Ziemia w Kosmosie
Wszechświat
Wszechświat to wszystko, co istnieje - materia, przestrzeń, energia i czas. Znajdują się w nim gwiazdy, planety i inne obiekty kosmiczne.
Wszechświat jest ogromny, tak wielki, że nie sposób objąć go umysłem. Jego widzialna przez nas część rozciąga się na odległość 1,6 kwadrylionów (milionów milionów milionów milionów = bilionów bilionów = milionów trylionów) kilometrów, a co jest jeszcze dalej, tego nikt nie wie.
Powstało wiele teorii na temat powstania Wszechświata oraz sposobu ewoluowania do obecnej postaci. Według przyjętej powszechnie teorii Wielkiego Wybuchu Wszechświat narodził się 15 miliardów lat temu na skutek potężnej eksplozji. To niezwykłe wydarzenie dało początek nie tylko materii, ale i energii, przestrzeni, i czasowi. Na pytanie, co było przed Wielkim Wybuchem odpowiedź jest jedna - nic.
Zdaniem naukowców, Wszechświat tuż po Wielkim Wybuchu był bardzo mały i bardzo gorący, wypełniały go tylko cząstki promieniowania. Dopiero po mniej więcej 10 sekundach powstały cząstki elementarne - protony, neutrony i elektrony - jednakże na narodziny atomów wodoru i helu trzeba było czekać jeszcze kilkaset tysięcy lat, aż Wszechświat bardzo się rozszerzył i oziębił.
Echa Wielkiego Wybuchu
Skoro Wielki Wybuch miał miejsce 15 miliardów lat temu, do dzisiaj Wszechświat powinien wystygnąć do temperatury około -270°C, 3K -trzech stopni powyżej zera absolutnego - i tak jest w istocie. Posługując się radioteleskopami astronomowie zarejestrowali dochodzący z przestrzeni szum, czyli tzw. promieniowanie tła, które odpowiada dokładnie tej temperaturze.
Ich zdaniem jest to właśnie pozostałość po Wielkim Wybuchu. Jedna z najpopularniejszych opowieści o naukowcach mówi o tym, jak Izaak Newton stwierdził, że siła sprawiająca, iż jabłko spada na ziemię, jest w rzeczywistości przyciąganiem ziemskim, obecnie nazywanym grawitacją. Każdy obiekt we Wszechświecie jest źródłem siły grawitacji, a jej wielkość zależy od jego masy. Ponieważ jabłko ma niewielką masę, jego siła grawitacji nie jest praktycznie w stanie poruszyć Ziemi, natomiast ogromna masa Ziemi z łatwością przyciąga jabłko.
To właśnie siła grawitacji utrzymuje ciała niebieskie na ich orbitach. Dzięki niej Księżyc okrąża Ziemię, a nie odlatuje w przestrzeń, gra
witacyjne przyciąganie Słońca sprawia, że obiegają je planety, a jeszcze potężniejsze siły tej samej natury nadają Słońcu ruch względem innych gwiazd.
Nasze Słońce jest całkiem zwykłą, średniej wielkości gwiazdą. Podobnie jak wszystkie inne gwiazdy, jest ono kulą rozżarzonych gazów, kryjącą we wnętrzu reaktor termojądrowy, który produkuje ogromne ilości światła, ciepła i innych form energii. Słońce wraz z okrążającymi je planetami tworzą Układ Słoneczny. W porównaniu ze Słońcem inne gwiazdy wydają się bardzo małe, ale tylko dlatego, że znajdują się bardzo daleko, ponieważ naprawdę niektóre z nich są nawet i sto razy od niego większe.
Mgławica Koński Łeb, położona na południe od gwiazdy £ (zeta) Oriona. Sama mgławica jest jasną plamą pyłu i gazu, a widoczny na jej tle zarys końskiej głowy to chmura ciemniejszego pyłu.
XVIII-wieczna rycina ilustrująca starożytny, geocentryczny model budowy Wszechświata. W tym modelu Ziemia znajdowała się w samym środku, a otaczały ją planety i sfera gwiazd stałych.
Gwiazdy i galaktyki
Do orientowania się w położeniu gwiazd na niebie astronomowie posługują się gwiazdozbiorami (konstelacjami). Gwiazdozbiór to grupa gwiazd, widocznych obok siebie na nocnym niebie, w rzeczywistości jednak nie sąsiadują one ze sobą w przestrzeni.
Gwiazdy gromadzą się w wielkich, wirujących gwiezdnych wyspach w przestrzeni kosmicznej, zwanych galaktykami. Słońce razem z planetami wchodzi w skład naszej rodzimej galaktyki, którą nazywamy Drogą Mleczną. Nie należy ona do największych galaktyk, a jednak jej rozmiary są olbrzymie (jest ona dyskiem o średnicy wynoszącej 100000 lat świetlnych). Odległości we Wszechświecie mierzy się w odniesieniu do największej znanej prędkości, prędkości światła, która wynosi
około 300 000 km/s. Jednostką używaną przez astronomów jest tzw. rok świetlny, czyli odległość, jaką pokonuje światło w ciągu jednego roku, równą około 9.46 biliona kilometrów. Najbliższa gwiazda, Proxima Centauri. znajduje się o 4,3 roku świetlnego od nas. Nawet światło ze Słońca dociera do nas dopiero po mniej więcej 8 minutach i 20 sekundach.
Nasza Galaktyka przypomina kształtem wielki, spłaszczony dysk z gęstym, niemal kulistym jądrem, składa się z setek miliardów gwiazd. Słońce znajduje się przy obrzeżu tego koła, w odległości około 30 000 lat świetlnych od centrum, a jego pełny obieg wokół środka Galaktyki trwa około 225 milionów lat.
Nasza Galaktyka jest tylko jedną z wielu, choć naprawdę nie wiadomo ile ich jest. Znamy już ponad miliard galaktyk, a każda z nich zawiera miliony gwiazd. Najdalsze ze znanych galaktyk są odległe od nas o ponad sto milionów lat świetlnych. Wszystkie galaktyki oddalają się od nas i od siebie również, co każe przypuszczać, iż Wszechświat nadal się rozszerza jako całość.
SPIRALNA
Różnorodność gwiazd
Jest wiele rozmaitych gwiazd, wszystkie one jednak rodzą się, żyją i gasną przez miliony lat.
Wiek Słońca określa się na około 5 miliardów lat, a astronomowie przypuszczają, że upłynie jeszcze przynajmniej drugie tyle, zanim się ono zestarzeje. Słońce jest samotną gwiazdą, wiele z nich jednak występuje parami, w których gwiazdy składowe okrążają się wzajemnie. Istnieją również układy potrójne i wielokrotne.
Największe z gwiazd to tzw. nadolbrzymy, których przykładem jest Antares o średnicy 330 razy większej od średnicy Słońca; są to jednocześnie gwiazdy o bardzo małej gęstości. Nieco mniejsze od nich są olbrzymy o średnicach od dziesięciu do stu razy większych od średnicy Słońca. Ich gęstość również jest niewielka. Największa liczba widzialnych gwiazd, ze Słońcem włącznie, jest zaliczana do gwiazd ciągu głównego, czyli o średnich rozmiarach. Najmniejszymi gwiazdami ciągu głównego są tzw. czerwone karły. Inna grupa karłów to gwiazdy jeszcze od nich mniejsze, zwane białymi karłami - bardzo słabe gwiazdy o rozmiarach rzędu wielkości Ziemi.
Życie gwiazdy
Wszystkie gwiazdy rozpoczynają życie jako obłok pyłu i gazowego wodoru, jakich pełno we Wszechświecie. Gwiazda zaczyna powstawać, gdy coś (nikt nie wie właściwie, co takiego) sprawi, że obłok zapada się w sobie i zgęszcza na skutek działania siły grawitacji. W miarę zapadania chmura zaczyna wirować, a jej środek rozgrzewa się, aż temperatura w jego wnętrzu osiągnie wiele milionów stopni, czyli wystarczająco dużo, aby wywołać reakcję termojądrową. Wytworzona energia uwalnia się wtedy w postaci światła i ciepła; nowa gwiazda zaczyna świecić.
Wybuchające gwiazdy
Życie gwiazdy zależy głównie od jej masy. Kiedy gwiazda taka jak Słońce wyczerpie już swe wodorowe „paliwo", jej helowe jądro kurczy się, a warstwy zewnętrzne ekspandują na zewnątrz i gwiazda przekształca się w czerwonego olbrzyma. Po pewnym czasie traci ona zewnętrzną otoczkę i pozostaje tylko małe, jaskrawo świecące jądro, czyli biały karzeł. Stopniowo stygnie stając się wreszcie czarnym, nie świecącym, karłem.
Gwiazdy o masach kilkakrotnie większych od masy Słońca mają krótki żywot. Kiedy ich jądrowe paliwo wyczerpuje się zmieniają się w nadolbrzymy. W końcu pod wpływem siły grawitacji ich jądra zapadają się gwałtownie, a wyzwolona energia powoduje wybuch gwiazdy jako supernowej, rozrywając ją na kawałki. Wówczas przez moment gwiazda świeci wiele milionów razy jaśniej od Słońca. Supernowa, która rozbłysła w sąsiedniej galaktyce w lutym 1987 r., była widoczna z Ziemi gołym okiem. Tak jasna supernowa była pierwszą od 383 lat. Jeśli masa początkowa gwiazdy była odpowiednio duża, po jej wybuchu może pozostać małe ciało, zwane gwiazdą neutronową, o rozmiarach rzędu kilkudziesięciu kilometrów. Jest ona zbudowana z samych neutronów, jej gęstość zatem może przewyższać wielokrotnie nawet gęstość białego karła.
Czarne dziury
Niektóre z eksplozji supernowych są tak potężne, że zapadająca się materia jądra zostaje zgnieciona dosłownie do zera, jedyną pozostałością po nich jest zatem pewny obszar przestrzeni o niezwykle silnym polu grawitacyjnym. Jego siła przyciągania jest tak wielka, że nic nie może się jej oprzeć; tak powstaje czarna dziura.
Z natury rzeczy czarna dziura nie może być
obserwowana, naukowcy jednak sądzą, że potrafią przynajmniej zlokalizować niektóre z nich. W tym celu poszukują oni układów podwójnych, które są jednocześnie silnymi źródłami promieniowania rentgenowskiego. Przypuszcza się bowiem, że powstaje ono z materii wypływającej z jednego ze składników do czarnej dziury tak gwałtownie, iż rozgrzewa się ona do temperatury rzędu milionów stopni. Jedno z takich źródeł leży w konstelacji Łabędzia i nosi nazwę Cygnus X-l. Niektórzy uczeni przypuszczają, że mogą istnieć również białe dziury, to znaczy miejsca, z których materia wytrysku -je, by wszystko mogło zacząć się od nowa.
Innymi tajemniczymi obiektami, istniejącymi we Wszechświecie, są kwazary. Przypominają
one na pozór gwiazdy, ale leżą tak bardzo daleko, że nie mogą nimi być. Być może są to bardzo jasne środki odległych galaktyk. Ich światło zaczęło wędrować ku nam wkrótce po narodzinach Wszechświata. Przypuszcza się, że tylko czarne dziury mogą zapewnić takie ilości energii, jakie wypromieniowują kwazary.
Równie fascynujące są pulsary, obiekty emitujące w regularnych odstępach silne impulsy energii. Uczeni uważają, że są to szybko rotujące gwiazdy neutronowe, wysyłające wąski strumień światła, podobnie jak latarnie morskie.
Nikt nie wie, co czeka Wszechświat. Na razie wydaje się, że jego rozwój, rozpoczęty Wielkim Wybuchem, trwa nadal, natomiast w odległej przyszłości możliwe są dwa rozwiązania.
Jedno zakłada, że rozwój będzie trwać nieprzerwanie, aż zanikną wszystkie gwiazdy i galaktyki, a energia całkowicie się rozproszy - jest to tzw. koncepcja otwartego Wszechświata. Drugie, że pewnego dnia rozwój zatrzyma się i Wszechświat zacznie się kurczyć, aż w końcu skończy żywot Wielkim Krachem. Jest to tzw. koncepcja Wszechświata zamkniętego. Być może, że nastąpi kolejny Wielki Wybuch, w którym powstanie nowy ekspandujący Wszechświat, kolejne ogniwo w nieskończonym cyklu rozszerzania się i kurczenia Kosmosu.
Kosmiczny teleskop Hubble'a gotów do lotu na orbitę w 1990 r. (z prawej). Zwierciadło teleskopu Hubble'a o średnicy 2,4 m (z lewej).
Spojrzenie przez kosmiczny teleskop Hubble'a - środkowy obiekt to supernowa 1987A, gwiazda odległa o 170 000 lat świetlnych, która wybuchła w 1987 r. (otaczający ją pierścień gazów został odrzucony wcześniej).
Fragment Drogi Mlecznej, która składa się z gwiazd, należących do naszej Galaktyki, zwanej też Drogą Mleczną.
Orion, jeden z najlepiej znanych gwiazdozbiorów, i mgfawica Rozeta (fotografia w podczerwieni). Najjaśniejsze gwiazdy w Orionie to - a, czyli Betelgeuse (żółto-czer-wona), (3, czyli Rigel, y (Bellatrix) oraz 9 Ori.
Zespół radioteleskopów (anteny paraboliczne) w stanie Nowy Meksyk w Stanach Zjednoczonych. Służą one do odbierania i analizowania fal radiowych, emitowanych przez obiekty kosmiczne.
Teoretyczne przedstawienie czarnych dziur. Ich przyciąganie grawitacyjne jest tak wielkie, że uniemożliwia ucieczkę wszelkiej formy materii i promieniowania.
Mgfawice gazowe w gwiazdozbiorach Wężownika i Skorpiona. U dofu z prawej widoczny nadol-brzym Antares, który oświetla sąsiednią mgfawicę, a z lewej obłoki wokół gwiazdy p Oph.
Cyfrowy obraz wybuchającej gwiazdy (supernowej), wykonany przez satelitę w nadfiolecie. Skala kolorów oznacza natężenie promieniowania.
Widoczny na tym obrazie z radioteleskopu pulsar (czarna kropka) stanowi jądro gwiazdy, która eksplodowała około 11 000 lat temu. Wiruje on z prędkością 13 obr./s, wysyłając fale świetlne i radiowe. Barwne plamy dookoła oznaczają obszary emisji pyłu i gazu.
Galaktyka
Wszechświat składa się z gwiazd i przestrzeni, gwiazdy nie są w niej rozrzucone przypadkowo, lecz występują w gromadach, tworząc ^wyspy gwiezdne", czyli galaktyki.
Wszystkie gwiazdy, widoczne na nocnym niebie, oraz Słońce należą do naszej Galaktyki, nazywanej niekiedy również Drogą Mleczną - od nazwy srebrzystego pasa, obiegającego całe niebo. Nazwa jest prawidłowa, albowiem jeśli przyjrzymy się Drodze Mlecznej przez lornetkę lub teleskop zauważymy, że tworzy ją ogromna liczba gwiazd, pozornie ciasno leżących jedna obok drugiej. Jest to tylko złudzenie, gdyż w rzeczywistości widzimy po prostu przekrój przez Galaktykę, która ma kształt wielkiego, płaskiego dysku z wybrzuszeniem pośrodku. To wybrzuszenie, nazywane jądrem, na nocnym niebie widoczne jest patrząc w kierunku konstelacji Strzelca, to znaczy tam, gdzie Droga Mleczna wydaje się najszersza. Wzrok nasz nie sięga jednak daleko w głąb jądra, ponieważ przesłaniają je gęste obłoki pyłu. Na obszarze dysku gwiazdy skupiają się wzdłuż zakrzywionych linii, tworząc ramiona, wybiegające z jądra. Nasza Galaktyka jest jedną z wielu ga
laktyk spiralnych, jakie istnieją we Wszechświecie i tak jak one wiruje ona w przestrzeni.
Badając rozmieszczenie gwiazd i kierunki ich ruchów astronomowie są w stanie wyznaczyć położenie niektórych ramion spiralnych. Pomocne w tym są również radioteleskopy, pozwalające wyznaczyć położenie obłoków wodoru, który zazwyczaj gromadzi się właśnie w ramionach. Najbliżej Ziemi położone są ramiona Oriona, Perseusza i Strzelca. Bliżej jądra znajduje się ramię, widoczne w konstelacji Kilu, a prawdopodobnie istnieje jeszcze jedno, w gwiazdozbiorze Centaura.
Rozmiary Galaktyki
Nasza Galaktyka co do wielkości jest średnia w porównaniu z innymi galaktykami. Zawiera ona około 100 miliardów gwiazd, a jej średnica wynosi około 100 000 lat świetlnych. Średnica jądra sięga mniej więcej 15 000 lat świetlnych, a grubość samego dysku to zaledwie jakieś 3000 lat świetlnych.
Słońce leży na obszarze dysku, w ramieniu Oriona, mniej więcej 30 000 lat świetlnych od centrum; trzeba aż 225 milionów lat, które nazywa się rokiem kosmicznym, aby wykonało ono pełny obieg całej Galaktyki.
Podobnie jak gwiazdy, również i galaktyki grupują się razem, tworząc gromady galaktyk. Nasza Galaktyka należy do gromady, nazywanej Układem Lokalnym. W jego skład wchodzą nasi najbliżsi sąsiedzi, małe, nieregularne galaktyki, zwane Wielkim i Małym Obłokiem Magellana. Do Układu Lokalnego należy też
sławna galaktyka Andromedy, również spiralna, lecz nieco większa od naszej.
Pomiędzy dyskiem a jądrem naszej Galaktyki zachodzą zasadnicze różnice. Gwiazdy w dysku są względnie młode i jest wśród nich dość dużo jasnych, błękitnych i białych gwiazd. Wiele z nich powstało jednocześnie, tworząc tak zwane gromady otwarte, których najbardziej znanym przykładem są Plejady w konstelacji Byka. Pomiędzy gwiazdami w dysku znajdują się również liczne obłoki gazu i pyłu, zwane mgławicami; to właśnie w nich rodzą się nowe gwiazdy. Jak się przy
puszcza, w mgławicach zawarta jest aż jedna dziesiąta masy całej Galaktyki.
Mgławice zawierają również materię rozproszoną w przestrzeni podczas wybuchów supernowych, kończących żywot starych, masywnych gwiazd. W skład tej materii wchodzi znaczny procent jąder metali, dlatego też nowo powstające gwiazdy zawierają od samego początku ślady tych pierwiastków.
A zatem dysk składa się w większości z młodych i gorących gwiazd, zawierających znaczny procent jąder metali. Astronomowie nazywają je gwiazdami pierwszej populacji.
W jądrze
Jądro Galaktyki tworzą przeważnie stare, czerwone gwiazdy. Większość z nich powstała bardzo dawno, być może nawet wraz z narodzinami samej Galaktyki, jakieś 12 miliardów lat temu. Gwiazdy z dysku są od nich znacznie młodsze, bo nasze Słońce na przykład liczy sobie zaledwie około 5 miliardów lat.
Stare czerwone gwiazdy z jądra nazywane są gwiazdami II populacji. Ich skład chemiczny różni się od składu gwiazd z dysku. Ponieważ powstawały z obłoków wodoru i helu zanim jeszcze zaczęły wybuchać Supernowe, zawierają one bardzo mało cięższych pierwiastków, a szczególnie metali.
Stare czerwone gwiazdy spotyka się również i poza jądrem, tworzą one bowiem sferyczne 'halo' wokół całej Galaktyki. Miejscami skupiają się one dziesiątkami i setkami tysięcy, tworząc gęste twory, zwane gromadami kulistymi.
Dwie najjaśniejsze z nich, oo Cen i 47 Tuc, można dostrzec bez trudu gołym okiem na południowym niebie. Ogólnie znamy dotychczas około 200 gromad kulistych.
Co dziwne, gromady kuliste i inne gwiazdy z galaktycznego halo nie biorą udziału w ruchu obrotowym całej Galaktyki, poruszając się wokół jej jądra po swych własnych orbitach. Przypuszcza się, że zachowały je z czasów, gdy rodziły się wraz z Galaktyką.
Dzięki radioteleskopom można sięgać daleko w głąb jądra Galaktyki. Uczeni dostrzegli, że w jego wnętrzu istnieją ekspandujące i obracające się pierścienie gazu, niekiedy bardzo gorącego (ok. 10 000°C). W jednym z nich, tuż przy samym centrum, gaz porusza się niezwykle szybko, a jednak się nie rozprasza, co można wytłumaczyć tylko tym, że w centrum znajduje się obiekt o ogromnej masie, rzędu pięciu milionów mas Słońca.
Samo centrum Galaktyki jest także źródłem niezwykle silnego promieniowania radiowego, znanego pod nazwą Sagittarius A, oraz promieniowania rentgenowskiego. Zdaniem astronomów, za produkcję tak potężnego strumienia energii może być odpowiedzialna jedynie czarna dziura, to jakby potwierdza przypuszczenia o obecności tam bardzo masywnego obiektu. Można sądzić, że czarne dziury znajdują się w centrach większości galaktyk.
William Herschel (1738-1822), pionier astronomii gwiazdowej, odkrywca
planety Uran.
Gromady kuliste otaczają centrum naszej Galaktyki. Mogą zawierać do miliona starych czerwonych gwiazd, brak gwiazd młodych.
Panoramiczny obraz całej Drogi Mlecznej, będący fotomontażem zdjęć mgławic i 7000 najjaśniejszych gwiazd.
Obłoki świecącego wodoru w naszej Galaktyce - obszary zawierające gorący, zjonizowany wodór nazywa są obszarami H II.
Wielki Obłok Magellana, jedna z małych galaktyk towarzyszących naszej Galaktyce, ma skład podobny do jej ramion spiralnych.
Obraz gwiazd, uzyskany za pomocą pryzmatu obiektywowego. Czarne poziome linie na widmach poszczególnych gwiazd wskazują na obecność różnych pierwiastków.
Istotnym postępem w badaniach nad gwiazdami naszej Galaktyki by to użycie teleskopu, zwanego kamerą Schmidta. Ten teleskop, wyposażony w sferyczne zwier-ciadfo i umieszczoną z przodu płytę korekcyjną, pozwala na jednoczesną obserwację dużych obszarów nieba.
Ewolucja gwiazd
Gdzieś pomiędzy milionami gwiazd rozsianych na nieboskłonie unoszą się gigantyczne chmury pyłów i gazów, przede wszystkim wodoru. W tych obłokach, które noszą nazwę mgławic, przebiega proces narodzin nowych gwiazd.
Długość życia gwiazd dochodzi nawet do kilkudziesięciu lub kilkuset miliardów lat, więc naukowcy nie są w stanie śledzić życia żadnej z nich od momentu narodzin do śmierci. Wiele mogą się jednak dowiedzieć na podstawie obserwacji gwiazd znajdujących się w różnych stadiach rozwoju. W ten sposób zdołali opisać ewolucję typowej gwiazdy - jej narodziny z mgławicy pyłów i gazów, jej młodość, wiek dojrzały, starość, aż w końcu śmierć, która potrafi być niezwykle widowiskowa.
Ewolucja tych ciał niebieskich nie zawsze przebiega w identyczny sposób. Uzależniona jest przede wszystkim od masy; największe gwiazdy świecą najjaśniej, a ich koniec jest bardziej spektakularny. Te o przeciętnej masie nie świecą tak intensywnie, jednak żyją o wiele dłużej i wygasają łagodniej. Natomiast gwiazdy najlżejsze, których blask jest ledwo zauważalny, potrafią przeżyć nawet setki miliardów lat.
Narodziny gwiazdy
Jak już zostało powiedziane, gwiazda bierze swój początek z mgławicy, czyli chmury pyłów i gazów, wśród których znajduje się przede wszystkim wodór. Na początku mgławica zaczyna zbijać się w bryłę. Do dziś nie udało się ustalić, jaka jest tego konkretna przyczyna. Z biegiem czasu obłok kurczy się, pod wpływem grawitacji, natomiast cząsteczki zbliżają się do siebie i ulegają kondensacji. Masa gwiazdy stale się powiększa. Na tym pierwszym etapie ewolucji energia grawitacyjna kondensujących się cząsteczek zamienia się w energię cieplną. W wyniku tego procesu rozgrzana materia zaczyna świecić. W tym momencie powstaje protogwiazda. Najwyższa temperatura oraz największe stężenie masy panuje w samym środku, czyli w jądrze. Gdy temperatura osiągnie 10 min °C rozpoczyna się reakcja termojądrowa. Jądra atomów wodoru ulegają syntezie i formują jądra atomów helu. W trakcie tej reakcji wyzwalają się niewyobrażalne ilości energii, która promieniuje na powierzchnię. Energia ta wysyłana jest przez gwiazdę w postaci światła i ciepła. W rezultacie protogwiazda staje się gwiazdą.
Emitowana z jądra energia cieplna wysyłana jest na zewnątrz i ogrzewa otulające je gazy, a także wytwarza ciśnienie skierowane na zewnątrz, które zapobiega całkowitej ich kondensacji pod wpływem siły grawitacji. W ten sposób gwiazda osiąga stan równowagi. Oznacza to, iż ma swój ustalony rozmiar, stałą temperaturę na powierzchni oraz emituje określoną ilość energii na zewnątrz. Astronomowie uważają, że na tym etapie życia gwiazda znajduje się w tak zwanym ciągu głównym. Jest to określenie jej położenia na wykresie Hertzsprunga-Russella. Autorzy tego wykresu mieli na celu przedstawienie właściwości fizycznych gwiazd, a przede wszystkim zależność pomiędzy ich jasnością i kolorem.
Czerwone olbrzymy i białe karty
Średnica Słońca wynosi około 1,4 min km, a temperatura na jego powierzchni osiąga ok. 6000°C. Ta najbliższa Ziemi gwiazda emituje światło koloru żółtego. Uważa się, że Słońce znajduje się w ciągu głównym od mniej więcej 5 miliardów lat, i że pozostanie tam przez podobną ilość czasu. Wszystkie gwiazdy o porównywalnej do Słońca masie przebywają taki sam cykl życiowy.
Ich zapasy wodoru „wystarczają" na ok. 10 miliardów lat. W wyniku spalania wodór stopniowo przekształca się w hel. Gdy wyczerpuje się wodór, reakcja spalania ustaje oraz wyczerpuje się źródło ciepła zapobiegającego całkowitej kondensacji materii, czyli zapadania się pod wpływem grawitacji. Zapadanie to wyzwala energię, która w dalszym ciągu ogrzewa otaczającą materię. Teraz wodór znajdujący się w tej otoczce podlega reakcjom syntezy, co pozwala gwieździe świecić dalej, jednak w kolorze czerwonym. Jednocześnie gwiazda zaczyna się rozdymać i potrafi kilkadziesiąt razy zwiększyć swą objętość. Takie twory nazwano „czerwonymi olbrzymami".
Jądra „czerwonych olbrzymów" bezustannie zapadają się, a ich temperatura rośnie i potrafi przekroczyć 100 miliardów stopni Celsjusza. W dalszych reakcjach syntezy hel przekształca się w jeszcze cięższy węgiel oraz wydziela się energia, która
pozwala gwieździe świecić przez kolejne 100 milionów lat. W momencie wypalenia się helu, reakcje termojądrowe ustają, a sama gwiazda kurczy się pod wpływem grawitacji do rozmiarów zbliżonych do Ziemi i stopniowo wygasa zmieniając się w „białego karła". Masa gwiazdy jest tak wysoka, że jej objętość odpowiadająca jednej łyżeczce do herbaty może ważyć aż tysiąc ton.
Życie gwiazdy o masie, np. pięciokrotnie wyższej od Słońca, jest krótsze i przebiega w inny sposób. Jest ona o wiele jaśniejsza, temperatura na jej powierzchni może przekraczać 25 tysięcy stopni Celsjusza, a w ciągu głównym pozostaje „zaledwie" przez 100 min lat. Gdy osiąga etap „czerwonego olbrzyma" temperatura jądra dochodzi do 600 miliardów stopni Celsjusza. Tak wysoka temperatura powoduje reakcję syntezy węgla, a w wyniku łączenia się jego jąder powstają pierwiastki cięższe, między innymi żelazo. Gwiazda powiększa swą objętość nawet kilkaset razy zmieniając się w tak zwanego „nadolbrzyma".
Procesy wyzwalające ciepło i światło ustają nagle, jądro gwiazdy zapada się w ciągu kilku sekund. Zapadnięcie się jądra, z kolei, produkuje niewyobrażalne ilości nowej energii, która gwałtownie rozsadza część skondensowanego jądra. To spektakularne zjawisko daje początek nowej formacji o nazwie „supernowa". Do rzadkości należy okazja zaobserwowania „supernowej" - przeważnie są one zbyt małe lub zbyt daleko położone. W 1987 roku, w sąsiedniej galaktyce - Wielkim Obłoku Magellana - można było gołym okiem zaobserwować „supernową", która przez chwilę była miliard razy jaśniejsza niż Słońce.
Jądro nadolbrzyma zapada się w bryłę o średnicy od 10 do 20 km. Jest ona niewyobrażalnie gęsta, a jej objętość odpowiadająca jednej łyżeczce do herbaty może ważyć nawet 100 min ton! Na masę takiej bryły składa się masa neutronów, i dlatego gwiazda taka nosi nazwę gwiazdy neutronowej . Młoda gwiazda neutronowa charakteryzuje się bardzo wysokim namagnesowaniem i szybko wiruje wokół własnej osi. Dookoła niej tworzy się silne pole elektromagnetyczne, z którego biegunów wysyłane są fale radiowe oraz inne promieniowanie. Promienie biegną w kosmos, zataczając kręgi powodowane ruchem wirowym gwiazdy. Z Ziemi można je zaobserwować za pomocą radioteleskopów, jako krótkotrwałe regularne błyski. Ich obecność ukazuje się nam jako promieniowanie pulsujące; stąd gwiazdy te zostały ochrzczone mianem pulsarów.
Pierwsze pulsary zlokalizowano poprzez odczytanie wysyłanych przez nie fal radiowych. Później jednak odkryto pulsary emitujące światło, a także promienie X. Pierwszy poznany przez człowieka pulsar emitujący światło zaobserwowano w mgławicy o nazwie Krab. Ciało to jest pozostałością po „supernowej", która pojawiła się w roku 1054. Jego światło pulsuje z częstotliwością około 30 razy na sekundę. Inne pulsary potrafią być o wiele szybsze, na przykład PSR 1937 + 21 „pojawia się" aż 642 razy na sekundę.
Największe gwiazdy mogą skończyć jako „czarne dziury", czyli obiekty tak gęste, że wytwarzana przez nie grawitacja pochłania nawet promienie świetlne. Można je „zaobserwować" za pośrednictwem wpływu grawitacyjnego na inne obiekty lub emitowanego przez nie promieniowania X, będącego rezultatem energii wyzwalanej podczas pochłaniania materii. Źródłem tego promieniowania zlokalizowanym w konstelacji Łabędzia jest prawdopodobnie „czarna dziura".
Widoczna na niebie gołym okiem gromada gwiazd o nazwie Siedem Sióstr, inaczej Plejady, ma 60 min lat. Bfękitny kolor tych gwiazd wskazuje na to, że są mtode i bardzo duże.
Mgfawica planetarna składa się z materii wyrzuconej przez znajdującą się w środku gwiazdę, prawdopodobnie w momencie zmiany w „białego karta". Mgfawice takie rozpraszają się. Ich życie jest stosunkowo krótkie -około 10000 lat. Wiele gwiazd przechodzi przez taki stan w procesie swej ewolucji.
Za pomocą specjalistycznych urządzeń stwierdzono, że cząstki elementarne o nazwie neutrino, które mają tak małą masę, że z łatwością przenikają Ziemię, nie powstają w wyniku reakcji termojądrowych w Słońcu
Mgławica N 16. Na zdjęciu widoczne są obłoki wodoru, z których powstaje nowa gwiazda. Zabarwiony na czerwono wodór, pod wpływem temperatury, która spowoduje reakcje syntezy, zamieni się w hel.
Mgławica powstała w wyniku eksplozji "supernowej". Obecność tak ciężkich pierwiastków jak cynk wskazuje na to, iż eksplozji towarzyszyła wyjątkowo wysoka temperatura.
Na grudniowym niebie, bez pomocy specjalistycznych przyrządów, można zaobserwować gwiazdy w różnych stadiach rozwoju. Na półkuli południowej konstelacje wirują w przeciwnym kierunku.
Układy gwiazd
Większość materii znajdującej się we wszechświecie skoncentrowana jest w gwiazdach. Te z kolei rzadko występują pojedynczo. Z reguły łączą się w pary lub grupy.
Niewyobrażalnie wielkie grupy miliardów gwiazd tworzą galaktyki, które swym wyglądem przypominają spirale lub elipsy. Na przepastnym oceanie wszechświata tworzą one oddalone od siebie „gwiezdne wyspy". Grupy gwiazd wewnątrz galaktyk skupiają się w tak zwanych gromadach, które z kolei dzielą się na otwarte i kuliste.
Wewnątrz gromad odkryto wiele gwiazd, które mkną przez wszechświat „w towarzystwie". Takie grupy nazwano, w zależności od ilości tworzących je ciał niebieskich, gwiazdami podwójnymi, bądź wielokrotnymi. Obliczono, że średnio na sto gwiazd, około trzydziestu, to gwiazdy pojedyncze, czterdzieści siedem gwiazdy podwójne, natomiast dwadzieścia trzy - wielokrotne.
Uktady gwiazd
W przeciwieństwie do konstelacji, układy składają się z gwiazd położonych stosunkowo blisko siebie, przyciągających się nawzajem dzięki sile grawitacji oraz krążących wokół wspólnego środka ciężkości całego układu.
Środkowa gwiazda dyszla Wielkiego Wozu, konstelacji znanej każdemu, nosi nazwę Mizar. Przy dokładnej obserwacji można dostrzec towarzyszącą Mizarowi, nieco bledszą gwiazdę o imieniu Alkor. Mizar i Alkor są przykładami układu gwiazd podwójnych, doskonale widocznego nieuzbrojonym okiem. Co więcej, przy użyciu teleskopu nie trudno dostrzec, że sam Mizar jest również gwiazdą podwójną, składającą się z Miza-ra A oraz Mizara B.
Gwiazdy wizualnie podwójne
Układy widzialne gołym okiem lub za pomocą teleskopu astronomowie nazwali gwiazdami wizualnie podwójnymi. Na niebie można odnaleźć wiele przykładów takich właśnie ciał niebieskich. Jedna z najbliższych Ziemi, jasna gwiazda Alfa Centauri, również jest gwiazdą wizualnie podwójną. Proxima Centauri, charakteryzująca się niską jasnością, jest trzecim elementem tego układu, i co ciekawe, po Słońcu, gwiazdą położoną najbliżej naszej planety.
Poszczególne ciała niebieskie wchodzące w skład opisanych układów mogą mieć diametralnie różną barwę. Na przykład Antares tworzą gwiazdy świecące światłem czerwonym oraz zielonym, natomiast Albireo - pomarańczowym i niebieskim. Gwiazdy te obserwuje się przy użyciu teleskopu zwierciadlanego, za pomocą którego astronomowie mogą dokonać dokładnych pomiaów położenia gwiazd, a co za tym idzie są w stanie określić prędkość oraz kierunek ich ruchu.
Gwiazdy spektralnie podwójne
W przypadku niektórych układów, oba ciała niebieskie są położone tak blisko siebie, że nawet za pomocą najnowocześniejszych teleskopów badacze nie są w stanie stwierdzić istnienia dwóch, a nie jednej, gwiazd. Urządzeniem, które pozwala tego dokonać jest
spektroskop, który rozszczepia światło wysyłane przez gwiazdę i przedstawia je w postaci linii widmowych.
Linie te zmieniają pozycję w zależności od tego, czy gwiazda zbliża się do Ziemi, czy się od niej oddala. W przypadku gwiazd podwójnych spektroskop wykazuje istnienie dwóch zestawów linii widmowych, które przesuwają się względem siebie, zgodnie z tym jak dwie gwiazdy układu zmieniają swe wzajemne położenie.
Układy, które można rozpoznać jedynie poprzez rozszczepienie wysyłanego przez nie światła noszą nazwę gwiazd spektralnie podwójnych. Przy dokładnym badaniu układu Mizar-Alkor, okazało się, że zarówno Alkor, jak i Mizar A oraz Mizar B są gwiazdami spektralnie podwójnymi. W sumie tworzą układ złożony z sześciu gwiazd. Dzięki spektroskopowi wiemy również, że jeden z elementów konstelacji Bliźniąt, Kastor, jest gwiazdą podwójną.
Gwiazdy zaćmieniowe podwójne
Zdarza się jednak, że płaszczyzny orbit składników gwiazdy podwójnej znajdują się pod małym kątem w stosunku do kąta widzenia obserwatora. W takiej sytuacji składniki te mogą się wzajemnie zasłaniać. Układ taki nosi nazwę gwiazdy zaćmieniowej podwójnej. Podczas zaćmienia widoczna jest tylko jedna gwiazda, w związku z tym jasność całego układu zmniejsza się. Jeżeli jedna z gwiazd jest o wiele większa, bądź ciemniejsza niż towarzysząca jej gwiazda, układ świeci widocznie słabszym światłem.
Typową przedstawicielką gwiazd zmiennych zaćmieniowych jest beta Perseusz nazywany przez arabskich astronomów Algolem, czyli po polsku Diabelską Gwiazdą. Regularnie, co 2 dni i 21 godzin, jasność tego ciała niebieskiego spada z drugiej do trzeciej wielkości gwiazdowej (są to jednostki opisujące jasność), by po siedmiu godzinach wrócić do stanu wyjściowego. Zmiany blasku Algola znane były od dawna, ale jego zagadkę wyjaśnił dopiero w końcu XVIII wieku angielski astronom John Goodricke (1764-1786).
Gwiazdy zmienne zaćmieniowe tak naprawdę nie zmieniają swojego blasku. To tylko zmiana położenia w przestrzeni powoduje, że raz są jaśniejsze a raz ciemniejsze dla obserwatora z Ziemi. Istnieją również gwiazdy, które zmienną jasność zawdzięczają zjawiskom zachodzącym w ich wnętrzu. Są to gwiazdy zmienne pulsujące. Należą do nich między innymi cefeidy, których nazwa pochodzi od gwiazdozbioru Cefeusza.niejsze a raz ciemniejsze dla obserwatora z Ziemi. Istnieją również gwiazdy, które zmienną jasność zawdzięczają zjawiskom zachodzącym w ich wnętrzu. Są to gwiazdy zmienne pulsujące. Należą do nich między innymi cefeidy, których nazwa pochodzi od gwiazdozbioru Cefeusza.
Ewolucja gwiazd podwójnych
Zazwyczaj większy element gwiazdy podwójnej żyje krócej. Ma on postać czerwonego olbrzyma, który kurczy się i przybiera postać białego karła. W momencie, gdy z kolei mniejsza gwiazda przekształcą się w czerwonego olbrzyma, gęsty biały karzeł zaczyna przyciągać gazy z rozrzedzonego olbrzyma. Substancja gromadząca się wokół karła staje się coraz bardziej zwarta i gorąca.
Po około stu tysiącach lat, zarówno temperatura jak i ciśnienie są wystarczająco wysokie, by dać początek łańcuchowi reakcji jądrowych. Gazy otulające białego karła eksplodują gwałtownie, a jasność gwiazdy wzrasta nawet 100 tysięcy razy. Takie zjawisko nazywa się narodzinami gwiazdy, tak zwanej „nowej". Niektóre gwiazdy w czasie wybuchu zwiększają swój blask nawet do 100 milionów razy. Z tego powodu, w odróżnieniu od zwykłych nowych, nazwano je „supernowymi".
W niektórych układach gwiazd podwójnych jeden z elementów jest zwykłą gwiazdą, natomiast drugi, niewidoczny ani gołym okiem, ani za pomocą specjalistycznych przyrządów, jest olbrzymim źródłem promieniowania rentgenowskiego. Takie obiekty, zwane „czarnymi dziurami" są przypuszczalnie pozostałością po nieistniejących już ogromnych gwiazdach.
Zdaniem astronomów, czarna dziura, która jest źródłem olbrzymiej siły grawitacji, przyciąga gazy ze zwykłych gwiazd. Wpadająca do dziury ruchem spiralnym materia rozgrzewa się i emituje promienie rentgenowskie.
Fakt, ze jeden z elementów gwiazdy podwójnej jest często źródłem takiego promieniowania, stanowi ważny dowód potwierdzający istnienie we wszechświecie „czarnych dziur".
Syriusz znajdują cy się w konstelacj Wielkiego Psa posia da „towarzysza" w postaci biafego karta, który niegdyś byt większym elementem tej podwójnej gwiazdy.
Paralaksa umożliwia obliczenie odległości w jakiej obserwator znajduje się od gwiazdy. Efekt Dopplera, natomiast, pozwala ustalić, czy gwiazda zbliża się, czy też oddala, oraz obliczyć jej prędkość.
Klasyfikacja gwiazd oparta jest między innymi na intensywności linii widmowych, która nie zależy od składu chemicznego (większość gwiazd jest podobna do siebie), ale od temperatury i gęstości atmosfery gwiazd.
Ten zwierciadlany teleskop składa się z soczewki o średnicy 62 centymetrów umieszczonej w 11-metrowej lunecie. Umożliwia on dokładny pomiar pozycji gwiazdy oraz jej ruchu.
XVIII-wieczna mapa przedstawiająca znaki zodiaku. Układ gwiazd odzwierciedla ich ustawienie na ówczesnych globusach. Gwiazdozbiory pochodzą z czasów starożytnych.
Śledząc ruch gwiazdy znajdującej się w środku przedstawionego rys., angielsko-australijski teleskop poruszał się ruchem spiralnym. Niewyraźny obraz jest wynikiem niesprzyjających warunków atmosferycznych na Ziemi. Księżyc przedstawiony w przyjętej tu skali byłby cztery razy większy niż ta strona.
Układ Słoneczny
Ziemia jest elementem układu, ziozonego z planet i innych ciał niebieskich, które krążą wokół gwiazdy zwanej Słońcem. We wszechświecie istnieje wiele tego typu układów. Nasz jest tylko jednym z nich.
Na pierwszy rzut oka obserwatorowi wydaje się, że Słońce krąży wokół Ziemi. W rzeczywistości jest jednak odwrotnie - Ziemia, wraz z ośmioma innymi planetami, porusza się dookoła Słońca, tworząc wraz z nimi Układ Słoneczny. Centralne położenie Słońca to główne założenie teorii heliocentrycznej. którą w 1543 roku przedstawił polski astronom Mikołaj Kopernik, obalając tym samym uznawaną wcześniej teorię geocentryczną, według której to Ziemia jest centrum całego wszechświata.
Orbity, po których poruszają się planety (za wyjątkiem Merkurego i Plutona), mają bardzo małe mimośrody, kształtem przypominają więc koła. Znajdują się w jednej płaszczyźnie (oprócz Merkurego i Plutona), nieznacznie tylko nachylonej względem płaszczyzny równika słonecznego. Każda z planet leży w innej odległości od Słońca i przemieszcza się z różną prędkością. Najbliżej centralnej gwiazdy systemu krąży Merkury, następnie: Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun i Pluton. Przyciąganie Słońca, związane z jego ogromną masą, siedemset pięćdziesiąt razy przekracza łączną siłę grawitacji wszystkich dziewięciu planet.
Najbliższe Słońcu - Merkury, Wenus, Ziemia i Mars - to planety o stosunkowo małych masach i niewielkich rozmiarach, ale za to dużych gęstościach. Cztery następne - Jowisz, Saturn, Uran oraz Neptun, tak zwane planety-olbrzymy - mają bardzo duże rozmiary i masy, za to małe gęstości. Zbudowane są przede wszystkim z gazów, głównie wodoru.
Jowisz jest zdecydowanie największy. Jego średnica wynosi około 142800 kilometrów, czyli jest jedenaście razy większa niż średnica Ziemi. Najbardziej oddalony od Słońca Pluton, o średnicy zaledwie 2284 kilometrów, plasuje się na ostatnim miejscu pod względem wielkości.
Jowisz, Saturn, Uran oraz Neptun wyróżniają się również tym, iż same są centrami układów ciał niebieskich. Dookoła nich krąży wiele naturalnych satelitów. Jak dotąd odkryto dwadzieścia trzy księżyce Saturna, szesnaście księżyców Jowisza i piętnaście Urana. Mars ma dwa księżyce, a Ziemia i Pluton tylko po jednym.
Mniejsze ciała Ukfadu Słonecznego
Odległość między Marsem a Jowiszem jest zaskakująco duża, stąd przez wiele lat naukowcy podejrzewali, że znajduje się tam jakaś nie odkryta planeta. Okazało się, że przestrzeń tę wypełnia około 2500 małych ciał niebieskich, zwanych plane-toidami lub asteroidami. Według najnowszych poglądów planetoidy to pierwotne tworzywo, z którego przed miliardami lat powstały planety. Największa z nich, Ceres, ma średnicę długości 1000 kilometrów. Jednak większość to okruchy skalne o średnicy zaledwie kilku kilometrów. Asteroidy krążą wokół Słońca w szerokim pasie położonym między orbitami Marsa i Jowisza. Część okruchów może jednak wylecieć daleko poza wspólną orbitę i zbliżyć się do Ziemi.
Asteroidy są zbyt małe i zbyt odległe, aby przeciętny obserwator był w stanie dostrzec je gołym okiem. Od czasu do czasu na niebie pojawiają się natomiast jasno świecące komety, również uważane za resztki pierwotnego tworzywa planetarnego. Kometa jest ciałem zbudowanym z okruchów skalnych zespolonych wodnym lodem, zamarzłym amoniakiem i metanem. Przez większość swego życia komety podróżują w niewidocznych dla nas, najodleglejszych obszarach Układu Słonecznego. W momencie, gdy kometa zbliży się do Słońca na określoną odległość, zaczyna świecić. Pod wpływem wysokiej temperatury, zmrożone gazy odparowują, uwalniając chmury pyłów, które odbijają światło słoneczne i dzięki temu stają się widoczne. Ciśnienie spowodowane tak zwanym wiatrem słonecznym, czyli strumieniem cząsteczek pochodzących od Słońca, „zdmuchuje" gazy i pyły, tworząc efektowny ogon komety, nazywany przez astronomów warkoczem.
Niemal codziennie można obserwować spadające gwiazdy, czyli meteory. Widoczny na niebie krótkotrwały błysk, to efekt spalania w atmosferze ziemskiej okruchów skalnych - meteoroidów. Zdarza się również, że do atmosfery dostają się ciała większe, które - nie zniszczone - uderzają w ziemię. Są to meteoryty. Największe z nich pozostawiły na powierzchni naszej planety trwałe ślady w postaci kraterów. Co roku na powierzchnię Ziemi spada prawie milion ton drobnych materiałów pochodzenia kosmicznego.
Narodziny systemu
Pomiędzy gwiazdami naszej galaktyki znajdują się wielkie chmury gazów i pyłów - mgławice. Przypuszcza się, że to właśnie z takiej mgławicy, około 5 miliardów lat temu. powstał Układ Słoneczny. Prawdopodobną przyczyną było zagęszczanie materii pod wpływem siły grawitacji. Kurcząca się mgławica zaczęła wirować wokół własnej osi i po pewnym czasie przybrała kształt dysku, przy czym większość materii skoncentrowała się w jego centrum. Proces kurczenia się bezustannie przybierał na sile. Centrum „dysku" zaczęło przemieniać się w coraz gęstsze i gorętsze jądro. Gdy temperatura osiągnęła dziesiątki milionów stopni i rozpoczął się proces syntezy termojądrowej, powstała nowa gwiazda - Słońce.
Jednocześnie w chmurze pyłów i gazów wokół jądra formowały się planety. Początkowo miały one masy wielokrotnie większe od mas dzisiejszych planet. Na skutek wymiatającego działania promieni słonecznych zostały one pozbawione rozległych otoczek gazowych, składających się głównie z najlżejszych gazów (wodór i hel), w których skupiona była przeważająca część masy poszczególnych planet. Dalej od Słońca, gdzie panowała znacznie niższa temperatura, uformowały się większe planety, otoczone grubą warstwą gazów - Jowisz, Saturn, Uran i Neptun.
Powstanie Układu Słonecznego nie było czymś szczególnym. We wszechświecie bezustannie powstają nowe gwiazdy i ich układy. Astronomowie przypuszczają, iż wiele gwiazd posiada swoje planety. Na przykład obraz Gwiazdy Bernarda wydaje się zaburzony właśnie ruchem naturalnych satelitów. Obserwacje w podczerwieni wykazały, że dookoła jasnej gwiazdy Vega również znajduje się materia, która najprawdopodobniej jest jej układem planetarnym.
Jeśli teoria ta jest prawdziwa, to we wszechświecie znajduje się bardzo wiele układów planetarnych. Przy niewyobrażalnie wielkich liczbach opisujących kosmos, jest bardziej niż prawdopodobne, że istnieje wiele nieznanych nam ciał niebieskich podobnych do Ziemi - a na nich życie.
Dookoła Słońca krąży 9 planet. Największą jest Jowisz, najmniejszą - Pluton.
Okruch meteorytu Canyon Diablo, który zderzył się z Ziemią. W wyniku uderzenia na terenie dzisiejszej Arizony powstał krater.
Około pięćdziesięciu tysięcy lat temu w Arizonie powstał krater o średnicy 1,2 km.
Zdjęcie Saturna i jego pierścieni wykonane przez sondę kosmiczną Voyager 1. Kolor pomarańczowy to amoniak w stanie gazowym, natomiast kolor błękitny - amoniak w stanie stałym, krystalicznym.
Zdjęcie kawałka meteorytu w powiększeniu stanowi dowód na to, że planety Układu Słonecznego % powstały w wyniku § zbijania się materii w w coraz większe bryły.
Pluton - planeta najbardziej oddalona od Słońca - została odkryta dopiero w 1929 roku.
Warunkiem istnienia Ukfadu Słonecznego jest obecność Słońca.
Purpurową obręcz wokóf Słońca można zaobserwować jedynie podczas zaćmienia. Wokół niej widoczne są protuberancje, czyli ogromne masy gazu, głównie wodoru, wznoszące się na tysiące kilometrów nad powierzchnię Słońca.
Planety olbrzymy
Z perspektywy człowieka Ziemia jest bardzo duza. Ale na tle czterech największych planet Układu Słonecznego - Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna - jej rozmiary prezentują się bardzo skromnie.
Do roku 1999 Neptun będzie najbardziej oddaloną od Słońca planetą Układu Słonecznego. Będący zazwyczaj najdalej od Słońca Pluton znajduje się bowiem obecnie we wnętrzu jego orbity. Pluton jest niewielką, pokrytą lodem planetą - najmniejszą w naszym układzie planetarnym. W porównaniu z nim. piąta planeta Układu Słonecznego - Jowisz - jest prawdziwym olbrzymem, ze średnicą siedemnastokrotnie większą od średnicy Ziemi. Jego masa jest dwa i pół razy większa niż masa wszystkich pozostałych planet razem wziętych. Niewiele mniejszy od Jowisza jest Saturn, a jego charakterystyczną cechą jest system wspaniałych pierścieni otaczających planetę, możliwych do zaobserwowania z Ziemi przez teleskop. Uran i Neptun są znacznie mniejsze, ale i tak ich średnica czterokrotnie przewyższa ziemską.
Planety olbrzymy różnią się znacznie od planet tzw. grupy ziemskiej (Ziemia. Merkury. Wenus, Mars). Planety olbrzymy zwane również planetami jowiszowymi to ciała niebieskie o bardzo dużych masach i rozmiarach, ale małych gęstościach. Zbudowane są w przeważającej części z gazów, głównie wodoru i helu. W przeciwieństwie do nich, planety grupy ziemskiej posiadają małe masy i niewielkie rozmiary, ale za to dużą gęstość.
Odkrywanie planet
Jowisz i Saturn znane były już starożytnym astronomom. Świecą bardzo jasno na nocnym niebie i można je zobaczyć nawet gołym okiem. Uran i Neptun są tak odległe od Ziemi, że można je zobaczyć tylko za pomocą teleskopu, dlatego zostały odkryte stosunkowo późno - Uran w 1781 roku przez Williama Herschela. a Neptun przez Johanna Galie'a w 1846 roku. na podstawie obliczeń wykonanych przez Urbana J.J. Lewerriera. Współczesna astronomia wie niemal tyle samo o odległych planetach olbrzymach, co o trzech mniejszych, bliższych bliższych Ziemi ciałach niebieskich. Stało się to możliwe dzięki sondom badawczym NASA, które dotarły do planet zewnętrznych, pobrały próbki i wykonały tysiące dokładnych zdjęć. Szczególnie udana była misja Voyagera 2, dzięki której odkryto pierścienie wokół Jowisza, Urana i Neptuna oraz liczne nieznane dotąd księżyce tych planet.
Jowisz
Jowisz leży 778 min kilometrów od Słońca i potrzebuje prawie dwunastu lat na okrążenie gwiazdy. Przez teleskop widać na powierzchni Jowisza jasne i ciemne pasy. Jasne odpowiadają najprawdopodobniej obszarom wznoszenia się gazów, ciemne zaś - obszarom ich opadania. Składają się one z wielkiej ilości ciemnych i jasnych plam różnego kształtu, które uważa się za obłoki, przypominające ziemskie chmury. Chmury przyciągane są w ciemne miejsca w wyniku gwałtownej rotacji planety. Prędkość kątowa Jowisza jest bowiem największa spośród wszystkich planet układu - okres obrotu wokół osi nie przekracza 10 godzin..
Z bliska Jowisz zachwyca wspaniałym czerwo-nopomarańczowym kolorem. W atmosferze widoczne są wielkie zawirowania, z których największe to sławna „czerwona plama" o szerokości 13 i długości 32 tys. km, obserwowana przez astronomów już w drugiej połowie XVII wieku. Współcześni uczeni przyjmują, że tajemnicza plama jest ogromnym stacjonarnym wirem atmosferycznym.
Kamienno-żelazne jądro planety otoczone jest grubą warstwą atmosfery, ale tylko jej zewnętrzna warstwa o grubości 250 km znajduje się w stanie gazowym. W niższych warstwach wodór na skutek olbrzymiego ciśnienia staje się półpłynny, a w końcu przyjmuje postać metaliczną.
Jowisz stanowi centrum swojego własnego „układu planetarnego". Dotychczas doliczono się siedemnastu księżyców, z których cztery największe widoczne są z Ziemi przez teleskop amatorski. Należy do nich Ganimedes, który ze średnicą 5276 km, jest największym księżycem w całym Układzie Słonecznym. Najciekawszym satelitą Jowisza jest Io. Na jej powierzchni, przypominającej neapoli-tańską pizzę, znajdują się wciąż jeszcze aktywne wulkany wyrzucające stopioną siarkę. To właśnie tej swoistej lawie Io zawdzięcza swój piękny, intensywny żółtopomarańczowy kolor.
Saturn
Saturn jest drugą pod względem wielkości planetą Układu Słonecznego, o średnicy równikowej 120 tysięcy km i biegunowej 108 tysięcy km. To wyraźne spłaszczenie przy biegunach spowodowane jest szybką rotacją planety - jeden obrót wokół osi dokonuje się w ciągu 10 godzin i 14 minut. Saturn znajduje się dwa razy dalej od Słońca niż Jowisz i potrzebuje trzydziestu lat, aby obiec centrum układu. Jest wielką gazową kulą. tak lekką, że jako jedyna planeta, mógłby unosić się na wodzie. Na jego powierzchni widać owalne plamy, które są centrami gwałtownych zawirowań atmosferycznych, w których wiatr osiąga prędkość 1800 km/h.
Zewnętrzna średnica słynnych pierścieni Saturna wynosi 274000 km, ale ich grubość ocenia się tylko na kilkadziesiąt metrów. Z tego powodu pierścienie znikają dla ziemskich obserwatorów, gdy ustawione są do Ziemi krawędzią, co zdarza się raz na czternaście lat. Z Ziemi daje się wyróżnić trzy główne pierścienie. Najjaśniejszy jest pierścień środkowy B, oddzielony od pierścienia zewnętrznego A tak zwaną szczeliną Cassiniego. Pierścień wewnętrzny C jest blady i niemal przezroczysty. Zdjęcia wykonane przez sondy potwierdziły obecność jeszcze kilku pierścieni i ukazały, że poszczególne pierścienie w rzeczywistości zbudowane są z tysięcy cieniutkich pierścieni. Te pierścienie to tory ruchu skalnych i lodowych okruchów, krążących wokół planety z dużą prędkością, po orbitach leżących w płaszczyźnie jej równika.\
Saturn posiada co najmniej 23 księżyce. Największym z nich jest Tytan (średnica 5120 km), wyjątkowy w Układzie Słonecznym za względu na obecność grubej warstwy nieprzezroczystej atmosfery, zbudowanej z azotu, argonu i metanu.
Uran
Uran to trzecia pod względem wielkości planeta o średnicy 51800 km. Leży dwa razy dalej od Słoń ca niż Saturn, a jeden obieg wokół Słońca trwa 8Z lata. Niezwykłą cechą Urana jest znaczny, bo wynoszący aż 82 stopnie, kąt nachylenia równika dc płaszczyzny orbity, podczas gdy u większości planet jest on znacznie mniejszy.
Niebieskozielona barwa planety związana jes z obecnością metanu w wodoro-helowej atmosferze. Pod atmosferą znajduje się prawdopodobnie ocean gorącej wody i amoniaku. Voyager 2 odkry: ponadto 10 pierścieni otaczających planetę w płaszczyźnie równika i 10 nowych księżyców. Spośród pięciu dużych, już wcześniej znanych satelitów, najciekawsza okazała się Miranda (240 km średnicy). Jej powierzchnia jest bardzo niejednorodna co według astronomów jest najprawdopodobniej wynikiem zderzenia z innym ciałem niebieskim.
Neptun
Pod względem wielkości Neptun bardzo przypomina Uran - jego średnica jest tylko o 2 tysiące km mniejsza. Krąży w odległości 4,5 min km od Słońca, a pełny obieg dookoła Słońca zajmuje 165 lat.
Pierwsze dokładniejsze zdjęcia planety ukazały ciemnoniebieski glob z atmosferą, w której stwierdzono chmury i gwałtowne zawirowania. Równik otoczony jest przez dwa blade pierścienie. Oprócz dwóch widocznych z Ziemi księżyców Neptuna -Nereidy i Trytona - stwierdzono jeszcze obecność sześciu dodatkowych. Tryton, o średnicy 4400 km, jest nazimniejszym znanym miejscem Układu Słonecznego. Panuje na nim temperatura -236°C. Różowawa powierzchnia Trytona usiana jest „wulkanami" wyrzucającymi z siebie ciekły i lotny azot, który zamarza, tworząc niesamowite krajobrazy.
Kąt nachylenia równika Urana do jego orbity jest tak duży, że wiruje on jakby na boku. Jako że obrót Urana dookoła Słońca trwa 84 lata, na każdym z biegunów przez 42 lata panuje noc polarna.
Ganimedes, największy księżyc Jowisza i całego Układu Słonecznego, jest większy od Merkurego.
Na Jowiszu jasne strefy są obszarami wysoko unoszącego się gazu. Ciemne pasy to obszary chłodniejsze.
Słynna „czerwona plama" (w lewym górnym rogu) na Jowiszu jest zawirowaniem w rodzaju gigantycznego cyklonu.
Merkury, Mars i Wenus
Ziemia jest jedną z czterech podobnych do siebie planet, które krążą w wewnętrznych sferach Układu Słonecznego. Pozostałe trzy to Merkury, Wenus i Mars. Dwie pierwsze krążą bliżej Słońca niż Ziemia, orbita Marsa jest większa niż ziemska.
Merkury, Mars i Wenus, podobnie jak Ziemia, zbudowane są ze skał. Dlatego też często nazywane są planetami typu ziemskiego, w odróżnieniu od mniej gęstych planet-olbrzymów, nazywanych jowiszowymi.
Okresowo pojawia się na niebie jasny Mars. Łatwo można go rozpoznać, dzięki czerwonawo-pomarańczowemu kolorowi, któremu też zawdzięcza on przydomek „Czerwona Planeta". Znacznie trudniej wyśledzić na niebie Merkurego, ponieważ zawsze znajduje się zbyt blisko Słońca. Można go obserwować jedynie wieczorem i rano, nisko nad horyzontem, ale wtedy promienie odbite od Merkurego muszą przejść przez grubą warstwę ziemskiej atmosfery i dlatego obraz planety ulega znacznej deformacji.
Merkury, ze średnicą 4878 km zajmuje przedostatnie miejsce wśród planet naszego układu. Mniejszy od niego jest już tylko Pluton. Merkury krąży w odległości 59 min km od Słońca, tj. w połowie drogi między Ziemią a Słońcem. Jeden obieg dookoła gwiazdy centralnej zajmuje Merkuremu tylko 88 ziemskich dni, natomiast obrót dookoła własnej osi aż 59 ziemskich dni. W wyniku tej wolnej rotacji każde miejsce na powierzchni Merkurego jest nieprzerwanie oświetlone światłem słonecznym przez 3 miesiące. Z powodu tak długiego nagrzewania temperatury na „dziennej" stronie planety dochodzą do 425°C - w takiej temperaturze topi się ołów. W tym samym czasie po przeciwnej stronie planety temperatura spada do -173°C. Powierzchnia Merkurego usiana jest kraterami wyżłobionymi przez deszcze meteorytów.
Tajemnicza Wenus
Średnica Wenus jest niewiele mniejsza od ziemskiej i wynosi 12104 km. Planeta ta potrzebuje 225 dni na okrążenie Słońca, od którego znajduje się w odległości 108 min kilometrów, i aż 243 dni na pełny obrót dookoła własnej osi. Sprawia to, że wenusjańska doba jest dłuższa niż wenusjański rok. Inną osobliwością Wenus jest kierunek obrotu. Wenus wiruje zgodnie z ruchem wskazówek zegara, podczas gdy wszystkie pozostałe planety poruszają się w kierunku przeciwnym.
Wenus to najbliższy planetarny sąsiad Ziemi, najmniejsza odległość na jaką zbliża się do Ziemi to 42 min km. Mimo tak bliskiego sąsiedztwa, Wenus jest krańcowo różna od naszej planety. Korzystne przedziały temperatur oraz bogata w tlen i azot atmosfera umożliwiły rozwój życia na Ziemi. Panujące na Wenus warunki wykluczają taką możliwość. Średnia temperatura powietrza przekracza 475°C, a atmosfera z dużą zawartością dwutlenku węgla i 90-krotnie wyższym niż ziemskie ciśnieniem jest zabójcza dla organizmów żywych, przynajmniej takich, jakie potrafimy sobie wyobrazić. Na domiar złego nad powierzchnią planety unoszą się chmury kwasu siarkowego.
Wartość temperatury panującej na Wenus jest tak wysoka z powodu znanego również na Ziemi efektu cieplarnianego. Atmosfera bogata w dwutlenek węgla przepuszcza długofalowe promieniowanie słoneczne ku powierzchni planety. Fale odbijają się od podłoża i zamieniają na krótkofalowe promieniowanie podczerwone, czyli ciepło - zatrzymywane przez atmosferę. Grube warstwy chmur stale unoszą się nad Wenus, uniemożliwiając obserwację jej powierzchni przez teleskop.
Zdjęcia wykonane przez rosyjską sondę kosmiczną ukazały oczom ziemskich badaczy kamienistą powierzchnię Wenus. Zdjęcia nadesłane przez sondę Magellan pokazały, że jest ona pokryta kraterami, na których widoczne są ślady wystygłej lawy. Około 79% powierzchni planety stanowią równiny, spośród których wyrastają jedynie dwie wyżyny przypominające nieco ziemskie kontynenty. Jedna, nazwana Ziemią Afrodyty, leży na równiku i ma powierzchnię zbliżoną do powierzchni Ameryki Południowej. Druga z wyżyn - położona na północnych szerokościach Ziemia Isztar -jest mniejsza, ma powierzchnię mniej więcej równą powierzchni Australii.
Mars - Czerwona Planeta
Mars jest dużo mniejszy od Ziemi. Jego średnica wynosi jedynie 6794 km. Promień jego obrotu dookoła Słońca ma średnio 228 min km, a pełny obieg po tej orbicie trwa 687 ziemskich dni. Na pierwszy rzut oka Mars bardzo przypomina Ziemię. Na biegunach widoczne są lodowe czapy, jest atmosfera, a obrót dookoła własnej osi jest niemal równy ziemskiej dobie. Oś Marsa jest nieco przesunięta, więc również tam istnieje coś takiego jak ziemskie pory roku. Wszystkie te podobieństwa pozwalały niegdyś przypuszczać, iż na Marsie może być również życie. Poza tym Mars ma też dwa księżyce -większy Fobos i mniejszy Deimos.
Temperatura na Marsie jest znacznie niższa niż na Ziemi. W okolicach równika jest najcieplej i czasami dochodzi ona do 0°C jednak na biegunach spada do -140°C w zimie. Atmosfera składa się głównie z dwutlenku węgla, a jej ciśnienie jest stokrotnie niższe niż na Ziemi. Nie ma na Marsie wody w stanie ciekłym. Są jedynie czapy lodowe na biegunach i śladowa wilgotność w powietrzu. Amerykańskie sondy typu Viking odkryły unoszące się nad zagłębieniami obłoki mgły. Uczeni podejrzewają, że powstają one rano, kiedy pod wpływem słońca paruje wieczna zmarzlina. Po południu, kiedy słońce zachodzi, mgła opada w postaci mikroskopijnych kryształków lodu. Innym charakterystycznym elementem klimatu marsjań-skiego są silne wiatry wiejące mimo cienkiej warstwy atmosfery. Wiatr unosi z powierzchni czerwony pyl, dzięki czemu nawet niebo na Marsie ma różowawe zabarwienie.
Również powierzchnia Marsa usiana jest kraterami, których część powstała w wyniku zderzeń z meteorami, a część jest efektem aktywność wulkanicznej planety. Na równiku, na wschód od krainy wielkich, wygasłych już wulkanów, wśróc których najwyższy, Olimp, ma 25 kilometrów wy sokości i 600 km średnicy, u podstawy znajduje się ogromne rozpadliny, zwane kanionami. Największa z nich to tak zwana Dolina Marinerów mc prawie pięć tysięcy kilometrów długości i 120 kilometrów szerokości, a jej głębokość ocenia się m 3 do 6 kilometrów.
Wschód słońca nad Marsem ujawnia mgłę w kanionach. Zdjęcie to, ukazujące obszar o średnicy 100 km, jest dowodem na występowanie wody na Marsie. Widoczna mgła to prawdopodobnie wodno-lodo-we chmury. Kaniony powstały zapewne wskutek erozyjnej działalności cieków wodnych płynących tu w przeszłości.
Na tym komputerowym zdjęciu jednej z półkul Marsa lekkie odchylenie od typowego dla tej planety czerwonego koloru zostało znacznie uwypuklone. Widoczne na zdjęciu okręgi to ogromne marsjańskie wulkany. Największy, Olimp, wznosi się na wys. 25 km ponad po- wierzchnię planety.
Sztucznie barwione zdjęcie Wenus. Ciemne i jasne smugi wskazują na cyrkulację powietrza. W okolicach biegunów układają się one w charakterystyczny wzór stwarzający wrażenie szybkiej rotacji.
Powłoka wodna uchroniła Ziemię przed losem „suchej" Wenus. W przeciwieństwie do Wenus powierzchnia Ziemi może być obserwowana z kosmosu, dzięki temu, że otoczona jest przejrzystą atmosferą.
Nałożenie się 88-dniowego roku i 59-dniowej doby doprowadziło do powstania ciekawego efektu. Dany punkt na powierzchni Merkurego znajduje się mniej więcej w tym samym położeniu w stosunku do gwiazd co 59 dni, Słońce pojawia się jednak nad nim dopiero po 176 dniach. W momencie kiedy Merkury znajduje się najbliżej Słońca (w pery-helium), jego ruch po orbicie jest szybszy niż ruch dookoła własnej osi, co daje efekt dwóch wschodów i zachodów słońca.
Powierzchnia Merkurego przypomina krajobraz Księżyca. Brak tu jednak ciemniejszych plam, zwanych morzami.
Ziemia i Księżyc
Przywiązane do siebie siłą grawitacji. Ziemia i jej jedyny naturalny satelita - Księżyc - przemieszczają się razem w kosmosie. Pełny obieg Księżyca po orbicie okołoziemskiej trwa około miesiąca.
Księżyc to najbliższe Ziemi ciało niebieskie. Średnia odległość naszej planety od jej jedynego naturalnego satelity wynosi zaledwie 385 tysięcy kilometrów. Księżyc widoczny jest z Ziemi tylko dlatego, że świeci światłem odbitym od Słońca. Ze względu na zmieniające się położenie Księżyca względem Słońca, widziany z Ziemi satelita zdaje się zmieniać swój kształt - od wąziutkiego rogalika do regularnego okręgu i z powrotem. Cały ten cykl zamyka się w czasie zwanym miesiącem księżycowym, a poszczególne fazy oświetlenia noszą nazwę faz Księżyca.
O Księżycu wiemy więcej niż o jakimkolwiek innym ciele niebieskim, ponieważ ludziom udało się wylądować na jego powierzchni i zbadać ją. Zawdzięczamy to amerykańskiemu programowi kosmicznemu Apollo, w ramach którego astronauci pomiędzy lipcem 1969 roku i grudniem 1972 roku sześciokrotnie lądowali na Księżycu.
Podwójna planeta
Jak na naturalnego satelitę. Księżyc jest stosunkowo duży w porównaniu z Ziemią. Jego średnica wynosi 3476 km, co stanowi jedną czwartą ziemskiej średnicy (12756 km). Większość naturalnych satelitów Układu Słonecznego to niewielkie, w porównaniu z macierzystymi planetami, ciała niebieskie. Największy satelita Jowisza. Ganimedes, ma wielkość równą tylko 1/25 wielkości planety.
Z tego powodu wielu uczonych skłonnych jest traktować Ziemię i Księżyc jako podwójny układ planetarny. Jako uzasadnienie przytaczają fakt, że wielkość Księżyca równa jest połowie wielkości Plutona i jest on niewiele mniejszy od Merkurego.
Choć Księżyc jest ogromny jak na satelitę, jego masa stanowi tylko 1/18 masy Ziemi. Stąd siła grawitacji na Księżycu jest sześciokrotnie mniejsza niż na Ziemi. Mimo to, bardzo wyraźnie odczuwamy jej wpływ na Ziemi - to ona decyduje o powstawaniu pływów morskich, oraz wpływa na hamowanie ruchu obrotowego naszej planety. Badania paleontologiczne wykazują, że 500 min lat temu Ziemia potrzebowała zaledwie 21 godzin na pełny obrót dookoła własnej osi. Wirowała więc znacznie szybciej. Długość ziemskiej doby wzrasta 0 0,001 sekundy na stulecie.
Wnętrze
Ziemia i Księżyc, podobnie jak sąsiednie planety - Merkury, Wenus i Mars - mają podobną budowę. Przypominają kule i są zbudowane ze skał. W przekroju poprzecznym Ziemi i Księżyca można wyróżnić kilka warstw - w samym środku znajduje się bogate w żelazo jądro, powyżej gęsty płaszcz zbudowany z półpłynnych skał, a całość okrywa sztywna, ale nie tak gęsta jak płaszcz, skorupa.
Skorupa ziemska, zwana również litosferą, jest cieńsza niż skorupa Księżyca. Pod oceanami jej grubość wynosi zaledwie 10 kilometrów. Tradycyjnie w budowie litosfery wyróżnia się bogaty w krzem (Si) i glin (Al) sial oraz salsimę, w której oprócz skaleni występuje dużo augitu i magnezu (Mg). Warstwa sialu nie tworzy jednolitej powłoki, lecz rozpada się na oddzielne bloki, zwane krami sialu, lub blokami kontynentalnymi. Bloki te są niejako zanurzone w znajdującej się pod nimi
gęstszej salsimie lub simie, czyli bogatej w krzem i magnez górnej części płaszcza. Wynika z tego jeszcze jedna różnica w budowie Ziemi i Księżyca. Księżycowy płaszcz jest sztywny na całej swojej grubości, podczas gdy górna część płaszcza ziemskiego zachowuje się plastycznie. Co więcej, płyty kontynentalne przesuwają się w różnych kierunkach. Jako pierwszy zwrócił na to uwagę A. Wege-ner. Teorią wędrówek kontynentów tłumaczył on fałdowanie skorupy ziemskiej, współczesny układ łańcuchów górskich, podobieństwo wschodnich i zachodnich zarysów wybrzeży Atlantyku, współczesne rozmieszczenie gatunków roślin i zwierząt, a także rozmieszczenie niektórych typów osadów geologicznych i geologiczne zmiany klimatu.
Kształtowanie powierzchni
Wędrówka kontynentów, według obecnego stanu naszej wiedzy, była główną siłą kształtującą powierzchnię Ziemi, nie ma to jednak żadnego odniesienia do kształtowania powierzchni Księżyca. Głównym czynnikiem rzeźbotwórczym na Księżycu okazały się meteoryty. Spadały one na jego powierzchnię z dużymi prędkościami i wybijały na niej cyrki kraterowe różnej wielkości. W taki sam sposób powstały ogromne kotliny koliste, które później wypełniły się stopioną wskutek uderzenia lawą, a dziś nazywane są przez astronomów „morzami", ponieważ obserwowane z Ziemi przypominają nieco wyglądem ziemskie oceany. Nawet gołym okiem można to zjawisko obserwować z Ziemi. Jaśniejsze plamy to starsze fragmenty powierzchni, natomiast ciemne to właśnie „morza", na których jest mniej kraterów. Tak naprawdę jednak, na Księżycu nie ma wody.
Układ ciemnych i jasnych plam widocznych na Księżycu wciąż pozostaje taki sam dla ziemskiego obserwatora, ponieważ z Ziemi widać tylko jedną stronę Księżyca. Dzieje się tak dlatego, że Księżyc obraca się bardzo wolno wokół swojej osi. Pełny obrót Księżyca trwa dwadzieścia siedem i pół dnia, tzn. tyle samo, ile zajmuje mu obiegnięcie Ziemi dookoła. Wrażenie „przesuwania się" Księżyca po nocnym niebie nie jest spowodowane jego ruchem, lecz ruchem obrotowym Ziemi wokół własnej osi.
Woda i powietrze
Na Księżycu nie tylko nie ma wody, nie ma też powietrza. Grawitacja Księżyca jest zbyt słaba, by utrzymać przy nim gazową atmosferę. Brak atmosfery sprawia, że Księżyc pozbawiony jest warstwy izolującej, która chroniłaby go przed promieniowaniem słonecznym. Dlatego w ciągu trwającego dwa tygodnie „dnia księżycowego" temperatura powierzchni rośnie do 120°C, w nocy zaś, ponieważ ciepło nie jest zatrzymywane przez atmosferę, spada do -180 stopni Celsjusza.
W porównaniu z suchym Księżycem, Ziemia jest bardzo wilgotna. Siedemdziesiąt procent powierzchni Ziemi stanowią morza i oceany. Dzięki temu, że Ziemia ma znacznie większą masę, ma też znacznie silniejsze pole grawitacyjne, które przytrzymuje wokół niej otoczkę gazową, czyli atmosferę. Atmosfera działa jak koc, który w ciągu dnia chroni przed przegrzaniem, w ciągu nocy zaś przed zbytnim oziębieniem. Dzięki atmosferze temperatura na Ziemi jest bardziej stała niż na Księżycu, to znaczy nie ulega tak drastycznym wahaniom dobowym.
Atmosfera ziemska składa się z wielu gazów, głównie z azotu (około 78%) i tlenu (około 21%). Obecność tlenu w ziemskiej atmosferze powiązana z obecnością wody na powierzchni umożliwiła rozwój życia na Ziemi. Na pozbawionym wody i atmosfery Księżycu życie nie mogło się rozwinąć.
Woda i powietrze odgrywają również zasadniczą rolę w procesie kształtowania powierzchni Ziemi. To one są główną przyczyną erozji, czyli procesu rozkładu skał decydującego o kształcie krajobrazu. Płynące w stronę morza rzeki, uderzenia fal morskich, niszcząca siła lodu (zamarzniętej wody), niesione przez wichry piaski - wszystkie te potężne siły potrafią, raz szybciej raz wolniej, rozbić najtwardszy nawet głaz w pył.
Ciągłe zmiany na powierzchni Ziemi świadczą o tym, że jest ona wciąż geologicznie młoda. Jedynie niektóre skały na powierzchni powstały dawniej niż przed 1,5 min lat, podczas gdy sama planeta ma już około 4,6 min lat. Powierzchnia Księżyca natomiast, gdzie nie stwierdza się już żadnej aktywności geologicznej, jest znacznie starsza. Od trzech milionów lat niewiele się tam zmieniło.
Dno oceanów to jednocześnie górna warstwa skorupy ziemskiej. Przekrój przez skorupę pokazuje płyty tektoniczne, których ruch odpowiedzialny jest za powstawanie gór i towarzyszące im trzęsienia ziemi.
Zapis sejsmografów pozostawionych na Księżycu porównano z zapisem zarejestrowanym na Ziemi. Widoczny na zapisie księżycowym wstrząs spowodowany był zderzeniem z meteorytem około 100 km od sejsmografu.
Kula ziemska ma kilka warstw. Na zewnątrz leży warstwa skorupy ziemskiej, pod nią tzw. płaszcz, w którym pływa magma - półpłynna skała. Ciśnienie wewnątrz jądra Ziemi jest tak wielkie, że trudno ocenić, co się tam dzieje. Prawdopodobnie znajdują się tam niezwykle twarde struktury niespotykane na powierzchni.
Ten stary krater,średnicy 80 km, znajduje się na niewidocznej stronie Księżyca. Młodsze kratery są zwykle mniejsze mniej zbombardowane przez pomniejsze meteoryty.
Na zdjęciu satelitarnym Arabii Saudyjskiej widać piaszczyste wydmy i doliny rzek, oraz wyraźnie ślady erozji wodnej. Taka fotografia wystarczyłaby, żeby wydedukować obecność atmosfery i wody na Ziemi.
Najbliższymi sąsiadami Ziemi w kosmosie są Księżyc i Wenus. Kształt obserwowanego z Ziemi Księżyca zmienia się od cieniutkiego rogalika do pełnej, okrągfej tarczy, w zależności od tego, na jaką część widocznej z Ziemi strony Księżyca pada światło słoneczne.