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 |
|