąć z Charona pewne ilości metanu. Podobnie jak inne ciała niebieskie poruszają się po układzie orbitalnym, tak Pluton wraz z Charonem pozostają skupione wokół środka masy dla nich wspólnego. Ciekawostką są bardzo duże rozmiary Charona w stosunku do Plutona. Jest to nietypowe zjawisko wśród księżyców. Promień Charona stanowi aż połowę długości promienia Plutona. Charon po raz pierwszy został zaobserwowany w 1978 roku, a dokonał tego James Christy. Właśnie ze względu na swoje duże rozmiary, układ Pluton- Charon często jest określany mianem planety podwójnej. Charakterystyczną cechą tego układu jest to, że ciała te wirują wokół wspólnego środka masy, który znajduje się poza planetą. Pluton i jego satelita tworzą układ podwójnie synchroniczny, co oznacza, że są wobec siebie stale zwrócone tą samą stroną. Samo odkrycie Charona miało przełomowe znaczenie dla wyznaczenia masy Plutona. Po uwzględnieniu okresu orbitalnego satelity, oraz przy wykorzystaniu III prawa Keplera, udało się wyznaczyć masę na ok. 2% masy ziemskiej. Masa ta okazała się znacznie mniejszą od najmniejszej przypuszczalnej masy tej planety. W sprawie nazewnictwa obiektu pierwszeństwo miał jego odkrywca, amerykański astronom Clyde'a Tombaugh'a. Gdy ten zwlekał z wymyśleniem nazwy, zaczęto wysuwać rozmaite propozycje, wśród których dominowały imiona mitologicznych postaci: Kronos, Minerwa, Atena, Herkules, czy Prometeusz. Finalnie obiekt nazwano od rzymskiego boga Plutona (odpowiednika greckiego Hadesa), będącego władcą podziemnego świata zmarłych. Jest to nie tylko najmniejsza, ale i najmniej masywna ze wszystkich planet Układu Słonecznego. Jest nawet mniejszy i lżejszy od niektórych księżyców innych planet (w tym Kallisto, Ganimedesa, Europy, Io, Tytana, Trytona czy nawet ziemskiego Księżyca). W 2005 roku ogłoszono odkrycie dwóch kolejnych niewielkich księżyców Plutona, które zaobserwowano na zdjęciach wykonanych przez teleskop Hubble'a w maju tamtego roku. Księżyce otrzymały tymczasowe nazwy S/2005 P 1 oraz S/2005 P 2. Okrążają one Plutona odpowiednio w odległości około 64700 kilometrów i 49400 kilometrów od planety w tej samej płaszczyźnie co Charon. Ich Średnicę szacuje się na 100 do 160 km.

Okrycie Plutona miało miejsce 18 lutego 1930 roku. Dokonał tego wspomniany już wcześniej Clyde Tombaugh. Warto wspomnieć, że jeszcze na długo przed odkryciem samej planety, astronomowie przewidywali istnienie transneptunowego obiektu (Planety X). Postawiono tezę, że za zaburzenia w ruchu Neptuna odpowiada jakiś inny obiekt. W jego istnienie wierzono na długo przed jego odkryciem.

Obecna wiedza na temat Plutona nie jest zbyt obszerna, a to przede wszystkim za sprawą jego odległości od Ziemi. Do tej pory planety tej nie badała bezpośrednio żadna sonda kosmiczna. W 2001 roku NASA rozpoczęła przygotowania do wyprawy sondy New Horizons, z zamiarem bezpośredniej obserwacji planety. Start misji nastąpił 19 stycznia 2006. Przed dotarciem do Plutona, pojazd ma minąć Jowisza i skorzystać z jego grawitacyjnej wyrzutni. Dotarcie do celu zakładane jest na 2015.

Pluton obiega Słońce w tym samym kierunku, co pozostałe planety, ale obraca się przeciwnie niż one (z wyjątkiem Wenus). Rozmiar obiektu i jego charakterystyczna orbita powoduje wiele dyskusji na temat wykreślenia Plutona z listy planet. Charakterystyka orbity Plutona i jego wsteczny obrót oraz wsteczny obieg największego satelity Neptuna, Trytona, skłoniły astronomów do wysunięcia pewnej katastroficznej hipotezy. Według niej w odległej przeszłości jakiś masywny obiekt mijający Neptuna wyrwał ze strefy przyciągania tej planety Plutona, który przedtem miał być księżycem Neptuna. W tym samym zdarzeniu orbita Trytona miałaby ulec dramatycznej zmianie. Obecnie jednak, po odkryciu wielu obiektów pasa Kuipera, ta hipoteza straciła na wartości. Orbita Plutona jest bowiem naturalna dla obiektu pasa Kuipera. Sam Tryton jest prawdopodobnie przechwyconym przez grawitację Neptuna byłym obiektem tego pasa. Jasność Plutona obserwowanego z ziemi oscyluje w granicach 14 magnitudo. W takim wypadku trzeba korzystać przynajmniej z 30 centymetrowych teleskopów (12 cali) aby go dostrzec. Wygląda wówczas, dzięki swojej żółtawej barwie jak gwiazda. Jego średnica kątowa wynosi 0,15. Pluton posiada atmosferę o ciekawych właściwościach. Uwidacznia się ona tym bardziej im znajduje się bliżej peryhelium; będąc bliżej Słońca bardziej poddaje się jego energii, dzięki której znajdujący się na powierzchni lód sublimuje do postaci pary wodnej, będącej głównym składnikiem jego rzadkiej atmosfery. Zaś panująca na dalszych odległościach niższa temperatura powoduje zamrożenie składników atmosfery do ciała stałego. Sugeruje się, że Pluton może uczestniczyć w aktywnej cyrkulacji atmosfery ze swoim księżycem Charonem. O istnieniu rzadkiej atmosfery, przekonało w 1988 obserwowane z Ziemi zakrycie przez Plutona jasnej gwiazdy. Kiedy planeta lub inny obiekt (np. planetoida) nie posiadający atmosfery zaczyna zakrywać gwiazdę, to staje się ona zupełnie niewidoczna. Jednak w przypadku Plutona, gwiazda "ciemniała" powoli, co świadczyło o istnieniu na tej planecie atmosfery. Na podstawie stopnia zaćmienia gwiazdy ustalono ciśnienie atmosfery na 0,15 Pascala. Kolejne pomiary atmosfery Plutona przeprowadzono w 2003, podczas kolejnego tranzytu planety na tle jasnej gwiazdy. O dziwo, badania wówczas wykazały większe ciśnienie w atmosferze, mimo że planeta znajdowała się dalej od Słońca. Sugeruje się, że może to być wywołane dotarciem światła do południowego bieguna planety (który wcześniej przez 120 lat tkwił w ciemnościach) i sublimacja znajdującego się na tamtejszej powierzchni azotu.

Podstawowe dane dotyczące Plutona:

Średnia odległość od Słońca

5 910 000 000 km

Średnica na równiku

2 290 km

Okres obiegu wokół Słońca

248,54 lat ziemskich

Okres obrotu

6 dni 9 h 17 min.

Prędkość orbitalna

4,74 km/s

Temperatura szczytowej warstwy chmur

-230°C

Masa

1,25×1022 kg

Średnia gęstość

1,75 g/cm3

Grawitacja na powierzchni

0,58 m/s2

Liczba księżyców

3

2008 iwiedza