ΧΟΡΗΓΟΙ

Το Ηλιακό Σύστημα


του Δημήτρη Νικολαΐδη

 

Προϊστορία.

Χρονική στιγμή 5,0 – 5,5 δισεκατομμύρια χρόνια πριν.

Από την κατακλυσμιαία έκρηξη κάποιου υπερκαινοφανούς στην σημερινή αστρική γειτονιά μας, ένα τρομακτικής έντασης κρουστικό κύμα ξεσπά και κατακλύζει τον μέσο - αστρικό χώρο. Λόγω της τρομακτικής πίεσης του ωστικού κύματος από την έκρηξη, ένα συμπύκνωμα ύλης, που συμπτωματικά μπορεί να είχε μεγαλύτερη πυκνότητα από την υπόλοιπη μέσο – αστρική ύλη, αρχίζει να κινείται και κάτω από την δύναμη της βαρύτητας λαμβάνει χώρα μεγαλύτερη συγκέντρωση ύλης λόγω της έλξης που εξασκεί στα γειτονικά άτομα.

Ένα γνωστό φαινόμενο όμως ξεκινάει τώρα : η σύγκρουση των ατόμων προκαλεί την αύξηση της κινητικής τους ενέργειας. Η αύξηση όμως της κινητικής ενέργειας έχει σαν επακόλουθο την αύξηση της θερμοκρασίας. Οι συγκρούσεις των ατόμων τώρα γίνονται όλο και πιο συχνές καθώς η πυκνότητα αυξάνει (ο αριθμός των ατόμων που συνεχώς έλκονται στο νέφος) και η θερμοκρασία και αυτή με την σειρά της αυξάνεται και ανεβαίνει διαρκώς. Τα άτομα διεγείρονται και το αέριο φωτοβολεί στο χαρακτηριστικό μήκος κύματος του Υδρογόνου.

Η μετατροπή της βαρυτικής ενέργειας σε θερμότητα  συνεχίζεται για ένα πολύ μεγάλο χρόνο και το συμπύκνωμα γίνεται ολοένα θερμότερο και πυκνότερο. Οι ηλεκτρονικοί φλοιοί των ατόμων έρχονται σε επαφή. Όταν η συνολική μάζα του συμπυκνώματος είναι μικρή, όπως για παράδειγμα η μάζα του Δία, η απωστική δύναμη μεταξύ των ατόμων, εξισορροπεί την βαρυτική δύναμη που τείνει να τα συνθλίψει . Αν η μάζα όμως του συμπυκνώματος είναι μεγάλη και φτάσει η τιμή της, σε μια τιμή αντίστοιχη του 0,6-0,8 της σημερινής Ηλιακής μάζας, τότε η βαρυτική δύναμη επιμένει, τα άτομα διεισδύουν το ένα μέσα στο άλλο και η τεράστια θερμοκρασία, αποδεσμεύει τα ηλεκτρόνια από τους πυρήνες, αφού η ηλεκτρομαγνητική δύναμη που συγκρατεί τα ηλεκτρόνια,  δεν είναι πλέον ικανή να τα συγκρατήσει στις καθορισμένες τροχιές τους.

Από τις συγκρούσεις των σωματιδίων και την ταχύτατη μετακίνηση των ηλεκτρονίων ανάμεσα στους γυμνούς πυρήνες, εκλύονται τεράστιες ποσότητες φωτός. Το μήκος κύματος του φωτός που εκπέμπεται δεν είναι αντιστοιχεί πλέον στο χαρακτηριστικό μήκος κύματος του υδρογόνου. Αρχικά εκπέμπεται στην περιοχή των ραδιοσυχνοτήτων και του υπέρυθρου, όμως καθώς αυξάνεται η ενέργεια των φωτονίων μετατοπίζεται στο ορατό ερυθρό μήκος του φάσματος και προδίνοντας την ύπαρξη του, ένα άστρο γεννιέται.

 

 

Σύνθεση
Το ηλιακό πλανητικό μας σύστημα απαρτίζεται από τα εξής σώματα:
Τον Ήλιο
Το αστέρι κιτρινωπού χρώματος που βρίσκεται στο κέντρο του συστήματος μας και αποτελείται από αέριο υδρογόνο (H) και ήλιο (He) και στο οποίο είναι συγκεντρωμένο το μεγαλύτερο μέρος της μάζας του πλανητικού μας συστήματος. 
Τους Πλανήτες

Η σειρά των πλανητών από τον ήλιο προς το εξωτερικό του συστήματος είναι η εξής: Ερμής, Αφροδίτη, Γη, Άρης, Δίας, Κρόνος, Ουρανός, Ποσειδώνας. Οι πλανήτες κατατάσσονται σε δύο κατηγορίες, τους βραχώδεις και τους αέριους ή δίιους πλανήτες.
Τους Πλανήτες – Νάνους
Όπου σύμφωνα με τη συνέλευση της Διεθνούς Αστρονομικής Ένωσης το 2006, κατατάσσονται οι: Δήμητρα, Πλούτωνας και η Έριδα της ζώνης Kuiper.
Τους Δορυφόρους των πλανητών.

Τους Αστεροειδείς
Τους Κομήτες


Όρια του Ηλιακού Συστήματος
Τελικό σύνορο του Συστήματος είναι το Νέφος Oort. Είναι παρόμοιο με τη Ζώνη Kuiper όσον αφορά τα σώματα που το αποτελούν, βρίσκεται όπως πολύ πιο μακριά (στις 50.000-100.000 AU) και σχηματίζει σφαίρα που περικλείει το Ηλιακό Σύστημα. Από εκεί προέρχονται οι κομήτες με μεγάλες περιόδους, όπως ο κομήτης του Halley. Τυπικά, το όριο του Ηλιακού Συστήματος είναι εκεί που η βαρύτητα του Ήλιου παίζει μικρότερο ρόλο από τη βαρύτητα άλλων σωμάτων ή του Γαλαξία, δηλαδή περίπου στα μισά της απόστασης μέχρι το πιο κοντινό άστρο. Εναλλακτικά, το Ηλιακό Σύστημα τελειώνει εκεί που το μαγνητικό πεδίο του Γαλαξία γίνεται ισχυρότερο από το μαγνητικό πεδίο του Ηλίου, και δημιουργείται κρουστικό κύμα του ηλιακού ανέμου (Ηλιόπαυση).

Ηλικία

Από τη μελέτη γήινων, σεληνιακών και μετεωριτικών δειγμάτων είμαστε σε θέση να γνωρίζουμε σήμερα ότι η ηλικία του ηλιακού μας συστήματος είναι περίπου 4.5 δισεκατομμύρια χρόνια.

Γενικά χαρακτηριστικά
Η κατανομή της μάζας και της στροφορμής.

To 99% της μάζας του συστήματος είναι συγκεντρωμένο στον ήλιο, ενώ το 97% της στροφορμής είναι κατανεμημένο στους πλανήτες του συστήματος.

Η περιφορά των πλανητών γύρω από τον Ήλιο.

Η περιφορά των πλανητών γίνεται σε σχεδόν κυκλικές τροχιές (μικρής εκκεντρότητας) τα επίπεδα των οποίων σχεδόν συμπίπτουν (ομοεπίπεδες τροχιές). Χρησιμοποιώντας σαν επίπεδο αναφοράς το επίπεδο της τροχιάς της Γης (εκλειπτική), παρατηρούμε ότι η κλίση των επιπέδων των τροχιών των άλλων πλανητών είναι μικρότερη των 10 μοιρών. Ακόμα, όλοι οι πλανήτες περιφέρονται κατά την ορθή φορά γύρω από τον Ήλιο (κατά την ανάδρομο δηλαδή φορά των δεικτών του ρολογιού). Κατά την ίδια φορά περιστρέφεται και ο Ήλιος γύρω απ’ τον άξονά του.

Η περιστροφή των πλανητών γύρω από τον άξονά τους.

Η περιστροφή των πλανητών γύρω απ’ των άξονά τους ο οποίος παρουσιάζει λόξωση ολίγων μοιρών, σχηματίζει δηλαδή γωνία με τη κάθετο στο επίπεδο της τροχιάς του κάθε πλανήτη. Εξαίρεση στη μικρή γενικά λόξωση του άξονα περιστροφής (3 έως 28 μοίρες) αποτελεί ο πλανήτης Ουρανός του οποίου ο άξονας περιστροφής είναι τόσο κεκλιμένος (98 μοίρες) ώστε να συμπίπτει σχεδόν με το επίπεδο της τροχιάς του. Οι περισσότεροι πλανήτες με εξαίρεση την Αφροδίτη και τον Ουρανό περιστρέφονται γύρω απ’ τον άξονά τους κατά την ορθή φορά (όμοια δηλαδή με τον Ήλιο), ενώ η περίοδος περιστροφής τους (με εξαίρεση τον Ερμή και την Αφροδίτη) κυμαίνεται μεταξύ 10 και 25 ωρών.

Η χημική σύσταση των πλανητών.

Η χημική σύσταση των πλανητών που αποτελείται σε γενικές γραμμές από υλικά τριών ειδών:
·   Πετρώδη όπως Fe και διάφορα οξείδια του σιδήρου, Si, Mg, Al, Ca κ.α.
·   Πάγοι από H2O, ΝΗ3, CH4

·   Αέρια, κυρίως Η και Ηe

Τα δορυφορικά συστήματα των πλανητών.

Που αποτελούν μικρογραφίες του ηλιακού μας συστήματος, ιδιαίτερα στην περίπτωση των μεγάλων πλανητών, με ορθές και ανάδρομες φορές κλπ.

Οι αστεροειδείς και οι κομήτες.

Οι οποίοι αριθμούν εκατομμύρια (χαρακτηριστική τάξη μεγέθους 1km) και οι οποίοι αποτελούνται από πετρώδη υλικά (αστεροειδείς) ή πάγους (κομήτες), που βρίσκονται συγκεντρωμένοι στην Κύρια Ζώνη των Αστεροειδών (μεταξύ Άρη και Δία), στην Ζώνη του Kuiper και στο Νέφος του Oort. Οι αστεροειδείς αφθονούσαν κατά τα πρώτα στάδια της δημιουργίας του ηλιακού συστήματος όπως προκύπτει από τη μελέτη των κρατήρων στην Γη, την Σελήνη, τον Ερμή, τον Άρη και σε δορυφόρους άλλων πλανητών.
Είναι λοιπόν εμφανές πως κάθε θεωρία δημιουργίας του πλανητικού μας συστήματος θα πρέπει, για να είναι επιτυχής και αποδεκτή, να ερμηνεύει όλες τις παραπάνω χαρακτηριστικές του ιδιότητες.

 

Ήλιος
Το αστέρι κιτρινωπού χρώματος που βρίσκεται στο κέντρο του συστήματος μας και αποτελείται από αέριο υδρογόνο (H) και ήλιο (He) και στο οποίο είναι συγκεντρωμένο το μεγαλύτερο μέρος της μάζας του πλανητικού μας συστήματος.
Ο Ήλιος είναι μια θερμή σφαίρα αερίων στο εσωτερικό της οποίας γίνονται θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Αποτέλεσμα των αντιδράσεων είναι η παραγωγή ενέργειας η οποία ύστερα από εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια φτάνει στην επιφάνεια του ήλιου και στη συνέχεια μόλις σε 8,3 λεπτά φτάνει στη γη. Tο μεγάλο ενδιαφέρον που παρουσιάζει η μελέτη του ήλιου καθώς και οι ειδικές συνθήκες παρατήρησης του, δημιούργησαν έναν ιδιαίτερο κλάδο της αστροφυσικής, την ηλιακή φυσική. Βέβαια το γεγονός ότι ο ήλιος βρίσκεται κοντά στη γη μας κάνει πολλές φορές να ξεχνάμε ότι είναι και αυτός ένας αστέρας από τους δισεκατομμύρια του γαλαξία μας που βλέπουμε με γυμνό μάτι στο νυχτερινό ουρανό. Έτσι τα συμπεράσματα από τη μελέτη του μπορούμε να τα γενικεύσουμε για ένα πολύ μεγάλο πλήθος αστέρων.

Βασικά χαρακτηριστικά του Ηλίου

Μάζα: 332.830 γήινες μάζες
Μέση πυκνότητα: 1.410 gm/cm3

Περίοδος περιστροφής: 25 έως 36 μέρες
Μέση θερμοκρασία επιφανείας: 6.000°C
Ηλικία: 4.5 δις χρόνια
Ακτίνα Ήλιου: 108,97 γήινες ακτίνες
Χημική Σύσταση: Υδρογόνο 70.5%, Ήλιο 28.2%, Μέταλλα (O, Fe, C) 1.3%
Φασματικός τύπος: G2V (Κύρια ακολουθία)

 


Δομή του Ηλίου
Ό Ήλιος αποτελείται από τα εξής μέρη
Α) Τον πυρήνα με ακτίνα 0,25 της ηλιακής ακτίνας με θερμοκρασία 1,5x107 Κ όπου γίνονται οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης του υδρογόνου σε ήλιο οποίες αποτελούν την κύρια πηγή ενέργειας του ήλιου.
Β) Τη ζώνη ακτινοβολίας πάχους 0,60 ακτίνες ηλίου που περιβάλει τον πυρήνα και στην οποία μεταφέρεται η ενέργεια με την μορφή ακτινοβολίας.
Γ) Τη ζώνη μεταφοράς πάχους 0,15 ακτίνες ηλίου όπου δημιουργούνται φαινόμενα στροβιλισμού από τα ρεύματα μεταφοράς και έτσι η ενέργεια διαδίδεται προς τα έξω με μεταφορά της ύλης.
Δ) Τη φωτόσφαιρα πάχους 500 Km πάνω στην οποία παρατηρούνται φαινόμενα όπως οι κόκκοι, οι κηλίδες και οι πυρσοί και αποτελεί τον ορατό δίσκο του ήλιου. Ακριβέστερα, είναι το θερμό αδιαφανές κέλυφος που παράγει το παρατηρούμενο συνεχές φάσμα του ήλιου και αρχίζει ακριβώς μετά τη ζώνη μεταφοράς. Η φωτόσφαιρα έχει κοκκώδη υφή σαν την επιφάνεια ενός παχύρρευστου υγρού που βράζει. Κάθε μια από τις φυσαλίδες-κόκκους της φωτόσφαιρας έχει ακανόνιστο σχήμα με μέση διάσταση 2.000 km. το φαινόμενο αυτό ονομάζεται φωτοσφαιρική κοκκίαση και οφείλεται σε ανοδικά ρεύματα ζεστών αερίων που σχηματίζονται στη βάση της φωτόσφαιρας.
Ε) Τη χρωμόσφαιρα που έχει χρώμα κοκκινωπό και εκτείνεται σε ύψος 10.000-15.000 km. Εκεί παρατηρούνται οι προεξοχές και σε αυτή την περιοχή οφείλονται οι σκοτεινές γραμμές του φάσματος απορρόφησης του ήλιου. Το κοκκινωπό χρώμα της προέρχεται από την εκπομπή ακτινοβολίας από τη γραμμή Ηa του ουδέτερου υδρογόνου. Η πυκνότητα της χρωμόσφαιρας είναι χίλιες φορές μικρότερη από αυτή της φωτόσφαιρας και αυτός είναι ο λόγος που είναι διαφανής στο φως.
Στ) Το στέμμα που εκτείνεται προς το μεσοπλανητικό χώρο χωρίς να έχει σταθερή μορφή. Από το 1930 με το στεμματογράφο Lyot μπορεί να παρατηρηθεί κάθε στιγμή και όχι όπως πριν μόνο κατά την διάρκεια των ηλιακών εκλείψεων. Η λαμπρότητα του στέμματος είναι αντίστοιχη με αυτή της πανσελήνου. Το φάσμα του στέμματος έχει κάποιες λαμπρές γραμμές που αποτελούσαν μυστήριο για πολλά χρόνια μια και δεν μπορούσαν οι αστρονόμοι να καταλάβουν ποιο στοιχείο μπορεί να τις προκαλεί. Τελικά αποδείχτηκε ότι προέρχονταν από έντονα ιονισμένα άτομα στοιχείων, ο ιονισμός των οποίων οφείλεται στην εξαιρετικά υψηλή θερμοκρασία του στέμματος.

 

Πηγές ενέργειας του Ηλίου
Στον ήλιο και σε όλους τους αστέρες η ενέργεια παράγεται από την πυρηνική σύντηξη. Στην τωρινή φάση της ζωής του ήλιου από το υδρογόνο που υπάρχει στον πυρήνα του μέσω της πυρηνικής σύντηξης παράγεται ήλιο. Η αντίδραση αυτή γίνεται καθώς πρωτόνια συγκρούονται και δημιουργούν πυρήνες ηλίου ενώ ταυτόχρονα απελευθερώνεται ενέργεια με τη μορφή ακτίνων – γ και νετρίνων. Η συγκεκριμένη αντίδραση ονομάζεται αλυσίδα πρωτονίου - πρωτονίου (p-p) και απελευθερώνει ενέργεια 4,2x10-12 J για τη δημιουργία ενός πυρήνα ηλίου. Για να δικαιολογηθεί η φωτεινότητα του ήλιου θα πρέπει ηλιακή μάζα ίση με 140 τρισεκατομμύρια τόνους να μετατρέπεται σε ενέργεια κατά τη διάρκεια ενός χρόνου. Με τη διαδικασία p-p αυξάνεται η περιεκτικότητα του ήλιου σε ήλιο και μειώνεται σε υδρογόνο. Ωστόσο μόνο το υδρογόνο που βρίσκεται κοντά και μέσα στον πυρήνα του ηλίου χρησιμοποιείται, δηλαδή το 10% της ολικής του μάζας. Άρα η ενέργεια που ακτινοβολείται από τον ήλιο προέρχεται από τον πυρήνα του. Ωστόσο ένα φωτόνιο που γεννήθηκε στον πυρήνα του ηλίου για να καταφέρει να φτάσει στην επιφάνειά του απαιτείται πολύ μεγάλο χρονικό διάστημα, λόγω των συνεχών «συγκρούσεων». Συγκεκριμένα οι ακτίνες που βλέπουμε σήμερα έχουν γεννηθεί πριν από εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια. Ο ήλιος έχει τεράστια αποθέματα από υδρογόνο. Βέβαια κάποτε το υδρογόνο θα εξαντληθεί και θα αρχίσει σε αυτή τη φάση του ήλιου η σύντηξη ηλίου σε βαρύτερα στοιχεία. Τότε ο ρυθμός παραγωγής ενέργειας θα αλλάξει και όταν συμβεί αυτό η διάμετρος, η θερμοκρασία και η λαμπρότητα του ηλίου θα μεταβληθούν. Οι επιστήμονες εκτιμούν πως ο ήλιος θα συνεχίσει να παράγει ενέργεια από τη σύντηξη του υδρογόνου για 5 περίπου δισεκατομμύρια χρόνια ακόμα.

Ηλιακή ακτινοβολία
Ο ήλιος ακτινοβολεί ενέργεια από τα εξωτερικά του στρώματα προς το διάστημα που κατανέμεται σε όλες τις περιοχές του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Εκπέμπει λοιπόν ακτινοβολία στην περιοχή των ραδιοκυμάτων, του υπέρυθρου, του ορατού και του υπεριώδους, στις ακτίνες Χ και γ. Επιπλέον ο ήλιος εκπέμπει και σωματιδιακή ακτινοβολία μέσω του ηλιακού ανέμου. Κάθε μία από τις ακτινοβολίες αυτές μεταφέρει πληροφορίες οι οποίες αφορούν διαφορετικά φαινόμενα που συμβαίνουν σε διαφορετικά στρώματα του ήλιου. Το ηλιακό φάσμα είναι σύνθετο με έντονο συνεχές υπόβαθρο που διακόπτεται από χιλιάδες σκοτεινές και λίγες φωτεινές γραμμές διάφορων εντάσεων. Πρώτος το μελέτησε ο Φραουνχόφερ και αυτός είναι ο λόγος που φέρει το όνομά του. Από τη μελέτη του ηλιακού φάσματος ανιχνεύονται τα χημικά στοιχεία από τα οποία αποτελείται ο ήλιος καθώς και οι φυσικές συνθήκες που επικρατούν στην ατμόσφαιρά του. Το συνεχές υπόβαθρο του φάσματος προέρχεται από την φωτόσφαιρα ενώ οι γραμμές απορρόφησης από τα υπερκείμενα στρώματα στα οποία οφείλονται και μερικές λαμπρές γραμμές εκπομπής. Αξίζει να σημειωθεί ότι οι γραμμές του ηλιακού φάσματος που αρχικά αποδόθηκαν στο υποθετικό στοιχείο κορώνιο αποδείχτηκε ότι ανήκαν σε γνωστά χημικά που όμως βρίσκονταν στις ειδικές φυσικές συνθήκες που επικρατούν στην ατμόσφαιρα του ήλιου.

Ο Ηλιακός άνεμος

Η θερμική ενέργεια του αραιού πλάσματος του στέμματος είναι τόσο υψηλή ώστε να υπερνικά το πεδίο βαρύτητας του ήλιου και διαστέλλεται στον μεσοπλανητικό χώρο με την μορφή ανέμου. Ο ηλιακός άνεμος που έχει χαρακτηριστεί και σαν ηλιακή σωματιδιακή ακτινοβολία αποτελείται κυρίως από ηλεκτρόνια και πρωτόνια που εκπέμπονται σχεδόν ακτινικά από το στέμμα
του ήλιου με υπερηχητικές ταχύτητες. Οι στεμματικές οπές είναι τα κύρια σημεία διαφυγής και επιταχύνσεως του ηλιακού ανέμου δεδομένου ότι οι στεμματικές οπές βρίσκονται σε περιοχές που χαρακτηρίζονται από ανοικτές μαγνητικές γραμμές, χαμηλή θερμοκρασία και πυκνότητα σε σύγκριση με της αντίστοιχες τιμές του στέμματος. Ο ηλιακός άνεμος εκτοξεύεται από διαφορετικά σημεία της επιφάνειας του ήλιου και με διαφορετική αρχική ταχύτητα λόγω των διαφορετικών συνθηκών που επικρατούν στις στρεμματικές οπές και ως εκ τούτου λόγω της περιστροφής του ήλιου φτάνει στη γη κατά ριπές ή αλλιώς ως ρεύματα ή κύματα ηλιακού ανέμου.

Ηλιακή δραστηριότητα

Η φωτόσφαιρα, η χρωμόσφαιρα και το στέμμα αποτελούν τα εξωτερικά διαδοχικά στρώματα του ήλιου. Τα στρώματα αυτά δεν είναι ομοιογενή και έχουν διαφορετική δομή μεταξύ τους. το γεγονός αυτό σε συνδυασμό με την περιστροφή του ήλιου και το μαγνητικό του πεδίο έχουν αποτέλεσμα να παρατηρούνται φαινόμενα μικρής χρονικής διάρκειας εντοπισμένα σε περιοχές πάνω ή κοντά σε αυτά τα στρώματα. Οι περιοχές αυτές ονομάζονται περιοχές δράσης.

 

Φαινόμενα Φωτόσφαιρας
Ηλιακές κηλίδες: Στην παρατήρηση του ήλιου ακόμα και με μικρό τηλεσκόπιο με ηλιακό φίλτρο εύκολα μπορούμε να διακρίνουμε τις ηλιακές κηλίδες. Είναι μικρές μαύρες περιοχές στην επιφάνεια του ήλιου. Ο λόγος που οι ηλιακές κηλίδες παρουσιάζονται μαύρες είναι η χαμηλή θερμοκρασία τους σε σχέση με τη θερμοκρασία της φωτόσφαιρας που τις περιβάλει. Υπολογίζεται ότι η θερμοκρασία της σκιάς είναι περίπου 4100 Κ ενώ της φωτόσφαιρας είναι περίπου 5800 Κ. αν μπορούσαμε να απομονώσουμε μια ηλιακή κηλίδα από το λαμπρό υπόβαθρο της φωτόσφαιρας θα την βλέπαμε να λάμπει με φαινόμενο μέγεθος -12. Το φαινόμενο μέγεθος του ηλιακού δίσκου είναι -26,74. Η πρώτη παρατήρηση των ηλιακών κηλίδων έγινε το 1610 και από τότε συνεχίζεται η παρακολούθησή τους μέχρι σήμερα. Συνήθως εμφανίζονται ανάμεσα στους κόκκους για να αναπτυχθούν στη συνέχεια παίρνοντας μεγάλες διαστάσεις ως και πάνω από 100.000 χλμ. σε μερικές περιπτώσεις καταλαμβάνουν τεράστια έκταση έως και 15ο στον ηλιακό δίσκο. Οι πρώτοι παρατηρητές των ηλιακών κηλίδων ήταν οι εξής: ο Γαλιλαίος, ο Χάριοτ, ο Φαμπρίσιους και ο Σάινερ ανεξάρτητα ο ένας από τον άλλο.
Σε κάθε ηλιακή κηλίδα διακρίνουμε τα εξής χαρακτηριστικά:
•Την σκιά (umbra): μαύρη κεντρική περιοχή.
•Την παρασκιά (penumbra): λιγότερο σκοτεινή ζώνη γύρω από τη σκιά.
•Τα νήματα (filaments): διακρίνονται μέσα στην παρασκιά και έχουν κατεύθυνση ακτινική προς το κέντρο της σκιάς.

Άλλα φαινόμενα της φωτόσφαιρας

Πολλές φορές κοντά στα χείλη της φωτόσφαιρας στην περιοχή που υπάρχουν κηλίδες παρατηρούνται περιοχές μεγαλύτερης λαμπρότητας. Οι περιοχές αυτές ονομάζονται πυρσοί (faculae) και πιθανόν να οφείλονται σε ενέργεια που παράγεται κατά την αναδιάταξη του μαγνητικού πεδίου των κηλίδων. Η παρουσία πυρσών σε περιοχή που δεν υπάρχουν κηλίδες είτε προμηνύει την εμφάνιση κηλίδων είτε αποτελεί ένδειξη ότι στην περιοχή αυτή υπήρχαν κηλίδες που έχουν εξαφανιστεί. Η παρουσία πάντως πυρσών στο ανατολικό χείλος του ήλιου συνήθως προμηνύει την εμφάνιση νέων κηλίδων. Ας σημειωθεί ότι σπάνια παρατηρούνται πυρσοί στο κέντρο της φωτόσφαιρας γιατί η φωτεινότητά τους είναι περίπου ίση με τη φωτεινότητα του κέντρου της φωτόσφαιρας. Όταν η διαταραχή της ατμόσφαιρας είναι μικρή είναι δυνατόν να παρατηρηθεί το φαινόμενο της κοκκίασης (granulation) στη φωτόσφαιρα. Οι κόκκοι είναι μικροί φωτεινοί σχηματισμοί διαμέτρου 1΄΄ δηλαδή περίπου 800χλμ με διάρκεια ζωής από 3 έως 10 λεπτά της ώρας. Πιστεύεται ότι αποτελούν τις κορυφές θερμών αερίων ρευμάτων που προέρχονται από το εσωτερικό του ήλιου τη ζώνη δηλαδή μεταφοράς. Μερικές φορές παρατηρούνται σκοτεινοί πυρσοί (dark faculae) κοντά στο κέντρο του δίσκου του ήλιου. Επίσης σπάνια κατά τη διάρκεια του μεγίστου αριθμού ηλιακών κηλίδων παρατηρούνται λευκές φωτοσφαιρικές εκλάμψεις (white light flares) διάρκειας μερικών λεπτών τις ώρας.
 
Φαινόμενα Χρωμόσφαιρας

Η ολική ακτινοβολία της χρωμόσφαιρας είναι κατά 1000 φορές τουλάχιστον χαμηλότερη από της φωτόσφαιρας και επομένως γίνεται ορατή μόνο κατά τη διάρκεια ολικών εκλείψεων. Σε ορισμένες όμως στενές περιοχές του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος η ένταση της ακτινοβολίας είναι τόσο ισχυρή ώστε μπορούμε να τη παρατηρήσουμε εύκολα ακόμα και χωρίς την βοήθεια εκλείψεων. Οι πιο συνηθισμένες παρατηρήσεις της χρωμόσφαιρας γίνονται στης φασματικές γραμμές Ηα του υδρογόνου και Ca του ασβεστίου με τον μονοχρωματικό ηθμό του Lyot. Τα κυριότερα φαινόμενα που παρατηρούνται στη χρωμόσφαιρα είναι:
Α) Η υπερκοκκίαση (super granulation). Οι κόκκοι έχουν μέση διάμετρο 10.000 ως 35.000χλμ και μέση διάρκεια ζωής 30 ώρες. Όταν οι συνθήκες παρατήρησης είναι καλές γίνονται εύκολα αντιληπτοί με το μονοχρωματικό ηθμό Lyot γιατί δημιουργούν ένα δίκτυο στη χρωμόσφαιρα το χρωμοσφαιρικό δίκτυο το οποίο αποτελεί την καλύτερη απόδειξη ύπαρξης των ανοδικών/ καθοδικών ρευμάτων της χρωμόσφαιρας.
B) Οι ακίδες (spicules) εμφανίζονται στο χείλος του ηλιακού δίσκου και είναι στενοί επιμήκεις σχηματισμοί ύψους περίπου 7000 χλμ και μέσου πλάτους 1000 χλμ. Η μέση διάρκεια ζωής τους είναι 8 λεπτά της ώρας.
Γ) Οι προεξοχές (prominences) και τα νήματα (filaments) αποτελούν δυο διαφορετικές μορφές του ίδιου φαινομένου. Οι μεν προεξοχές παρουσιάζονται κοντά στο χείλος του ήλιου και εμφανίζονται σαν επιμήκεις σχηματισμοί που προεκτείνονται πάνω από τη βάση της χρωμόσφαιρας τα δεν νήματα είναι η προβολή τους πάνω στο δίσκο του ήλιου και παρατηρούνται σαν σκοτεινοί σχηματισμοί. Όταν ο ήλιος βρίσκεται στο ελάχιστο του 11 ετούς κύκλου τις δραστηριότητας του τότε μπορούμε συνήθως να δούμε 4-5 νήματα πάνω στην επιφάνειά του αντίθετα όταν βρίσκεται στο μέγιστο μπορούμε να δούμε γύρω στα 20. Οι προεξοχές διακρίνονται σε ήρεμες με διάρκεια ζωής γύρω στους δυο μήνες και σε εκρηκτικές με μικρή διάρκεια ζωής από μερικά λεπτά έως και μισή ώρα. Οι τελευταίες συνδέονται άμεσα με τις ηλιακές εκλάμψεις και παρουσιάζουν βίαιες και ταχύτατες μεταβολές της λαμπρότητας και του μεγέθους τους. Το μέσο ύψος των ήρεμων προεξοχών είναι 30.000χλμ ενώ έχουν παρατηρηθεί και εκρηκτικές προεξοχές ύψους πάνω από 1.000.000χλμ.
Δ) Εκλάμψεις (flares) Παρατηρούνται συνήθως σε περιοχές όπου υπάρχουν ηλιακές κηλίδες και εμφανίζονται σαν απότομες εκρήξεις με λάμψεις τεραστίων διαστάσεων. Η ενέργεια που εκλύεται κατά τη διάρκεια των ηλιακών εκλάμψεων είναι της τάξεως 10^(28-32)erg και εκλύεται σε όλο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα από τις ακτίνες γ μέχρι και τα ραδιοκύματα. Επίσης εκπέμπονται ενεργητικά φορτισμένα σωματίδια με μορφή κοσμικής ακτινοβολίας τα οποία βομβαρδίζουν τη γη μας με πυκνότητα ροής 1000 σωματίδια/cm^2/sec και προκαλούν μαγνητοσφαιρικά φαινόμενα, και λαμπρό βόρειο σέλας. Η θερμοκρασία στην περιοχή μιας έκλαμψης φτάνει τους 15.000 Κ ενώ η κινητική θερμοκρασία των σωματιδίων μπορεί να φτάσει τους 10^6 Κ. Η σπουδαιότητα μιας έκλαμψης καθορίζεται από την λαμπρότητα και την έκτασή της.

Φαινόμενα Στέμματος
Στεμματικές οπές: Eίναι περιοχές του στέμματος χωρίς εκπομπή ακτινών Χ. Βρίσκονται σε περιοχές που χαρακτηρίζονται από ανοικτές μαγνητικές γραμμές σε αντίθεση με την υπόλοιπη δομή του στέμματος που χαρακτηρίζονται από βρόχους πλάσματος παγιδευμένους γύρω από κλειστές μαγνητικές γραμμές οι οποίες συνδέουν περιοχές αντίθετης πολικότητας που αρχίζουν και καταλήγουν στη φωτόσφαιρα. Επίσης οι στεμματικές οπές χαρακτηρίζονται από χαμηλή θερμοκρασία και πυκνότητα σε σύγκριση με τις τιμές που χαρακτηρίζουν το στέμμα πράγμα που δείχνει ότι η ενέργεια που τους παρέχεται από τη φωτόσφαιρα μέσω των ακουστικών κυμάτων καταναλώνεται στην επιτάχυνση των σωματιδίων του ηλιακού ανέμου.
 
Εξέλιξη και τέλος του Ηλίου

Όταν κάποια στιγμή ο ήλιος "κάψει" όλο το υδρογόνο του πυρήνα του και αρχίσει η καύση του ηλίου (Ηe),που έχει προκύψει από την προηγούμενη αντίδραση, το άστρο θα συνεχίζει να ζει αλλά θα "αλλάξει". Τα εξωτερικά του στρώματα θα διασταλούν, η θερμοκρασία θα πέσει (οπότε το άστρο θα αλλάξει χρώμα) και θα συνεχίσει σαν ένας ερυθρός γίγαντας που θα καταπιεί τους τρεις πρώτους πλανήτες του πλανητικού μας συστήματος καθώς διαστέλλεται. Έτσι θα συνεχιστεί η αλυσίδα στον πυρήνα, όταν καεί όλο το ήλιο θα καεί το επόμενο κατάλοιπο, το επόμενο … έως να φτάσει στον σίδηρο (Fe) ο οποίος χρειάζεται ενέργεια για να αντιδράσει. Τότε ο ήλιος μας θα φτάσει στο τέλος του. Οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις θα σταματήσουν. Από τη στιγμή που δεν γίνονται αντιδράσεις στον πυρήνα ώστε να έχουμε παραγωγή ενέργειας η οποία θα αντισταθμίζει την πίεση των εξωτερικών στρωμάτων του άστρου, ο ήλιος θα αρχίσει να καταρρέει από την ίδια του την βαρύτητα. Δεν υπάρχει πια υδροστατική ισορροπία. Τα εξωτερικά στρώματα θα αρχίσουν να κινούνται προς το κέντρο με τρομακτικές ταχύτητες και θα αρχίσουν να ασκούν τεράστια πίεση προς τον πυρήνα μέχρι να προσπέσουν πάνω του και να έχουμε μια τεράστια έκρηξη / εκσφενδόνιση των εξωτερικών τοιχωμάτων του ήλιου στο διάστημα. Για τη περίπτωση του ήλιου μας, όπως ξέρουμε σήμερα με την βοήθεια της κβαντομηχανικής, θα έχουμε δημιουργία ενός λευκού νάνου (αστέρα ηλεκτρονίων) στην θέση του πυρήνα και την δημιουργία γύρω του ενός πλανητικού νεφελώματος το οποίο θα δώσει στο διαστρικό χώρο βαρύτερα υλικά για την συνέχιση της αέναης διαδικασίας της γέννησης και του θανάτου στο σύμπαν μας.

 

Πλανήτης
Ουράνιο σώμα του Ηλιακού Συστήματος που βρίσκεται σε τροχιά γύρω από τον Ήλιο, έχει επαρκή μάζα ώστε να αποκτήσει σχήμα υδροστατικής ισορροπίας (σχεδόν σφαιρικό) και είναι το κυρίαρχο σώμα στην τροχιά του. Ο ορισμός αυτός καθιερώθηκε τον Αύγουστο του 2006 από την Δ.Α.Ε. Σύμφωνα με αυτό τον ορισμό το Ηλιακό Σύστημα έχει οκτώ πλανήτες: Ερμής, Αφροδίτη, Γη, Άρης, Δίας, Κρόνος, Ουρανός, Ποσειδώνας.
Επίσης ανάλογο ουράνιο σώμα που βρίσκεται σε τροχιά γύρω από ένα Άστρο.

 

Ερμής
Η ύπαρξη του πλανήτη Ερμή ήταν γνωστή από την αρχαιότητα. Πήρε το όνομά του από τον Θεό Ερμή, που ήταν ο αγγελιοφόρος των Ολύμπιων Θεών, επειδή φαινόταν να κινείται γρηγορότερα στον ουρανό από οποιονδήποτε άλλο πλανήτη. Είναι ο μικρότερος πλανήτης στο ηλιακό σύστημα. Η διάμετρός του, 4900 km περίπου, είναι μόλις 40% μεγαλύτερη από της Σελήνης και 40% μικρότερη από της Γης. Είναι μικρότερος σε μέγεθος από τον Γανυμήδη και τον Τιτάνα, δορυφόροι του Δία και του Κρόνου, αντίστοιχα. Ο Ερμής είναι ο εγγύτερος πλανήτης στον Ήλιο βρισκόμενος σε μέση απόσταση από αυτόν περίπου 58.000.000 km. Το περιήλιο του είναι περίπου 47.000.000 km, ενώ το αφήλιο είναι σχεδόν 70.000.000 km. Η απόστασή του από τη Γη κυμαίνεται μεταξύ 91.700.000 και 218.900.000 km και εξαρτάται από τις θέσεις των δύο πλανητών. Περιστρέφεται γύρω από τον εαυτό του σε 59 περίπου γήινες ημέρες και περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο σε 88 γήινες ημέρες. Η επιφάνειά του είναι διάσπαρτη από κρατήρες όπως και της Σελήνης. Η μέση επιφανειακή του θερμοκρασία είναι περίπου 170 βαθμοί Κελσίου. Έχει μια αραιότατη ατμόσφαιρα που αποτελείται κυρίως από ήλιο, ενώ δεν έχει κανένα δορυφόρο. Αποτελείται κατά 65% περίπου από μέταλλα και κατά το υπόλοιπο 35% από πυριτικά πετρώματα. Επειδή είναι εσωτερικός πλανήτης και βρίσκεται κοντά στον Ήλιο μπορεί να παρατηρηθεί μόνο λίγο πριν από την ανατολή του Ήλιου ή λίγο μετά το ηλιοβασίλεμα.
 
Διαστημικές αποστολές
Mariner 10 : Η πρώτη και μοναδική διαστημική αποστολή στον Ερμή είναι αυτή του Mariner 10,  που πέρασε και από την Αφροδίτη, το 1973-1975. Μέχρι τότε λίγα ήταν γνωστά για τον πλανήτη αυτόν επειδή ήταν δύσκολο να παρατηρηθεί με τα γήινα τηλεσκόπια. Πλησίασε τον πλανήτη Ερμή στις 29 Μαρτίου του 1974 σε μια απόσταση 705 χιλιομέτρων από την επιφάνεια. Στις 21 Σεπτεμβρίου του 1974 πέταξε γύρω από τον Ερμή για δεύτερη φορά και στις 16 Μαρτίου του 1975 για τρίτη φορά και έστειλε πάνω από 2000 φωτογραφίες της επιφάνειας του πλανήτη. Ο Mariner 10 πραγματοποίησε πολλά πειράματα. Από τα σημαντικότερα αποτελέσματα της αποστολής αυτής είναι η διαπίστωση ότι ο Ερμής αποτελείται κατά 65% περίπου από μέταλλα και κατά το υπόλοιπο 35% από πυριτικά πετρώματα.
 
Messenger :Η αποστολή Messenger της ΝΑΣΑ. Το όχημα αυτό εκτοξεύτηκε από το Ακρωτήριο Canaveral στις 3 Αυγούστου του 2004. Επέστρεψε και μπήκε σε τροχιά γύρω από την Γη στις 2 Αυγούστου του 2005, ώστε να του δοθεί ώθηση βαρύτητας. Αναμένεται να περάσει γύρω από την Αφροδίτη δύο φορές, (τον Οκτώβριο του 2006 και τον Ιούνιο του 2007) και χρησιμοποιώντας τη βαρύτητά της θα μπει σε τροχιά προς τον Ερμή. Αρχικά θα γίνουν 3 μεταβάσεις γύρω από τον Ερμή, τον Ιανουάριο του 2008, τον Οκτώβριο του 2008 και τον Σεπτέμβριο του 2009, οπότε τελικά θα μπει σε τροχιά γύρω από τον Ερμή το 2011. Αναμένεται να χαρτογραφήσει σχεδόν ολόκληρο τον πλανήτη, συμπεριλαμβανομένων και των περιοχών που δεν είχαν χαρτογραφηθεί από το Mariner 10. Επιπλέον, είναι προγραμματισμένο να μελετήσει τη σύνθεση της επιφάνειας, της ατμόσφαιρας και της μαγνητόσφαιρας.

 

Αφροδίτη
Ο πλανήτης αυτός είναι ο 2ος του πλανητικού μας συστήματος. Η ύπαρξη του είναι γνωστή από την αρχαιότητα. Στο λαό μας είναι γνωστός και ως Αυγερινός ή Αποσπερίτης. Η Αφροδίτη είναι ορατή με γυμνό μάτι από τη Γη. Μπορεί κανείς να τη δει νωρίς το πρωί, πριν την ανατολή του ηλίου (τότε λέγεται Αυγερινός), ή λίγο μετά τη δύση (τότε λέγεται Αποσπερίτης). Όταν την παρατηρούμε με γυμνό μάτι είναι το πιο λαμπερό αντικείμενο στον ουρανό μετά από τον Ήλιο και τη Σελήνη. Με τηλεσκόπιο φαίνεται σαν ένας λευκός δίσκος ενώ παρατηρούμε φάσεις, όπως στη Σελήνη.

Χαρακτηριστικά

Βρίσκεται σε απόσταση περίπου 108.000.000 km από τον Ήλιο. Η Αφροδίτη έχει διάμετρο 12100 km περίπου, περιστρέφεται γύρω από τον εαυτό του σε 243 περίπου γήινες ημέρες, με φορά αντίστροφη από αυτή της Γης, και περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο σε 224 γήινες ημέρες.

Δορυφόροι-Δακτύλιοι

Η Αφροδίτη δεν έχει δορυφόρους, ούτε δακτυλίους.


Ατμόσφαιρα

Η Αφροδίτη έχει παρόμοιο μέγεθος και πυκνότητα με την Γη αλλά πολύ διαφορετική σύσταση της ατμόσφαιρας της, που είναι πολύ πυκνή και αποτελείται κυρίως από Διοξείδιο του Άνθρακα (96%) και Άζωτο (3%), χωρίς ίχνος υδρατμών. Τα παρατηρούμενα νέφη αποτελούνται από σταγονίδια θειικού οξέως.


Θερμοκρασία-Φαινόμενο του Θερμοκηπίου

Η μέση επιφανειακή της θερμοκρασία είναι 482 βαθμοί Κελσίου. Η υψηλότατη αυτή θερμοκρασία, ψηλότερη ακόμα και από του Ερμή παρόλο που αυτός βρίσκεται πλησιέστερα στον Ήλιο, είναι αποτέλεσμα του φαινομένου του θερμοκηπίου. Η ηλιακή ακτινοβολία περνά μέσα από τα νέφη και μετατρέπεται σε θερμότητα, η οποία λόγω της πυκνής ατμόσφαιρας διοξειδίου του άνθρακα δεν μπορεί να ξεφύγει με μορφή υπέρυθρης ακτινοβολίας και έτσι σταδιακά αυξάνεται η θερμοκρασία του πλανήτη.

Μορφολογία της επιφάνειας-Χαρτογράφηση

Λόγω της πλήρους νεφοκάλυψης της Αφροδίτης οπτικά μπορούμε να δούμε μόνο τα υψηλά στρώματα των νεφών. Με την βοήθεια ραντάρ οι διαστημικές αποστολές της ΝΑΣΑ, Pioneer Venus mission (1978) και Magellan Radar Mapping (1990-94) και της πρώην Σοβιετικής Ένωσης, Venera 15 & 16, μπόρεσαν να χαρτογραφήσουν με μεγάλη ακρίβεια την επιφάνεια της, η οποία είναι διάσπαρτη από ηφαίστεια, κρατήρες, τεράστιες χαράδρες και από εμφανείς ροές λάβας.
 
Διαστημικές αποστολές

Έχουν γίνει πάνω από 27 απόπειρες να σταλούν διαστημικές αποστολές στην Αφροδίτη, τόσο από τις ΗΠΑ (Πρόγραμμα Mariner, Pioneer Venus 1, Galileo & Magellan) όσο και από την πρώην Σοβιετική Ένωση (σειρά Venera και Vega). Τελευταία αποστολή ήταν το Venus Express της ESA, το οποίο εκτοξεύτηκε στης 9 Νοεμβρίου 2005 και από τον Μάιο του 2006 είναι σε τροχιά γύρω από την Αφροδίτη. Συνολικά η αποστολή του θα διαρκέσει 500 ημέρες και οι επιστήμονες περιμένουν να μάθουν πολλά περισσότερα για τον πλανήτη.

Γη
Ο τρίτος πλανήτης του ηλιακού συστήματος σε απόσταση από τον  Ήλιο. Είναι ο πέμπτος σε μάζα και όγκο πλανήτης του ηλιακού συστήματος. Φιλοξενεί νερό σε υγρή, στερεή και αέρια κατάσταση και ζωή. Περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο, σε 365.25 ημέρες, ο άξονάς της παρουσιάζει κλίση 23ο27' με το επίπεδο της  εκλειπτικής.


Άρης

Γενικά
Ο Άρης είναι ο 4ος κατά σειρά πλανήτης του ηλιακού συστήματος και βρίσκεται σε απόσταση περίπου 228.000.000 km από τον Ήλιο. Η ύπαρξη του είναι γνωστή από την αρχαιότητα και το κόκκινο χρώμα του ενέπνευσε τους αρχαίους Έλληνες στο να του δώσουν το όνομα του θεού του πολέμου. Λέγεται και κόκκινος πλανήτης εξαιτίας του χρώματος που παρουσιάζει όταν τον παρατηρούμε με οπτικό τηλεσκόπιο. Περιβάλλεται από μια λεπτή ατμόσφαιρα που επιτρέπει την παρατήρηση της επιφάνειάς του. Για το λόγο αυτό ο Άρης είναι ο πλανήτης για τον οποίο έχουμε τις περισσότερες πληροφορίες για την επιφάνειά του. Ο Άρης έχει διάμετρο 6800 km περίπου, περιστρέφεται γύρω από τον εαυτό του σε 1 περίπου γήινη ημέρα και περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο σε 1.9 γήινα χρόνια. Η μέση επιφανειακή του θερμοκρασία είναι -60 βαθμοί Κελσίου περίπου, αλλά η θερμοκρασία μπορεί να φτάσει και τους 20 βαθμούς.

Χαρακτηριστικά

Η ατμόσφαιρα του αποτελείται κυρίως από Διοξείδιο του Άνθρακα (95%), Άζωτο, Αργό και ελάχιστο νερό, αρκετό όμως για να δημιουργεί λίγα νέφη.
 
Γεωλογία-Μορφολογία

Τα αρειανά πετρώματα της επιφάνειας φαίνονται να αποτελούνται από θραύσματα λάβας ενώ γενικά το έδαφος του αποτελείται από βασαλτικά πετρώματα. Η επιφάνειά του φαίνεται να έχει μια αφθονία σιδήρου στο οποίο οφείλεται το κόκκινο χρώμα του.
Τα διάφορα διαστημικά οχήματα που τον επισκέφθηκαν, μας έδωσαν αρκετές ενδείξεις ότι το νερό κάλυπτε την επιφάνεια του Άρη σε βάθος δεκάδων μέτρων αφού οι φωτογραφίες αυτές μας έδειξαν κάποιες χαρακτηριστικές λεκάνες που πιθανόν να ήταν γεμάτες με νερό σχηματίζοντας λίμνες ή και ωκεανούς ακόμη. Η παρουσία κοιτών των ποταμών και τα στοιχεία της διάβρωσης λόγω ρέοντος υγρού δείχνουν ότι ο Αρης ήταν μιά φορά πολύ θερμότερος. Η ατμόσφαιρα που περιβάλλει τον Αρη είναι σήμερα ανεπαρκής για να διατηρήσει ένα κλίμα αρκετά θερμό για να ρεύσει το νερό.
Η Αρειανή επιφάνεια δεν εμφανίζει στοιχεία τεκτονικής πλακών, έτσι η συνεχής επανακυκλοφορία του φλοιού δεν εμφανίστηκε ποτέ στον Αρη. Γενικά δεν φαίνεται να υπάρχει καμιά ιδιαίτερη σεισμική δραστηριότητα.
Οι πόλοι του, καλύπτονται από τα πολικά καπέλα, λευκές κηλίδες από ξηρό πάγο (στερεό διοξείδιο του άνθρακα), που εμφανίζονται περιοδικά κατά τον χειμώνα. Ακόμη, οι πορτοκαλί περιοχές είναι έρημοι από τις οποίες σηκώνονται ανεμοθύελλες σκόνης, ενώ ο Άρης έχει και αρκετά βουνά, όπως ο Όλυμπος (το υψηλότερο όρος του ηλιακού μας συστήματος), καθώς και βαθιές χαράδρες που εκτείνονται για εκατοντάδες χιλιόμετρα.

Δορυφόροι

Ο Άρης έχει δύο δορυφόρους τον Δείμο και τον Φόβο, οι οποίοι κατά πάσα πιθανότητα είναι αστεροειδείς που αιχμαλωτίστηκαν κάποτε από το βαρυτικό πεδίο του Άρη.

Μαγνητικό πεδίο

Ο Αρης έχει ένα πολύ αδύνατο μαγνητικό πεδίο (που φτάνει τα 2 μόνο χιλιοστά του γήινου), το οποίο δείχνει ότι πιθανώς δεν έχει έναν τηκόμενο πυρήνα σιδήρου.
 
Ύπαρξη ζωής και νερού στον Άρη

Πριν την εξερεύνηση του από τις διαστημικές ακάτους Viking Landers 1 και 2, που προσεδαφίστηκαν στον Άρη, υπήρχε η άποψη ότι μπορεί στον πλανήτη αυτόν να είχε αναπτυχθεί κάποιο είδος εξωγήινη ζωής (μικροοργανισμοί). Η άποψη αυτή δεν τεκμηριώθηκε από τα βιολογικά πειράματα που έγιναν στις ακάτους. Σχετικά πρόσφατα όμως ανακαλύφθηκε στην Ανταρκτική ένας μετεωρίτης που αποδείχθηκε ότι προέρχεται από τον Άρη. Μερικοί επιστήμονες θεωρούν ότι ορισμένοι τριχοειδείς σχηματισμοί που υπάρχουν στον μετεωρίτη είναι απολιθώματα μικροοργανισμών. Πρόσφατες έρευνες από τα διαστημικά οχήματα που βρίσκονται σε τροχιά γύρω του, έδειξαν την παρουσία νερού στον πλανήτη, προφανώς κάτω από την επιφάνειά του. Σε συνδυασμό με τη φωτογράφηση γεωλογικών σχηματισμών που θυμίζουν ποτάμια και λίμνες, εικάζεται ότι ο Άρης είχε κάποτε μεγάλες ποσότητες επιφανειακών νερών, οπότε είναι πιθανό να αναπτύχθηκε και εκεί ζωή, όπως στη Γη. Έχουν σχεδιασθεί διαστημικές αποστολές για να ελέγξουν αυτήν την υπόθεση.
 
Διαστημικές αποστολές
Μέχρι το 2000 είχαν γίνει πάνω από 30 απόπειρες να σταλούν διαστημικές αποστολές στον Άρη, τόσο από τις ΗΠΑ και την πρώην Σοβιετική Ένωση όσο και από τις διαστημικές υπηρεσίες της Ευρώπης και Ιαπωνίας. Τις περισσότερες πληροφορίες και φωτογραφίες αυτού του πλανήτη τις έχουμε από τις επιτυχείς διαστημικές αποστολές Viking 1 & 2, Mars Pathfinder και Mars Global Surveyor, καθώς και από τις αποστολές Nozomi της Ιαπωνίας, Mariner (USA) και Mars (USSR). Τον Απρίλιο του 2001 εκτοξεύθηκε το Mars Odyssey και από τον Οκτώβριο του ίδιου έτους μπήκε σε τροχιά γύρω από τον Άρη συλλέγοντας συνεχώς πληροφορίες με σημαντικότερες επιτυχίες την ανακάλυψη τεραστίων αποθεμάτων παγωμένου νερού και την λεπτομερή καταγραφή της δομής της Αρειανής επιφάνειας και των ορυκτών της στοιχείων. Η αποστολή αυτή θα συνεχιστεί μέχρι και το 2006 με βασικό σκοπό την καταγραφή και μελέτη του Αρειανού κλίματος. Άλλες αποστολές που βρίσκονται σε εξέλιξη είναι: Η αποστολή Mars Express από την ESA που εκτοξεύθηκε τον Ιούνιο του 2003 και περιελάμβανε το όχημα εδαφους Beagle 2. Δυστυχώς παρόλη την επιτυχή αποδέσμευση του Beagle 2 από το Mars Express στις 19 Δεκεμβρίου του 2003 χάθηκαν τα ίχνη του προτού προλάβει να προσεδαφιστεί. Η αποστολή Mars Reconnaissance Orbiter της ΝΑSA η οποία εκτοξεύθηκε στις 10 Ιουνίου 2003 και περιλαμβάνει 2 σύγχρονα οχήματα προσεδάφισης (Spirit και Opportunity) τα οποία έχουν την δυνατότητα να εξερευνούν μια περιοχή διαμέτρου 100 μέτρων την ημέρα. Η λειτουργία των οχημάτων συνεχίζεται μέχρι σήμερα. Η αποστολή Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) της ΝΑΣΑ (2005) βρίσκεται σε τροχιά γύρω από τον κόκκινο πλανήτη και συλλέγει δεδομένα. Πολλές μελλοντικές αποστολές έχουν προγραμματισθεί ανάμεσα στις οποίες είναι οι: Phoenix της ΝΑΣΑ (2007), Netlander με συνεργασία Φιλανδών, Γάλλων, Γερμανών και Αμερικάνων (2007) και το το Mars Science Laboratory, ένα μακράς διάρκειας όχημα εδάφους της ΝΑΣΑ (2009)

Δίας
Γενικά
Ο Δίας είναι ο 5ος και μεγαλύτερος πλανήτης του ηλιακού μας συστήματος με μάζα περίπου 320 φορές μεγαλύτερη από τη Γη και σώμα της ίδιας χημικής σύνθεσης με τον Ήλιο. Η ύπαρξη του είναι γνωστή από την αρχαιότητα. Η τεράστια μάζα του, καθώς και τα φυσικά φαινόμενα που δημιουργούνται στο εσωτερικό και στην ατμόσφαιρά του, μας οδηγούν στο συμπέρασμα ότι ο πλανήτης αυτός μοιάζει να συμπεριφέρεται σαν ένα αστέρι που λόγω της μικρής του μάζας, σε σχέση με την απαιτούμενη που είναι κάπου 70 φορές μεγαλύτερη, δεν κατάφερε ποτέ να φθάσει στο σημείο που φτάνουν τα κανονικά άστρα στη διάρκεια της ζωής του (Κύρια Ακολουθία) και τώρα πεθαίνει όπως προβλέπει η αστρική εξέλιξη.
Ο Δίας έχει διάμετρο 145000 km περίπου, περιστρέφεται γύρω από τον εαυτό του σε 10 περίπου Γήινες ώρες και γύρω από τον Ήλιο σε 12 γήινα χρόνια περίπου. Η μέση επιφανειακή του θερμοκρασία είναι -110 βαθμοί Κελσίου.
 
Χαρακτηριστικά
 
Σύσταση-Ατμόσφαιρα

Πολύ διαφορετικός από τους κοντινότερους στη Γη πλανήτες, ο Δίας είναι στην ουσία μία τεράστια σφαίρα σκόνης υδρογόνου και ηλίου, ενώ περιέχει και ποσότητες αμμωνίας, μεθανίου, δηλαδή κάποια απ' τα συστατικά που περιείχε πιθανόν και η πρώιμη ατμόσφαιρα της Γης. Δεδομένου ότι η θερμοκρασία μειώνεται με το ύψος, η έντονη εσωτερική θερμοκρασία του Δία μετατρέπεται στα υψηλά στρώματα σε παγερό αέρα που φθάνει σε θερμοκρασία τους -150οC.
Ο Δίας έχει έναν δυναμικά εξελισσόμενο καιρό με δομές νεφών που αλλάζουν μέσα σε χρονικό διάστημα ακόμα και λίγων ωρών. Οι διαταραχές της ατμόσφαιρας του δημιουργούν ανοιχτές και σκούρες ραβδώσεις που αποτελούν και το χαρακτηριστικό της εμφάνισής του, αποτέλεσμα της διαφορικής περιστροφής. Η περίφημη ερυθρά κηλίδα του, ιδιαίτερα, δεν είναι παρά μία φοβερή καταιγίδα, με πλάτος τρεις φορές το πλάτος της Γης και η οποία υπάρχει τα τελευταία 300 χρόνια. Πολλές καταιγίδες σαρώνουν την επιφάνεια του Δία για εβδομάδες ολόκληρες και προκαλούνται από την ηλιακή θερμότητα, καθώς αέρια εκτινάσσονται από το εσωτερικό του και παγιδεύονται στις ζώνες ισχυρών ανέμων αντίθετων διευθύνσεων.
 
Μαγνητικό πεδίο

Ο Δίας έχει ισχυρότατο μαγνητικό δίπολο, 1.600 φορές ισχυρότερο από εκείνο της Γης. Η μαγνητόσφαιρα του Δία μοιάζει με γιγάντια σφαιρική σταγόνα προς τον Ήλιο με ακτίνα 100 έως 150 ακτίνες του Δία, και ατρακτοειδής προς τη σκοτεινή πλευρά που εκτείνεται ίσως και πέρα από μία αστρονομική μονάδα. Ο Δίας έχει έντονες ζώνες ακτινοβολίας (ζώνες Van Allen) και εμφανίζεται πολικό σέλας όπως στη Γη.

Ακτινοβολία
Οι πιο πρόσφατες μελέτες έχουν αποδείξει ότι ο Δίας εκπέμπει περισσότερη ενέργεια από αυτή που δέχεται από τον Ήλιο. Αυτό οφείλεται στο ότι ακτινοβολεί στο διάστημα τη θερμότητα που έχει παραχθεί από τότε που σχηματίστηκε και στο ότι συστέλλεται.

Δορυφόροι
Ο Δίας διαθέτει 63 γνωστούς συνολικά δορυφόρους διαφόρων μεγεθών σε τροχιά γύρω του από τους οποίους οι τέσσερις Γανυμήδης, Καλλιστώ, Ιώ και Ευρώπη ανακαλύφθηκαν από τον Γαλιλαίο όταν παρατήρησε τον ουρανό με το τηλεσκόπιό του το 1610, είναι πολύ μεγάλοι με διάμετρο από 4.980 έως 2880 χλμ. Οι δύο πρώτοι είναι μεγαλύτεροι της Σελήνης. Αυτοί οι τέσσερις φαίνονται με απλά κυάλια κατά τη διεύθυνση του ισημερινού του πλανήτη. Κατά τη κίνησή τους περί τον Δία άλλοτε υφίστανται εκλείψεις, άλλοτε διαβάσεις (προ του δίσκου του Δία) και άλλοτε επιπροσθήσεις.
Εδώ και καιρό υπάρχουν ισχυρές υπόνοιες ότι στην Ευρώπη, στον μικρότερο από τους τέσσερις δορυφόρους του Δία που ανακάλυψε ο Γαλιλαίος, υπάρχει ένας ωκεανός κάτω από το λεπτό επιφανειακό φλοιό. Αυτός φαίνεται στις διάφορες φωτογραφίες που έστειλε κατά καιρούς η ρομποτική διαστημοσυσκευή Galileo. Μάλιστα, μετά από μελέτη χιλιάδων φωτογραφιών πολλοί ερευνητές εκτιμούν ότι ο επιφανειακός φλοιός της Ευρώπης δεν ξεπερνάει τα 5 χιλιόμετρα σε πάχος, ενώ ο ωκεανός που -πιθανά- βρίσκεται από κάτω, μπορεί να φτάνει σε βάθος 50 χιλιομέτρων.
Δακτύλιοι
Ο Δίας έχει και ένα αχνό σύστημα δακτυλίων που ανακαλύφθηκε από την αποστολή Voyager 1 και που αποτελούνται κυρίως από μικροσκοπικά σωματίδια. Τα στοιχεία της διαστημικής αποστολής Galileo οδηγήσαν στην θεωρία πώς αυτοί οι δακτύλιοι προήλθαν από την σύγκρουση μετεωριτών με 4 από τους δορυφόρους του Δία (Μέτης, Αδραστέα, Θήβη και Αμαλθέα).

Αν πάτε στον Δία

Εξαιτίας της δηλητηριώδης σύνθεσης της ατμόσφαιρας του Δία από Υδρογόνο, Ήλιο, Μεθάνιο και Αμμωνία, δεν θα ήταν δυνατόν να αναπνεύσετε αν βρισκόσασταν στον γίγαντα των πλανητών. Παρόλα αυτά, ακόμα και αν προσπαθούσατε να πάτε εκεί με κάποιο είδος στολής, θα αντιμετωπίζατε δυσκολία στο περπάτημα, λόγο της μεγάλης μάζας του πλανήτη και της ισχυρότατης βαρυτικής έλξης.
Καθώς θα πέφτατε με αλεξίπτωτο διαμέσου της ατμόσφαιρας, η πίεση και η υψηλή θερμοκρασία θα προκαλούσε την σύνθλιψη και το λιώσιμο του σώματός σας ή οποιουδήποτε διαστημικού σκάφους, το οποίο θα οδηγούσατε. Για παράδειγμα, το όχημα εισόδου που απελευθέρωσε η διαστημοσυσκευή Galileo επέζησε μονάχα μία ώρα στην προσπάθειά της να διεισδύσει με αλεξίπτωτο εντός της πυκνής και θυελλώδους ατμόσφαιρας. Οι πραγματικά εχθρικές συνθήκες που επικρατούν στον Δία δεν αφήνουν κανένα περιθώριο επίσκεψης του ανθρώπου.

Ερωτήματα

Το όχημα εισόδου που απελευθέρωσε η διαστημοσυσκευή Galileo μας πρόσφερε τα πρώτα αληθινά επιστημονικά δεδομένα για την χημεία ενός αεριώδη πλανήτη. Τα αρχικά δεδομένα που συλλέξαμε μας φέρνουν αντιμέτωπους με ένα ακόμα μυστήριο, γιατί υπάρχει τόσο λίγο νερό στην ατμόσφαιρα του Διός; Υπάρχουν αναφορές ότι έτυχε να εισέλθει εντός μιας ασυνήθιστα άνυδρης περιοχής, κάτι που πρέπει ακόμα να διαλευκανθεί.
Σε πόσο μεγάλο βάθος εκτείνονται οι πολύχρωμες ζώνες που βλέπουμε μέσα από τα τηλεσκόπιά μας;
Πως είναι δυνατόν να αντέχει τόσο πολύ η “Μεγάλη Ερυθρή Κηλίδα”; Υπάρχουν βέβαια αρκετά θεωρητικά μοντέλα ικανά να το εξηγήσουν, απαιτούνται όμως κι άλλα δεδομένα για να αποφασιστεί πιο είναι το ορθότερο.
Πως μπορούμε να συλλέξουμε περισσότερα άμεσα δεδομένα από το εσωτερικό του Δία; Μεταλλικό υδρογόνο σε υγρή μορφή έχει κατασκευαστεί τεχνητός στο Εθνικό Εργαστήριο Lawrence Livermore, πολλές όμως ιδιότητές του παραμένουν άγνωστες.
Γιατί οι δακτύλιοι του Δία είναι τόσο σκοτεινοί σε αντίθεση με τους λαμπρούς δακτυλίους του Κρόνου;

Διαστημικές αποστολές

Μέχρι σήμερα έχουν προσπεράσει και μελετήσει τον Δία πέντε συνολικά διαστημόπλοια: τα Pioneer 10, 11, τα Voyager 1, 2 και το Galileo. Τα Pioneer τράβηξαν τις πρώτες φωτογραφίες, οι οποίες όμως, ποιοτικά δεν ήταν τόσο καλές όπως αυτές των Voyager που είχαν πιο προηγμένο εξοπλισμό. Ύστερα ακολούθησε η αποστολή του Galileo, η οποία στέφθηκε με μεγάλη επιτυχία στη μελέτη του γίγαντα των πλανητών και του περιβάλλοντός του. Η διαστημική αποστολή Cassini/Huygens καθώς προσπέρασε τον Δία στην πορεία του για τον Κρόνο, βρήκε πως η μαγνητόσφαιρα του Δία εκτείνεται σε εύρος 30 φορές την ακτίνα του.
Η πιθανή μελλοντική αποστολή Jupiter Icy Moons Orbiter (~2015) θα μελετήσει την ιστορία της δημιουργίας 3 εκ των δορυφόρων του Δία, της Καλύστως, του Γανυμήδη και της Ευρώπης. Το ενδιαφέρον επικεντρώνεται σε αυτούς τους δορυφόρους λόγω των σημαντικών ενδείξεων που υπάρχουν, από τα στοιχεία που συνέλεξε το διαστημόπλοιο Galileo, για την ύπαρξη ωκεανών κάτω από την παγωμένη επιφάνεια τους άλλα και χημικών στοιχείων που είναι απαραίτητα για την ύπαρξη ζωής. Υπάρχει επίσης και η αμερικανική διαστημοσυσκευή Τζούνο. Θα κοστίσει 700.000.000 δολλάρια και θα εκτοξευθεί στις 30/6/2010. Το διαστημόπλοιο θα τεθεί σε πολική τροχιά για να μελετήσει την μαγνητόσφαιρα του Δία, το εσωτερικό του πλανήτη (αν όντως έχει στερεό πετρώδη πυρήνα), την ποσότητα νερού στην ατμόσφαιρα και τους ανέμους του Δία (600 χιλιόμετρα ανά ώρα). Θα είναι επίσης το πρώτο όχημα με φωτοβολταϊκά στοιχεία πέρα από τη Ζώνη των Αστεροειδών.

Κρόνος
Ο Κρόνος είναι ο 6ος του πλανητικού μας συστήματος σε απόσταση περίπου 1.430.000.000 km από τον Ήλιο. Η ύπαρξη του είναι γνωστή από την αρχαιότητα και πήρε το όνομα του από τον θεό Κρόνο, πατέρα του Δία. Είναι ίσως ο ομορφότερος πλανήτης του ηλιακού μας συστήματος με πολλούς επιφανειακούς χρωματισμούς και ένα πολύ εκτεταμένο σύστημα δακτυλίων, το οποίο είναι και το χαρακτηριστικό γνώρισμα του πλανήτη αυτού.

Γενικά

Ο Κρόνος έχει διάμετρο 120.000 km περίπου και περιστρέφεται γύρω από τον εαυτό του σε 10.5 περίπου γήινες ώρες και γύρω από τον Ήλιο σε 29.5 γήινα χρόνια. Η μέση επιφανειακή του θερμοκρασία είναι -130 βαθμοί Κελσίου.

Ατμόσφαιρα

Η ατμόσφαιρα του αποτελείται κυρίως από Υδρογόνο (97%), Ήλιο (3%) και λίγο Μεθάνιο. Είναι ενδιαφέρον ότι η πυκνότητα του είναι μικρότερη από αυτή του νερού. Έχουν παρατηρηθεί να πνέουν στην επιφάνεια του ισχυροί άνεμοι, με ταχύτητες περίπου 1500 km/h.
 
Δορυφόροι

Έχει μεγάλο αριθμό δορυφόρων και πρόσφατα έχουν ανακαλυφθεί αρκετοί νέοι από τη διαστημοσυσκευή Cassini. Συνολικά έχουν βρεθεί μέχρι στιγμής 56 δορυφόροι.

Δακτύλιοι

Οι εντυπωσιακοί δακτύλιοι του Κρόνου παρατηρήθηκαν για πρώτη φορά από τον Γαλιλαίο. Οι δακτύλιοι χωρίζονται σε αρκετές περιοχές με κενά ανάμεσά τους. Οι πιο εμφανείς περιοχές, οι δακτύλιοι Α και Β είναι και οι πιο φωτεινοί και οι δακτύλιοι C που είναι πιο αχνοί. Το γνωστότερο χώρισμα δακτυλίων είναι το χώρισμα Κασσίνι που χωρίζει τους Α από τους Β δακτυλίους. Το ανακάλυψε ο Giovanni Cassini to 1675. Το 1837 ο αστρονόμος Johann Encke, παρατήρησε ένα μικρότερο χώρισμα στη μέση περίπου των δακτυλίων A το οποίο και πήρε το όνομά του (χώρισμα Ένκε).
Η προέλευση των δακτυλίων είναι άγνωστη. Πιστεύεται ότι δημιουργήθηκαν από μεγάλους δορυφόρους που περιστρέφονταν γύρω από τον πλανήτη και θρυμματίστηκαν από την πρόσκρουσή τους με κομήτες και μετεωροειδείς.
Η σύνθεση των δακτυλίων δεν μας είναι γνωστή, αλλά δείχνουν να έχουν σημαντικές ποσότητες πάγου νερού. Κομμάτια πάγου δείχνουν να περιστρέφονται μαζί με θραύσματα μετάλλων, κόκκους σκόνης και κομμάτια βράχων.
 
Μαγνητικό πεδίο

Ο Κρόνος έχει μαγνητικό πεδίο, λιγότερο ισχυρό από της Γης (0,6% του γήινου). Σε συνδυασμό όμως με την γρήγορη περιστροφή του παρατηρούμε και σε αυτόν το φαινόμενο του Σέλαος και στους δύο πόλους του.
 
Διαστημικές αποστολές

Πολλά από αυτά που γνωρίζουμε σήμερα για τον πλανήτη και τους δορυφόρους του, μας έγιναν γνωστά από την εξερεύνηση των Pioneer 11 το 1979, Voyager 1 και 2 το 1980-81. Από το 2004, η διαστημοσυσκευή Cassini βρίσκεται σε τροχιά γύρω απ' τον πλανήτη, μελετώντας τον διεξοδικά αυτόν αλλά και τον δορυφόρο Τιτάνα κυρίως.

Ουρανός
Ο πλανήτης αυτός είναι ο 7ος του πλανητικού μας συστήματος και, σε μέγεθος, ο 3ος μετά το Δία και τον Κρόνο. Ανακαλύφθηκε το 1781 από τον William Herschel.

Γενικά
Έχει διάμετρο 51.000 km περίπου, περιστρέφεται γύρω από τον εαυτό του σε 18 περίπου γήινες ώρες και περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο σε 84 γήινα χρόνια. H απόστασή του από τον Ήλιο είναι περίπου 2.870.000.000 km και έχει τον άξονα περιστροφής του σχεδόν παράλληλο στο επίπεδο της τροχιάς του γύρω από τον Ήλιο. Πιστεύεται ότι η αιτία για αυτό το παράδοξο είναι μια σύγκρουσή του με κάποιο άλλο μεγάλο πλανητικό σώμα, σύγκρουση που πιθανά έγινε στην πρώιμη ιστορία του πλανητικού μας συστήματος. Η μέση επιφανειακή του θερμοκρασία είναι -200 βαθμοί Κελσίου. Στον πλανήτη Ουρανό οφείλεται η ονομασία του χημικού στοιχείου Ουράνιο, το οποίο ανακαλύφθηκε από τον Μαρτιν Χάινριχ Κλέπροτ το ίδιο έτος με την ανακάλυψη του πλανήτη από τον Ουίλιαμ Χέρσελ.
 
Σύσταση-Ατμόσφαιρα

Η ατμόσφαιρά του αποτελείται κυρίως από υδρογόνο (H) και ήλιο (He). Το χρώμα του πλανήτη Ουρανού είναι γαλάζιο και ο λόγος είναι ότι το λίγο Μεθάνιο που υπάρχει στην ατμόσφαιρά του απορροφά το κόκκινο φως.

Δορυφόροι-Δακτύλιοι
Οι πρώτοι τέσσερις δορυφόροι ανακαλύφθηκαν τον 18ο και 19ο αιώνα από τους αστρονόμους W. Herschel και W. Lassel. Ένας ακόμα ανακαλύφθηκε από τον G. Kuiper το 1948. Άλλοι δέκα δορυφόροι ανακαλύφθηκαν με τη διέλευση του Voyager 2 το 1986. Από τότε συνεχώς ανακαλύπτονται νέοι δορυφόροι αυτού του πλανήτη από παρατηρητήρια στη Γη. Οι δορυφόροι του Ουρανού παίρνουν τα ονόματά τους από τους ήρωες των θεατρικών έργων του Σαίξπηρ. Σήμερα είναι γνωστοί 27 δορυφόροι. Ένα άλλο ενδιαφέρον χαρακτηριστικό αυτού του πλανήτη είναι ότι, όπως ο Κρόνος και ο Δίας, έχει ένα σύστημα λεπτών δακτυλίων. Οι δακτύλιοι αυτοί, που είναι τουλάχιστον 11, αποτελούνται από σωματίδια πετρώδους και ανθρακώδους σύστασης.
 
Παρατήρηση από τη Γη

Λόγω της απόστασής του από τη Γη, ο πλανήτης Ουρανός είναι δύσκολα ορατός με γυμνό μάτι. Μπορεί κανείς να τον δει με κιάλια. Με οπτικό τηλεσκόπιο, είναι ορατός σαν γαλαζοπράσινος δίσκος, και δεν είναι δυνατόν να δει κανείς λεπτομέρειες της επιφάνειάς του.
 
Διαστημικές Αποστολές

Τις περισσότερες πληροφορίες και φωτογραφίες αυτού του πλανήτη τις έχουμε από την διαστημική αποστολή Voyager 2 της NASA, που πέρασε κοντά του τον Ιανουάριο του 1986.

Ποσειδώνας
Ο πλανήτης αυτός είναι ο 8ος του πλανητικού μας συστήματος και βρίσκεται σε απόσταση περίπου 4.500.000.000 km από τον Ήλιο. Ανακαλύφθηκε το 1846.

Ανακάλυψη

Η ύπαρξη του Ποσειδώνα είχε προβλεφθεί θεωρητικά το 1843 από τον Γάλλο αστρονόμο Urbain Leverrier, λόγω της βαρυτικής του επίδρασης στον Ουρανό. Παρατηρήθηκε για πρώτη φορά στις 23 Σεπτεμβρίου του 1846 από τον John Galle του αστεροσκοπείου του Βερολίνου, βάσει των προβλέψεων του Leverrier.
 
Χαρακτηριστικά
 
Γενικά

Έχει διάμετρο 49500 km, περιστρέφεται γύρω από τον εαυτό του σε 16 περίπου γήινες ώρες και περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο σε 165 γήινα χρόνια. Η μέση επιφανειακή του θερμοκρασία είναι -180 βαθμοί Κελσίου.
 
Σύσταση-Ατμόσφαιρα

Η ατμόσφαιρα του αποτελείται κυρίως από υδρογόνο, ήλιο, υδρατμούς και μεθάνιο (μόλις 2%). Το χρώμα του πλανήτη Ποσειδώνα είναι γαλάζιο, όπως και του Ουρανού, και ο λόγος είναι το λίγο μεθάνιο που υπάρχει στην ατμόσφαιρά του και το οποίο απορροφά το κόκκινο φως.
Ένα μοναδικό χαρακτηριστικό αυτού του πλανήτη είναι ότι έχουν παρατηρηθεί να πνέουν στην επιφάνεια του οι ισχυρότεροι άνεμοι από όλους τους άλλους πλανήτες του Ηλιακού μας συστήματος, με ταχύτητες μεγαλύτερες από 2000 km/h. Ο εντυπωσιακότερος σχηματισμός στην επιφάνεια του πλανήτη είναι η Μεγάλη Σκοτεινή Κηλίδα στο νότιο ημισφαίριο. Είναι περίπου η μισή από τη Μεγάλη Ερυθρή Κηλίδα του Δία, με διάμετρο ίση με της Γης.

Δορυφόροι-Δακτύλιοι
Ο Ποσειδώνας έχει 13 δορυφόρους. Μεγαλύτερος από αυτούς είναι ο Τρίτων. Μερικοί ακόμα από αυτούς: Πρωτέας, Νηρηίδα, Θάλασσα, Ψαμάθεια, Ναϊάδα, Λάρισσα, Δέσποινα, Γαλάτεια.
Άλλο ένα ενδιαφέρον γνώρισμα αυτού του πλανήτη είναι ότι όπως ο Κρόνος, ο Δίας και ο Ουρανός, έχει δακτυλίους, τέσσερις τον αριθμό, οι οποίοι είναι αρκετά λεπτοί και αμυδροί. Αποτελούνται από παγωμένο μεθάνιο και από σωματίδια σκόνης που προέρχονται από θραύσματα συγκρούσεων. Επειδή τα υλικά δεν είναι ομοιόμορφα κατανεμημένα, μερικά τμήματα των δακτυλίων φαίνονται πιο λαμπερά από άλλα. Εκτείνονται σε απόσταση από 40.000 χιλιόμετρα πάνω από την ατμόσφαιρα του πλανήτη και μέχρι τα 63.000 χιλιόμετρα, ενώ το πλάτος τους δεν ξεπερνάει τα 15 με 20 χιλιόμετρα. Ο εξωτερικός δακτύλιος ονομάζεται Δακτυλιος Adams. Ο αμέσως επόμενος ονομάζεται Galatea. Στη συνέχεια βρίσκεται ο Le Verrier και τέλος ο αμυδρός αλλά πλατύς δακτύλιος του Galle.

Μαγνητικό πεδίο

Η ένταση του μαγνητικού πεδίου του Ποσειδώνα είναι περίπου ίση με το 1/5 της έντασης του γήινου μαγνητικού πεδίου. Ακόμα, το μαγνητικό του πεδίο έχει παράξενο προσανατολισμό. Ο άξονας του σχηματίζει γωνία περίπου 50° με τον άξονα περιστροφής του πλανήτη. Ο λόγος της μεγάλης αυτής απόκλισης δεν είναι ακόμη γνωστός.
 
Παρατήρηση από τη Γη

Δεν είναι ορατός με γυμνό μάτι. Μπορεί κανείς να τον εντοπίσει με κιάλια. Αν παρατηρηθεί με, ικανής διαμέτρου, τηλεσκόπιο βλέπουμε έναν γαλαζοπράσινο δίσκο και δεν είναι δυνατόν να διακρίνουμε λεπτομέρειες στην επιφάνειά του.
 
Διαστημικές αποστολές

Τις περισσότερες πληροφορίες και φωτογραφίες αυτού του πλανήτη τις έχουμε από το διαστημόπλοιο Voyager 2 της ΝΑΣΑ, που πέρασε κοντά του τον Αύγουστο του 1989. Ωστόσο ο "Ταξιδιώτης" δεν θα είναι η μοναδική αποστολή στον Ποσειδώνα. Η αμερικανική διαστημοσυσκευή Neptune Orbiter θα εκτοξευθεί το 2016 και θα τεθεί σε τροχιά γύρω από τον Ποσειδώνα για να απαντήσει σε συμαντικά ερωτήματα για τον πλανήτη.

Νάνοι Πλανήτες
Σύμφωνα με τον ορισμό της της IAU που καθιερώθηκε τον Αύγουστο του 2006, το Ηλιακό Σύστημα έχει 3 Νάνους-Πλανήτες: Δήμητρα, Πλούτωνας και Έριδα.

Δήμητρα
Σύμφωνα με τον ορισμό της Διεθνούς Αστρονομικής Ένωσης (IAU), που καθιερώθηκε τον Αύγουστο του 2006, η Δήμητρα (Ceres) κατατάσσεται πλέον στους πλανήτες νάνους (πριν κατατασσόταν στους αστεροειδείς).
Βρίσκεται στην ζώνη των αστεροειδών. Ήταν ο πρώτος αστεροειδής που ανακαλύφθηκε, τυχαία μάλιστα, το βράδυ της πρωτοχρονιάς του 1801 από τον Giuseppe Piazzι, στο αστεροσκοπείο του Παλέρμο στη Σικελία. Αρχικά ο Piazzι νόμιζε ότι είχε ανακαλύψει ένα καινούργιο άστρο, μετά ότι είναι κομήτης. Τελικά διαπιστώθηκε ότι ήταν ένας μικρός πλανήτης. Ήταν ο μεγαλύτερος από τους αστεροειδείς της κύριας ζώνης των αστεροειδών. Το σχήμα της Δήμητρας είναι σχεδόν σφαιρικό, ελαφρώς πεπλατυσμένο, με μέγιστη διάμετρο 975 χιλιόμετρα και ελάχιστη 909 χιλιόμετρα. Λόγω του μικρού της μεγέθους, η Δήμητρα δεν έχει φωτογραφηθεί σε μεγάλη ανάλυση μέχρι σήμερα.
Θα την επισκεφθεί το 2015 η διαστημοσυσκευή Dawn της NASA.
 
Πλούτων
Ο Πλούτωνας είναι ο δεύτερος μεγαλύτερος πλανήτης νάνος του ηλιακού συστήματος. Ανακαλύφθηκε το 1930 από τον Αμερικανό αστρoνόμο Clyde Tombaugh. Το 1978 ανακαλύφθηκε ο δορυφόρος του, Χάροντας, ενώ το 2006 ανακαλύφθηκαν κι άλλοι δύο μικροί δορυφόροι σε τροχιά γύρω του, οι οποίοι ονομάστηκαν Νύχτα (Νυξ), μητέρα του Πλούτωνα σύμφωνα με τη μυθολογία, και Ύδρα, από το εννιακέφαλο τέρας, φύλακα του Κάτω Κόσμου. Σύμφωνα με τον ορισμό της Διεθνούς Αστρονομικής Ένωσης (IAU), που καθιερώθηκε τον Αύγουστο του 2006, ο Πλούτωνας δεν θεωρείται πλέον πλανήτης αλλά πλανήτης νάνος. Η διαστημοσυσκευή New Horizons, που εκτοξεύτηκε τον Ιανουάριο του 2006, είναι η πρώτη αποστολή που θα επισκευθεί τον Πλούτωνα και τα φεγγάρια του τον Ιούλιο του 2015.
 
Έριδα
Η Έριδα (επίσημο όνομα 136199 Eris), είναι ο μεγαλύτερος νάνος πλανήτης στο ηλιακό μας σύστημα. Βρίσκεται στην Ζώνη Kuiper και συνοδεύεται από έναν τουλάχιστον δορυφόρο, τη Δυσνομία. Η διάμετρός της, στηριζόμενη σε μετρήσεις του τηλεσκοπίου Hubble είναι περίπου 2400 km, δηλαδή μεγαλύτερη από τη διάμετρο του Πλούτωνα.

Μερικοί Δορυφόροι:

Σελήνη

Γενικά
Ο μοναδικός φυσικός δορυφόρος της Γης και το δεύτερο κατά σειρά λαμπρότητας σώμα που αντικρύζουμε στο Ουράνιο Στερέωμα. Γνωστή και με το όνομα "Φεγγάρι" αποτελεί ένα από τα πλέον προσφιλή αντικείμενα παρατήρησης, θαυμασμού και διαλογισμού. Σημειωτέον ότι με τη λέξη "φεγγάρι" χαρακτηρίζουμε επίσης και τους φυσικούς δορυφόρους των υπολοίπων πλανητών του ηλιακού συστήματος.
H σελήνη είναι ο πέμπτος μεγαλύτερος δορυφόρος στο ηλιακό σύστημα. Έχει διάμετρο 3476 km, περίπου το ένα τέταρτο της γήινης διαμέτρου και το 1/81 της μάζας της Γης. Η ένταση της βαρύτητας στην επιφάνεια της σελήνης είναι το 1/6 της βαρύτητας της Γης. Δηλαδή αν στη γη ζυγίζετε 70kg στη σελήνη θα ζυγίζατε 12,5 ! Η ακτίνα της πρωτοϋπολογίστηκε από τον Αρίσταρχο με σφάλμα 32% και αργότερα από τον Πτολεμαίο με σφάλμα μόνο 5%.
Η σελήνη έχει θερμοκρασίες που ποικίλλουν από 123°C στην ημέρα έως -170°C τη νύχτα στον ισημερινό, και κάτω από -233°C στους μόνιμα σκιασμένους πολικούς κρατήρες.
Η απόσταση της σελήνης από τη Γη κυμαίνεται από 356.400 km έως 406.700 km. Περιστρέφεται στον ελαφρώς κεκλιμένο άξονά του σε 27 ημέρες 7 ώρες και 43 λεπτά, ακριβώς στον ίδιο χρόνο που διαρκεί η τροχιακή περιφορά της γύρω από τη Γη. Αυτός ο συντονισμός είναι και ο λόγος που από τη γη βλέπουμε πάντα την ίδια όψη της, κάτι που οφείλεται στην βαρυτική έλξη από τη Γη. Όμως η πλευρά που βλέπουμε αλλάζει ελαφρώς στα όρια της, ως αποτέλεσμα αρκετών φαινομένων πχ της λίκνισης ή μετάπτωσης και κατά συνέπεια ορατό στη γη είναι το 59% της επιφάνειάς της.
Ο κύκλος των σεληνιακών φάσεων οφείλεται στη συνεχώς μεταβαλλόμενη ευθυγράμμιση του ήλιου, της γης και της σελήνης κατά τη διάρκεια της τροχιακής περιόδου του φεγγαριού. Mε την παρέλευση των ημερών και την αλλαγή της σχετικής θέσης των τριών ουρανίων σωμάτων, το ορατό από τη γη τμήμα της σεληνιακής επιφάνειας που φωτίζεται από τον Ήλιο, μεταβάλλεται.


Οι κινήσεις της Σελήνης
 
Η τροχιά της Σελήνης
Η Σελήνη περιφέρεται γύρω από τη γη με την ίδια φορά που η γη περιφέρεται γύρω από τον ήλιο. Η τροχιά είναι ελλειπτική (~0.15% απόκλιση από κυκλική, 0.0054 εκκεντρότητα) με τον Ήλιο στην μία εστία της. Περίγειο έχουμε όταν η σελήνη είναι στο κοντινότερο σημείο με τη Γη (363,104 km) ενώ απόγειο όταν είναι στο μακρύτερο (405,696 km). Σαν αποτέλεσμα η Σελήνη εμφανίζεται περίπου 11% μεγαλύτερη στο περίγειο από ότι στο απόγειο. Η αστρική περίοδος, δηλαδή ο χρόνος που περιφοράς σε σχέση με τα μακρινά άστρα, είναι 27,321 μέρες. Ο χρόνος αυτός ονομάζεται αστρικός μήνας. Η περίοδος των φάσεων, δηλαδή ο χρόνος που χρειάζεται η Σελήνη να γυρίσει στο ίδιο σημείο σε σχέση με τον Ήλιο όπως παρατηρείται από τη Γη, είναι 29,530 μέρες. Ο χρόνος αυτός ονομάζεται συνοδικός μήνας. Κάθε μέρα η Σελήνη κινείται από την Α προς τη Δ σαν αποτέλεσμα της περιστροφής της Γης, Κινείται 13,19ο Ανατολικά σε σχέση με το υπόβαθρο των άστρων. Δηλαδή σε δύο συνεχόμενα βράδια την ίδια ώρα η Σελήνη θα βρίσκεται 13ο  ανατολικότερα και για να βρεθεί στο ίδιο σημείο με το προηγούμενο βράδυ θα χρειαστεί 52’ επιπλέον.
 
Οι φάσεις της Σελήνης

Οι φάσεις της Σελήνης εξηγούνται από το μέρος της Σελήνης που φαίνεται από ένα παρατηρητή από τη Γη, καθώς το φως του Ηλίου ανακλάται πάνω στην επιφάνεια της. Το μέρος που φαίνεται εξαρτάται από τις θέσεις Ηλίου - Γης - Σελήνης.
Η διαφορά 27,3 και 29,53 εξηγείται στην εικόνα 4. Η Σελήνη ολοκληρώνει μία περιφορά γύρω από τη Γη σε σχέση με τα άστρα σε 27,3 μέρες αλλά για να έρθει στην ίδια θέση με σε συνάρτηση με τη Γη και τον Ήλιο χρειάζεται επιπλέον κάτι παραπάνω από 2 μέρες. Μαθηματικά αποδεικνύεται ως εξής: Σε ένα αστρικό μήνα η Γη μετακινείται (0,985 μοίρες ανά ημέρα) x (27.321 μέρες) = 26.91 μοίρες κατά την τροχιά της γύρω από τον Ήλιο. Η Σελήνη κινείται περίπου 13.17 μοίρες ανά ημέρα. Έτσι για να ξαναβρεθεί στην ίδια σχετική θέση Ηλίου – Γης - Σελήνης, η Σελήνη πρέπει να ταξιδέψει επιπλέον 26.91/13.17 = 2.043 μέρες. Αυτό σημαίνει ότι από τη μία φάση έως την επόμενη ένα μήνα μετά, το χρονικό διάστημα είναι 27.321 + 2.043 = 29.365 μέρες. Σχεδόν όσο ο συνοδικός μήνας. Το επιπλέον υπολογίζεται γιατί οι τροχιές τόσο της Σελήνης όσο και της Γης είναι ελλειπτικές.

Σύγχρονη περιφορά
Η Γη και η Σελήνη ασκούν παλιρροιακές δυνάμεις η μία στην άλλη. Σαν αποτέλεσμα έχει την δημιουργία ενός εξογκώματος τόσο στη Γη όσο και στη Σελήνη. Το εξόγκωμα της Γης (έως και 30 cm στην στεριά) λόγω περιστροφής της δεν βρίσκεται ακριβώς στην ευθεία Γης-Σελήνης αλλά λίγο πιο μπροστά. Το εξόγκωμα έχει κάποια μάζα άρα ασκεί και βαρύτητα, και τραβά τη Σελήνη μπροστά. Αυτό δίνει στη Σελήνη μεγαλύτερη τροχιακή ενέργεια. Τροχιά με μεγαλύτερη ενέργεια σημαίνει και τροχιά με μεγαλύτερη ακτίνα. Άρα η Σελήνη απομακρύνεται όπως είπαμε και πριν κατά 1 cm το χρόνο. Επίσης ασκεί βαρύτητα στην Σελήνη με αποτέλεσμα την επιβράδυνση της περιστροφής της στο παρελθόν και εν τέλει να έχει περιφορά ίση με την περιστροφή της. Έτσι βλέπουμε την ίδια πλευρά της Σελήνης πάντα, η Σελήνη έχει «κλειδώσει». Η Σελήνη έλκει το εξόγκωμα επίσης. Αφού είναι πιο πίσω η Σελήνη, το τραβάει προς τα πίσω και κάνει τη Γη να χάνει ταχύτητα. Η μέρα γίνεται μεγαλύτερη. Σε κάθε 100 χρόνια η μέρα γίνεται μεγαλύτερη κατά 0,002 sec, το έτος κατά 0,7 sec. Τελικά ο χρόνος περιστροφής θα πέσει τόσο ώστε το εξόγκωμα να είναι στη ευθεία των 2 κέντρων. Τότε ο χρόνος μιας περιστροφής της Γης θα είναι ίσως με το χρόνο περιφοράς της Σελήνης, και οι άνθρωποι στη Σελήνη θα βλέπουν πάντα την ίδια πλευρά της Γης!

Ταλάντωση Σελήνης
Βλέπουμε πάντα την ίδια πλευρά της Σελήνης αλλά λόγω ταλαντώσεων της μπορούμε να δούμε όχι μόνο το 50% αλλά μέχρι και 59% της επιφάνειάς της.
Α) Ημερήσια ταλάντωση
Όσο περιστρέφεται η Γη η θέα της Σελήνης αλλάζει. Άλλη εικόνα βλέπει ένα παρατηρητής όταν ανατέλει η Σελήνη και άλλη όταν δύει. Στην 1η περίπτωση λίγο ανατολικότερα και στη 2η δυτικότερα.
Β) Διαμήκης ταλάντωση

Η Σελήνη γυρνά σε ελλειπτική τροχιά με όχι σταθερή ταχύτητα. Αλλά η Σελήνη περιστρέφεται (γύρω από τον εαυτό της) με σταθερή ταχύτητα. Έτσι όταν επιταχύνει μπορούμε να δούμε λίγο από το πίσω μέρος της ενώ όταν επιβραδύνει λίγο από το μπροστινό.
Γ) Κάθετη ταλάντωση

Το επίπεδο περιφοράς της Σελήνη κάνει γωνία 5,2ο με το επίπεδο της εκλειπτικής. Έτσι κάποιες στιγμές μπορούμε να δούμε πέρα από το Ν πόλο (ο Β είναι κρυμμένος) και άλλες πέρα από το Β πόλο (ο Ν είναι κρυμμένος)
 
Πανσέληνος

Όταν τα τρία σώματα πλησιάσουν στο κοντινότερο σε ευθυγράμμιση σημείο των τροχιών τους (με τη Γη ανάμεσα) γίνεται ορατό από τη γη όλο το φωτιζόμενο τμήμα της σελήνης και αυτή εμφανίζεται ως ολοστρόγγυλος δίσκος. Είναι η πανσέληνος. Η εικόνα της πανσελήνου στο ουράνιο στερέωμα ήταν πάντα εντυπωσιακή. Όμως στην πραγματικότητα η επιφάνεια αυτού του δορυφόρου είναι αρκετά σκοτεινή. Το albedo του, που είναι το μέρος του συνολικού φωτός που ανακλάται από το φεγγάρι, είναι κατά μέσον όρο μόνο 0,067, χαμηλότερο από όλους τους πλανήτες εκτός από τον Ερμή.
Το επίπεδο περιφοράς της σελήνης γύρω από τη γη είναι κεκλιμένο, σε σχέση με το επίπεδο περιφοράς της γης γύρω από τον Ήλιο, κατά 5 μοίρες περίπου. Αυτό το γεγονός καθιστά κάπως σπάνια την απόλυτη ευθυγράμμιση των τριών σωμάτων σε μία ευθεία. Σε αυτή την περίπτωση έχουμε το φαινόμενο της έκλειψης. Αν η κλίση των δύο επιπέδων ήταν μηδενική, τότε θα είχαμε εκλείψεις δύο φορές σε κάθε σεληνιακό κύκλο, δηλαδή περίπου κάθε 15 ημέρες ! Κατά τις εκλείψεις, όταν η Σελήνη βρίσκεται ανάμεσα από τη Γη και τον Ήλιο, έχουμε έκλειψη Ηλίου, ενώ όταν η Γη βρίσκεται ανάμεσα από τον Ήλιο και τη σελήνη έχουμε έκλειψη σελήνης. Στην απόλυτη ευθυγράμμιση έχουμε ολικές εκλείψεις.

Eξερεύνηση της Σελήνης

Ο άνθρωπος περιεργάστηκε τη Σελήνη πρώτα με γυμνά μάτια ενώ τα τηλεσκόπια, από τον δέκατο έβδομο αιώνα και μετά, βοήθησαν ώστε να αποκαλυφθεί ο πλούτος και η λεπτεπίλεπτη δομή της σεληνιακής επιφάνειας.
Η Σελήνη δεν περιβάλλεται από ατμόσφαιρα. Η επιφάνειά της έτσι είναι άμεσα εκτεθειμένη σε πτώσεις αστεροειδών και μετεωριτών.
Η επιφάνεια της σελήνης παρουσιάζει δύο διαφορετικούς τύπους εκτάσεων, σαφώς ορατούς στο γυμνό μάτι: οι φωτεινότερες ορεινές περιοχές, "terrae" ή "ήπειροι", που καλύπτουν το 80% της σεληνιακής επιφάνειας (65% της ορατής πλευράς), και περίπου 20 σκοτεινότερες περιοχές που κατά παράφραση ονομάζονται θάλασσες (mare).
Οι θάλασσες έχουν κι αυτές, όπως οι πεδιάδες, λίγους μεγάλους κρατήρες. Οι κρατήρες δημιουργήθηκαν από μεγάλες συγκρούσεις με μετεωρίτες, πριν 3.9 και 3 δισεκατομμύρια χρόνια, γεμάτες με βασαλτική λάβα. Οι παλαιότερες λεκάνες έδωσαν ακανόνιστο σχήμα στις θάλασσες (όπως είναι η Tranquillitatis ή η Fecundidatis), ενώ οι πιο πρόσφατες έδωσαν περισσότερο κυκλικό σχήμα (όπως η Crisium, η Serentatis και η Nectaris). Οι περιοχές των θαλασσών συγκεντρώνονται στην ορατή πλευρά της σελήνης, όπου καλύπτουν το 35% της επιφάνειας. Στην αθέατη πλευρά της σελήνης οι θάλασσες καλύπτουν μόνο το 5%, με μεγαλύτερη τη θάλασσα της Μόσχας.
Οι διαστημικές αποστολές ανέλαβαν να συνεχίσουν τη μελέτη και τη λεπτομερή χαρτογράφηση του συντρόφου της Γης στο αέναο ταξίδι της περιστροφής της γύρω από τον Ήλιο.
 
Προέλευση της Σελήνης

Παρότι παλαιόθεν αποτελεί αντικείμενο συστηματικής μελέτης, η προέλευση της Σελήνης δεν έχει διευκρινισθεί πλήρως. Οι θεωρίες που κατά καιρούς έχουν διατυπωθεί είναι οι παρακάτω:
1) Η Σελήνη ήταν ένας ανεξάρτητος πλανήτης, ο οποίος στη συνέχεια συνελήφθη από το βαρυτικό πεδίο της Γης. Αν και η θεωρία αυτή έχει ακόμη υποστηρικτές, κάτι τέτοιο ειναι απίθανο να συνέβη λόγω της σχετικά μεγάλης μάζας της Σελήνης.
2) Στη θέση του συστήματος Γη-Σελήνη υπήρχε αρχικά ένα ουράνιο σώμα, σε ρευστή κατάσταση το οποίο περιστρεφόταν γύρω από τον Ήλιο. Με την πάροδο του χρόνου όμως και εξαιτίας διαρκών ανακατανομών στη δομή του, καθώς τα βαρύτερα στοιχεία συνέχισαν να συσσωρεύονται στον πυρήνα ενώ τα ελαφρύτερα στην επιφάνεια, λόγω της περιστροφικής κίνησης προέκυψε μια αστάθεια, ώστε τελικά το σώμα αυτό να διασπαστεί σε δύο μέρη. Η θεωρία αυτή σήμερα θεωρείται ξεπερασμένη.
3) Η Γη και η Σελήνη δημιουργήθηκαν ανεξάρτητα μεν, ταυτόχρονα δε, στην περιοχή τους, από το ίδιο πρωταρχικό νεφέλωμα από το οποίο σχηματίστηκε και το υπόλοιπο ηλιακό σύστημα. Η διαφορετική σύσταση όμως των δυο σωμάτων δρα ανασταλτικά στην επικράτηση της θεωρίας αυτής.
4) Η Σελήνη είναι το αποτέλεσμα της σύγκρουσης της Γης με έναν πλανήτη της τάξεως μεγέθους του Άρη με ταυτόχρονη δέσμευσή της από το βαρυτικό πεδίο του πλανήτη μας. Πρόκειται για την πλέον δημοφιλή θεωρία σήμερα σύμφωνα και με τα δεδομένα που προέκυψαν από τις αποστολές Απόλλων.
 
Κρατήρες
Η επιφάνεια της Σελήνης είναι γεμάτη κρατήρες οι οποίοι καλύπτονται από ένα μείγμα το οποίο καλείται regolith και απαρτίζεται από θραύσματα πτώσης μετεωριτών και σεληνιακό χώμα. Άλλωστε σχεδόν όλοι οι κρατήρες έχουν διαμορφωθεί από την πρόσπτωση μετεωριτών κινούμενων με μεγάλες ταχύτητες, γεγονός που συμβαίνει εδώ και δισεκατομμύρια χρόνια. Οι μεγαλύτεροι από τους κρατήρες δημιουργήθηκαν από την πρόσπτωση υπολειμμάτων από τον σχηματισμό των πλανητών, την εποχή που το ηλιακό σύστημα ήταν ακόμη νεαρό σε ηλικία και ως εκ τούτου περιείχε πολλά από αυτά. Σεισμογράφοι εγκατεστημένοι στην επιφάνεια του φεγγαριού εξακολουθούν να καταγράφουν την πτώση 70-150 μετεωριτών ανά έτος, οι μάζες των οποίων κυμαίνονται από 100γρ μέχρι και 1000Kgr! Φαίνεται πάντως ότι η εποχή των βίαιων αναταράξεων για το δορυφόρο μας πέρασε ανεπιστρεπτί.

Μαγνητικό πεδίο
Η Σελήνη δεν διαθέτει ένα ενιαίο μαγνητικό πεδίο όπως η Γη. Ωστόσο κάποιοι βράχοι εμφανίζουν ασθενείς μαγνητικές ιδιότητες γεγονός που μας ωθεί να συμπεράνουμε ότι στερεοποιήθηκαν παρουσία κάποιου μαγνητικού πεδίου. Υπάρχουν επίσης μικρά, περιορισμένης έκτασης μαγνητικά πεδία, τα οποία εμφανίζονται ισχυρότερα σε περιοχές αντιδιαμετρικές περιοχών με λεκανοπέδια. Η προέλευση αυτών των μαγνητικών πεδίων, μας είναι άγνωστη. Ορισμένοι επιστήμονες πιθανολογούν ότι ο ισχυρός κλονισμός (shock) της πρόσπτωσης μεγάλου μεγέθους μετεωριτών είχε ως επακόλουθο τη γένεση των πεδίων αυτών. Άλλοι πάλι ισχυρίζονται ότι η Σελήνη όντως διέθετε μαγνητικό πεδίο, όμοιο με αυτό της Γης, το οποίο και κατέρρευσε από άγνωστη αιτία.

Τιτάνας

Ο Τιτάν είναι ο μεγαλύτερος δορυφόρος του Κρόνου και ο μοναδικός στο Ηλιακό Σύστημα που έχει πυκνή ατμόσφαιρα (60% πυκνότερη από της Γης). Ανακαλύφτηκε από τον Ολλανδό αστρονόμο Christiaan Huygens το 1655. Έχει διάμετρο 5.150 χιλιόμετρα και απέχει από τον Κρόνο 1.221.850 Km.
 
Εισαγωγή
Ο Τιτάν είναι ο 15ος σε απόσταση φυσικός δορυφόρος του Κρόνου. Είναι ο μεγαλύτερος δορυφόρος του αέριου αυτού γίγαντα και ο δεύτερος σε μέγεθος σ’όλο το Ηλιακό Σύστημα ( ο μεγαλύτερος είναι ο Γανυμήδης του Δία ). Αποτελεί ένα από τους πιο μελετημένους δορυφόρους λόγω του μεγέθους και των φυσικών και χημικών του χαρακτηριστικών που θυμίζουν εσωτερικό πλανήτη. Ο Τιτάν τυγχάνει εξονυχιστικής μελέτης χάρη στη διαστημική αποστολή Cassini-Huygens. Ειδικότερα, το σκάφος Huygens προσεδαφίστηκε επιτυχώς στον Τιτάν δίνοντας στους επιστήμονες ένα τεράστιο όγκο πληροφοριών που ήταν αδύνατον να παρθούν από το διάστημα λόγω της πυκνής του ατμόσφαιρας.
 
Ιστορικά
Ανακάλυψη και ονομασία
Ο Τιτάν ανακαλύφθηκε στις 25 Μαρτίου του 1655 από τον Ολλανδό αστρονόμο Christiaan Huygens. Το όνομα Τιτάν οφείλεται στον Άγγλο John Herschel. Αρχικά, ο Huygens είχε ονομάσει το δορυφόρο που ανακάλυψε απλά “ Το Φεγγάρι του Κρόνου “ . Ήταν προφανώς ο μόνος γνωστός δορυφόρος του πλανήτη. Όταν ο Giovanni Domenico Cassini ανακάλυψε άλλους τέσσερις δορυφόρους στον Κρόνο ( αυτούς που σήμερα ονομάζουμε Τηθύ, Διώνη, Ρέα και Ιαπετό ), τους έδωσε του όνομα “ Τα άστρα του Louis “ ( προς τιμή του τότε Γάλλου βασιλιά Louis XIV ) . Τότε οι δορυφόροι λέγονταν Κρόνος Ι, Κρόνος ΙΙ κ.ο.κ ανάλογα με την απόστασή του από τον πλανήτη τους. Τότε ο Τιτάν, λεγόταν και Χοϋγκιανός δορυφόρος του Κρόνου. Αυτή η ονοματολογία κρατήθηκε και μετά την ανακάλυψη και άλλων δορυφόρων μέχρι το 1847, οπότε ο John Herschel προτείνει στην εργασία του με τίτλο “ Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope “ να δοθούν στους δορυφόρους του Κρόνου τα ονόματα των Τιτάνων, των αδελφών του Κρόνου κατά την ελληνική μυθολογία. Η πρόταση του υιοθετήθηκε.
 
Παρατηρήσεις και εξερεύνηση
Οι γνώσεις μας για τον Τιτάνα πηγάζουν από της επίγειες αστρονομικές παρατηρήσεις που γίνονται από το 1655 όταν και ανακαλύφθηκε , τα διαστημικά παρατηρητήρια και από τις διαστημικές αποστολές που τον προσέγγισαν. Τα Voyager 1 και Voyager 2 μελέτησαν τον Τιτάνα, ειδικά το Voyager 1, καθώς το Voyager 2 δεν προσέγγισε τον Τιτάνα για να προσεγγίσει τους πλανήτες Ουρανό και Ποσειδώνα. Φυσικά χαρακτηριστικά που έχουν να κάνουν με την τροχιά του Τιτάνα και τη χημεία των εξωτερικών στρωμάτων της ατμόσφαιρας έγιναν γνωστά από επίγειες παρατηρήσεις και διαστημικά τηλεσκόπια. Το 1944 ο Gerard P. Kuiper ανίχνευσε την πυκνή του ατμόσφαιρα. Τα διαστημικά οχήματα Voyager κατάφεραν να κάνουν παρατηρήσεις που έδειξαν στον Τιτάνα ατμόσφαιρα ενάμιση και πλέον φόρες πυκνότερη της Γης, αδιαφανή στα οπτικά μήκη κύματος. Η αποκάλυψη του κόσμου που έκρυβε αυτή η ατμόσφαιρα έπρεπε να γίνει όπως και στην περίπτωση της Αφροδίτης. Με μια διαστημική αποστολή που θα τεθεί σε τροχιά γύρω από τον Τιτάνα η οποία θα κάνει παρατηρήσεις με ραντάρ ( σε μήκη κύματος που να μπορούν να περάσουν την ατμόσφαιρα ) και την προσεδάφιση ενός διαστημικού οχήματος. Η διαστημική αυτή αποστολή πραγματοποιήθηκε υπό την ονομασία Cassini-Huygens και επέκτεινε τις πληροφορίες μας γύρω από τον Τιτάνα, τον Κρόνο, τους δακτυλίους του αλλά και τους άλλους του δορυφόρους σε τεράστιο βαθμό.
 
Φυσικά Χαρακτηριστικά
Ο Τιτάν έχει διάμετρο 5150 Km (συγκριτικά, η Σελήνη έχει διάμετρο 3476 Km και η Γη 12756 Km ) και μάζα 1353×1020 Kg. Κινείται σε ελλειπτική τροχιά γύρω από τον Κρόνο με εκκεντρότητα 0,029 σε μέση απόσταση 1,221,850 Km. Χρειάζεται 15,95 γήινες μέρες για μια περιφορά γύρω από τον Κρόνο και εκτελεί σύγχρονη περιστροφή γύρω από τον άξονά του. Η τροχία του έχει κλίση 0,33 μοίρες από το επίπεδο του ισημερινού του Κρόνου και σε ορισμένα σημεία είναι εκτός του μαγνητικού πεδίου του Κρόνου.

Ατμόσφαιρα
Η ατμόσφαιρα στον Τιτάν είναι πυκνή, η επιφανειακή πίεση του δορυφόρου αυτού είναι 146,7 kPa.Το κύριο στοιχείο είναι, όπως και στην Γήινη ατμόσφαιρα, το άζωτο, το οποίο υπάρχει σε ποσοστό 98,4%. Το υπόλοιπο 1,6% αποτελείται από μεθάνιο, διάφορους άλλους υδρογονάνθρακες, αργό, διοξείδιο και μονοξείδιο του άνθρακα, κυάνιο και ήλιο. Σημαντικό ρόλο στην παρουσία των υδρογονανθράκων, τα οποία βρίσκονται στα εξωτερικά στρώματα της ατμόσφαιρας και είναι υπεύθυνα για το πορτοκαλί χρώμα που βλέπουμε στον Τιτάνα, φαίνεται να διαδραματίζει η υπεριώδης ακτινοβολία του Ήλιου. Αυτή είναι υπεύθυνη για τη διάσπαση του μεθανίου σε απλούστερους υδρογονάνθρακες.Να σημειώσουμε ότι ο Τιτάν δεν έχει μαγνητικό πεδίο. Αφού μάλιστα σε κάποια σημεία της τροχιάς του βρίσκεται και εκτός του μαγνητικού πεδίου του Κρόνου, βρίσκεται εκτεθειμένος στα σωματίδια του ηλιακού ανέμου, με αποτέλεσμα διάφορες χημικές αντιδράσεις στα εξωτερικά στρώματα της ατμόσφαιράς του. Η ατμόσφαιρα του Τιτάνα εκτείνεται 880 (Km) πάνω από την επιφάνεια του. Λόγω της αδιαφάνειας του, ήταν η αιτία να γίνει λάθος στην εκτίμηση του μεγέθους του κατά τις παρατηρήσεις του πριν τη ανακάλυψη της ατμόσφαιράς του το 1944 από τον G.P.Kuiper. Η ατμόσφαιρα του Τιτάνα πιστεύεται ότι μοιάζει πολύ με αυτή της Γης στα πρώτα στάδια δημιουργίας της, πριν εμφανιστεί δηλαδή ζωή στον πλανήτη. Ο Τιτάνας όμως είναι πολύ μακρύτερα από τον Ήλιο, με αποτέλεσμα να επικρατούν χαμηλές θερμοκρασίες τις τάσης των -178 βαθμών Κελσίου.
Η διαστημοσυσκευή Cassini της NASA φωτογράφησε για πρώτη φορά ένα σύννεφο πάνω από το βόρειο πόλο (με μέγεθος όσο οι μισές ΗΠΑ) στις 29 Δεκεμβρίου και ξανά στις 13 Ιανουαρίου, καθώς η άνοιξη φέρνει το φως στο βόρειο ημισφαίριο του Τιτάνα. Το σύννεφο, με διάμετρο γύρω στα 2.400 χιλιόμετρα, δεν είχε παρατηρηθεί μέχρι σήμερα, καθώς ήταν κρυμμένο στο σκοτάδι που καλύπτει το βόρειο πόλο στη διάρκεια του τιτάνιου χειμώνα. Παρατηρήσεις με τηλεσκόπια στη Γη υποδεικνύουν ότι το σύννεφο του βόρειου πόλου είναι εποχιακό φαινόμενο. Δεδομένου όμως ότι κάθε εποχή στον Τιτάνα διαρκεί περίπου επτά γήινα χρόνια, το νέφος εκτιμάται ότι θα παραμείνει στη θέση του για συνολικά 25 χρόνια, προτού εξαφανιστεί για περίπου μια πενταετία.
 
Επιφανειακά χαρακτηριστικά
Μέχρι πρόσφατα οι επιστήμονες πίστευαν ότι στον Τιτάνα ίσως υπήρχαν ωκεανοί υδρογονανθράκων αλλά το 2004 το Cassini μας έδειξε ότι δεν υπάρχουν ωκεανοί. Οι σκοτεινές περιοχές που παρατήρησαν οι αστρονόμοι αποδείχτηκε ότι είναι τεράστιες εκτάσεις γεμάτες με αμμόλοφους και ίσως σκεπασμένες από κάποιο οργανικό υλικό. Το Σεπτέμβριο του 2006 το Cassini εντόπισε λίμνες υδρογονανθράκων κοντά στο βόρειο πόλο του δορυφόρου, οι οποίες πιστεύεται ότι τροφοδοτούν και την ατμόσφαιρά του με διάφορες οργανικές ενώσεις. Το μεθάνιο πέφτει υπό μορφή βροχής, σχηματίζει λίμνες, και στη συνέχεια εξατμίζεται και σχηματίζει σύννεφα. Αυτός ο κύκλος του μεθανίου παρομοιάζεται με τον υδρολογικό κύκλο της Γης.
Επίσης στον Τιτάνα υπάρχουν γεωλογικοί σχηματισμοί που σχηματίζονται απλώς από εποχιακές ή ημιμόνιμες λίμνες και ρυάκια από τη βροχή υδρογονανθράκων που πέφτει κατά καιρούς.

Ευρώπη
Πρόκειται για δορυφόρο του Δία, το μικρότερο από τα τέσσερα φεγγάρια του Δία που ανακαλύφθηκαν από το Γαλιλαίο και το έκτο κοντινότερο σε απόσταση από τον πλανήτη συνολικά. Η μελέτη της Ευρώπης έχει ιδιαίτερο ενδιαφέρον λόγω της πιθανότητας φιλοξενίας ζωής στους ωκεανούς που εικάζεται ότι υπάρχουν κάτω από τη παγωμένη επιφάνειά της.
 
Ιώ
Πρόκειται για το δορυφόρο του πλανήτη Δία, είναι ο πλησιέστερος από τους τέσσερις Γαλιλαικούς δορυφόρους στον πλανήτη. Η επιφάνεια του αποτελείται κυρίως από λάβα πυριτίου λόγω των ηφαιστείων που περιέχει ενώ ο πυρήνας σίδηρο. Είναι ορατός με ένα μικρό τηλεσκόπιο.

Καλλιστώ
Η Καλλιστώ είναι ένας από τους τέσσερις μεγαλύτερους δορυφόρους του πλανήτη Δία.
 
Εισαγωγή
Η Καλλιστώ είναι ο δεύτερος μεγαλύτερος δορυφόρος του Δία ( ο μεγαλύτερος είναι ο Γανυμήδης, ο οποίος είναι και ο μεγαλύτερος στο Ηλιακό Σύστημα ), ο τρίτος μεγαλύτερος του Ηλιακού Συστήματος και είναι ο έβδομος σε απόσταση από το Δία δορυφόρος. Το μέγεθος του δορυφόρου αυτού είναι σχεδόν όσο και του πλανήτη Ερμή.
 
Ιστορικά
Η Καλλιστώ ανακαλύφθηκε το 1610 από τον σπουδαίο Ιταλό αστρονόμο, φυσικο και φιλόσοφο Γαλιλαίο μαζί με τους δορυφόρους Ιώ, Ευρώπη και Γανυμήδη. Προς τιμή του ανθρώπου που τους ανακάλυψε, οι τέσσερις αυτοί δορυφόροι, που είναι και οι μεγαλύτεροι του Δια ονομάζονται και Γαλιλαϊκοι. Το όνομα Καλλιστώ, όπως και αυτά των άλλων Γαλιλαϊκών δορυφόρων, οφείλεται στο Γερμανό αστρονόμο Simon Marius. Η ονομασία αυτή προτάθηκε λίγο μετα την ανακάλυψη των δορυφόρων αλλά εδραιώθηκε στα μέσα του εικοστού αιώνα.
 
Φυσικά Χαρακτηριστικά
Η ακτίνα της Καλλιστούς στον ισημερινό της είναι 2400 Km,( συγκριτικά, η Σελήνη έχει διάμετρο 3476 Km, η Γη 12756 Km και ο Ερμής 2439.7 Km ) και απέχει από τον Δία 1,883,000 Km ( μέση απόσταση ). Κινείται σε ελλειπτική τροχιά με περίοδο περιφοράς 16.689 ημέρες. Η περιστροφή της είναι σύγχρονη. Η μάζα του δορυφόρου είναι 1,08×1026 Kg, με μέση πυκνότητα 1,86 g/cm³.

 
Χάροντας
Πρόκειται για το δορυφόρο του απομακρυσμένου νάνου πλανήτη Πλούτωνα. Ο Χάροντας και ο Πλούτωνας αποτελούν ένα διπλό σύστημα με ιδιαίτερο χαρακτηριστικό τη σύγχρονη περιστροφή των δύο σωμάτων. Επίσης το κέντρο μάζας του διπλού αυτού συστήματος δε βρίσκεται εντός του Πλούτωνα, κατά συνέπεια ο όρος διπλό σύστημα νάνων πλανητών περιγράφει ακριβέστερα την κατάσταση παρά ο χαρακτηρισμός του ως δορυφόρος.

Αστεροειδείς:
Οι αστεροειδείς είναι σχετικά μικρά πετρώδη σώματα που γυρίζουν γύρω από τον ήλιο. Είναι πολύ μικροί για να καταταγούν στους πλανήτες ενώ έχουν και διαφορετικές τροχιές από αυτούς μιας και κινούνται σε πολύ ελλειπτικές τροχιές κυρίως ανάμεσα από τον Αρη και τον Δία.
 
Γενικά
Λίγοι αστεροειδείς έχουν διάμετρο μεγαλύτερη από 300 χλμ ενώ ο μεγαλύτερος που γνωρίζουμε έχει μήκος 940 χλμ. Η σύνθεσή τους βασίζεται κυρίως στο πυρίτιο, τον άνθρακα και το σίδηρο (για να διακρίνονται απ' τους κομήτες, που αποτελούνται κυρίως από «βρώμικο πάγο»). Όλοι οι γνωστοί αστεροειδείς μαζί ζυγίζουν λιγότερο από το ένα δέκατο της σελήνης οπότε η παρουσία τους στο Ηλιακό Σύστημα είναι σχετικά ασήμαντη. Σήμερα είναι γνωστοί περισσότεροι από 20,000, αλλά μόνο 33 έχουν διάμετρο μεγαλύτερη από 200 χιλιόμετρα.
 
Ανακάλυψη - Ετυμολογία
Ο πρώτος από αυτούς ανακαλύφθηκε το βράδυ της πρωτοχρονιάς του 1801 από τον Ιταλό Giuseppe Piazzι και ονομάστηκε Δήμητρα (Ceres). Μετά την ανακάλυψη της Δήμητρας, βρέθηκαν κι άλλοι αμυδροί "πλανήτες" που περιφέρονταν σε αποστάσεις από τον Ήλιο μεταξύ του Άρη και του Δία, η «κύρια ζώνη» των οποίων καταλαμβάνει το χώρο ενός δακτυλίου μεταξύ 2.0 και 4.2 AU. Όλοι τους έμοιαζαν με αστέρες, επειδή ο δίσκος του ήταν πολύ μικρός για να μπορεί να διακριθεί με τα όργανα που διέθεταν την εποχή εκείνη οι αστρονόμοι και, συνεπώς, έδιναν σημειακές εικόνες στο τηλεσκόπιο. Έτσι το 1802 επινοήθηκε ο (ατυχής) όρος αστεροειδής (asteroid) για να τους περιγράψει.

Προέλευση

Παλαιότερα οι αστεροειδείς της κύριας ζώνης θεωρούνταν ότι ήταν τα συντρίμμια ενός πλανήτη που κινούνταν εκεί που βρίσκεται τώρα η Ζώνη των Αστεροειδών και θρυμματίστηκε από κάποια κατακλυσμιαία σύγκρουση. Σήμερα όμως επικρατεί η αντίθετη άποψη, ότι δηλαδή οι αστεροειδείς ήταν το υλικό για έναν μικρό πλανήτη, του μεγέθους του Άρη ή μικρότερο, που όμως δεν σχηματίστηκε ποτέ λόγω της επίδρασης της βαρύτητας του Δία.
 
Τροχιές

Το 5% περίπου των αστεροειδών έχουν πολύ έκκεντρες τροχιές, οι οποίες τέμνουν τις τροχιές ενός ή και περισσότερων πλανητών, συγκεκριμένα της Γης, του Άρη, του Δία ή του Κρόνου. Η τροχιά του Χείρωνα τέμνει ακόμα και την τροχιά του Ουρανού! Η μελέτη της κίνησης των αστεροειδών, των οποίων η τροχιά τέμνει την τροχιά των βραχώδων πλανητών, παρουσιάζει ιδιαίτερο ενδιαφέρον, δεδομένου ότι θα μπορούσαν να συντριβούν πάνω σε κάποιον από αυτούς. Η πιθανότητα μιας τέτοιας σύγκρουσης είναι, πάντως, πολύ μικρή.

Διάκενα Kirkwood και Τρωϊκοί Αστεροειδείς
Η κατανομή του μήκους του μεγάλου ημιάξονα της τροχιάς των αστεροειδών της κύριας ζώνης παρουσιάζει ορισμένα κενά, τα οποία ονομάζονται διάκενα Kirkwood (Kirkwood gaps). Αυτά τα διάκενα προκαλούνται κυρίως από τη βαρυτική επίδραση του Δία. Μερικοί αστεροειδείς έχουν συντονιστεί με την περίοδο περιφοράς του Δία (11.86 έτη) και τον συνοδεύουν στην κίνηση του γύρω από τον Ήλιο. Οι αστεροειδείς αυτοί, που ονομάζονται Τρωικοί, είναι συγκεντρωμένοι γύρω από δύο σημεία ισορροπίας, που ονομάζονται σημεία Lagrange. Τα σημεία αυτά ορίζονται ως οι κορυφές των δύο ισοπλεύρων τριγώνων που σχηματίζονται, το καθένα, με άλλες δύο κορυφές τον Ήλιο και τον Δία.
 
Αριθμοί

Κάθε αστεροειδής που επιβεβαιώνεται παίρνει έναν αύξοντα αριθμό ανακάλυψης. Μέχρι να γίνει αυτό, του δίνεται ένας προσωρινός αριθμός που αποτελείται απ' το έτος ανακάλυψης, έναν κώδικα δυο γραμμάτων που δηλωνει την εβδομάδα του χρόνου που έγινε η ανακάλυψη, και έναν η δύο αριθμούς αν περισσότεροι από ένας αστεροειδείς ανακαλύφθηκαν την ίδια εβδομάδα. Μετά την επαλήθευση της τροχιάς του, ο κωδικός του αποτελείται από τον αύξοντα σε παρένθεση ακολουθούμενο απ' τον προσωρινό αριθμό, π.χ. (3360) 1981 VA, που ήταν και ο πρώτος αστεροειδής για τον οποίο δεν χρησιμοποιήθηκε κάποιο όνομα. Ο αύξοντας αριθμός συνήθως χρησιμοποιείται μαζί με το όνομα του αστεροειδή, όταν αυτό υπάρχει.

Ονόματα

Στα πρώτα χρόνια της ανακάλυψής τους, οι αστεροειδείς έπαιρναν ονόματα Ελληνικών ή Ρωμαϊκών θεοτήτων, ή άλλων μυθολογικών προσώπων. Λόγω του πλήθους τους όμως, οι αστρονόμοι κάποια στιγμή δυσκολεύονταν να τους ονομάζουν. Επειδή η επιλογή του ονόματος του αστεροειδή ανήκει σε αυτόν που ανακάλυψε, κι επειδή είναι τόσο πολλοί σε πλήθος, συχνά οι αστρονόμοι δίνουν ονόματα πόλεων, τα δικά τους ονόματα, των παιδιών τους ή ακόμα και κάποιου κατοικίδιου. Υπάρχουν αστεροειδείς με ονόματα παρμένα από ταινίες και τηλεοπτικές σειρές, όπως ο 13681 Monty Python, ο 9007 James Bond, ο 9777 Enterprise κι ο 2309 Mr. Spock, γνωστών τραγουδιστών όπως ο 4147 Lennon και ο 4148 McCartney και προσωπικοτήτων, όπως ο 1772 Gagarin, o 5535 Annefrank κι ο 7100 Martin Luther.

Eξερεύνηση των Αστεροειδών

Η πρώτη φωτογραφία αστεροειδή ήταν αυτή του 951 Γκάσπρα (Gaspra) το 1991, από τη διαστημοσυσκευή Galileo (Γαλιλαίος) που τότε ήταν καθ' οδόν προς το Δία. Η πρώτη αποστολή ειδικά για τη μελέτη αστεροειδών ήταν η αμερικανική NEAR-Shoemaker, που το 1997 φωτογράφισε τον 253 Ματθίλδη και το 2000 μπήκε σε τροχιά γύρω από τον 433 Έρως.
Στις 25 Νοεμβρίου του 2005 η Ιαπωνική διαστημοσυσκευή Hayabusa προσεδαφίστηκε στην επιφάνεια του αστεροειδή 25143 Itokawa και συνέλεξε δείγματα εδάφους, που σύμφωνα με το πρόγραμμα θα επέστρεφε στη Γη το 2007. Λόγω προβλημάτων η επιστροφή αναβλήθηκε για το 2010. Η Ευρωπαϊκή αποστολή Rosetta θα μελετήσει τους 2867 Steins και 21 Lutetia το 2008 και 2010, ενώ η αμερικανική αποστολή Dawn θα μελετήσει τους αστεροειδείς Δήμητρα και Βέστα μετά το 2010.

Κομήτης

Γενικά
Είναι ίσως από τα πιο εντυπωσιακά σώματα που εμφανίζονται στον ουρανό, καθώς σε πολλές περιπτώσεις είναι όχι μόνο ιδιαίτερα λαμπροί, αλλά και καταλαμβάνουν μια μεγάλη επιφάνεια στον νυχτερινό ουρανό. Η μεγάλη πλειοψηφία των κομητών (84%) επισκέφτονται το Ηλιακό Σύστημα με περίοδο μερικές χιλιάδες χρόνια, ωστόσο το υπόλοιπο 16% είναι οι λεγόμενοι βραχυπερίοδοι κομήτες, οι οποίοι έχουν περίοδο περιφοράς μεταξύ 2 και 2000 ετών. Ο πιο γνωστός είναι ο κομήτης του Halley, ο οποίος μας επισκέπτεται κάθε 76 χρόνια.
 
Ονομασία

Η λέξη κομήτης προέρχεται από την ελληνική λέξη "κόμη". Ο λόγος είναι προφανής. Η ουρά, ή καλύτερα οι ουρές των κομητών, αποτελούν και το κυριότερο παρατηρητικό γνώρισμά τους.
 
Δομή

Οι κομήτες αποτελούνται από τρία μέρη: τον πυρήνα, την κεφαλή και την ουρά. Ο πυρήνας μπορεί να χαρακτηριστεί ως μια βρώμικη παγωμένη μπάλα. Αποτελείται δε από το ίδιο πρωταρχικό υλικό που σχημάτισε κάποτε το ηλιακό μας σύστημα. Το μέγεθος του πυρήνα ποικίλλει ανάμεσα στο 1 και στα 10 Km ενώ μπορεί ακόμη και να ξεπεράσει τα 100Km.Η μάζα του κυμαίνεται από 1011 έως και 1018 kgr ενώ η θερμοκρασία του υπολογίζεται από 150 έως 250 βαθμούς Kelvin. Φυσικά αυτή είναι μια καθαρά ενδεικτική μέση τιμή γιατί ενώ όταν βρίσκονται στο αφήλιό τους, δηλαδή στη μεγαλύτερη δυνατή απόσταση από τον Ήλιο, η θερμοκρασία τους είναι μερικοί μονό βαθμοί πάνω από το απόλυτο μηδέν, όταν πλησιάζουν στον Ήλιο και δη στο περιήλιό τους η θερμοκρασία τους πλησιάζει τους 4.500 βαθμούς Kelvin.

Σύσταση

Περιέχει παγοκρυστάλλους νερού, αμμωνίας, διοξείδιο του άνθρακα, μεθάνιο, αιώνιο, μεθυλική αλκοόλη, ακετυλένιο, κυανοακετυλένιο, υδροκυάνιο όπως και πολλά στοιχειά (Na, Fe, Ca, Cr, Mn, Co, Cu) Ο γνωστός αστροφυσικός Fred Whipple τους ονόμασε βρωμοχιονόμπαλες και μάλλον είχε δίκιο. Η κεφαλή απαρτίζεται ουσιαστικά από τον πυρήνα και την κόμη. Γίνεται δε εμφανής όταν ο κομήτης αρχίζει να πλησιάζει τον Ήλιο. Αποτελείται από πληθώρα στοιχείων καθώς και από ελεύθερες ρίζες . Συναντάμε CN, C2, C3, OH, NH, NH2, CH, O κ.λ.π. Φυσικό είναι οι πάγοι να αρχίζουν να λιώνουν και ο πυρήνας να εξατμίζεται, φαινόμενο το όποιο γίνεται όλο και πιο έντονο όσο πλησιάζει τον Ήλιο. Η μάλλον οι ουρές του διότι υπάρχουν δυο είδη: α) οι ιοντικές ουρές και β )οι ουρές σκόνης ή αλλιώς σωματιδιακές ουρές. Οι ιοντικές ουρές είναι μεγαλύτερες και λεπτότερες. Αποτελούνται κυρίως από CO+, CO2+, N2+, OH+ δηλαδή κατιοντικές ρίζες. Οι ουρές σκόνης αποτελούνται από ουδέτερα σωματίδια τα οποία ξεφεύγουν από την κόμη ,είναι δε μικρότερες από τις ιοντικές. Έχουν κατεύθυνση πάντα αντίθετη από τον ήλιο ακριβώς λόγω της πίεσης που ασκεί πάνω τους ο ηλιακός άνεμος και η ηλιακή ακτινοβολία. Η ουρά μπορεί να φτάσει σε μήκος μέχρι και τα 106Km και αποτελεί σίγουρα ένα από τα πλέον φαντασμαγορικά θεάματα.

Η ζωή του Κομήτη

Έχει υπολογιστεί ότι σε κάθε διάβαση από το περιήλιο ο κομήτης χάνει και ένα στρώμα, μια φλούδα καλύτερα πάχους τριών μέτρων από την επιφάνειά του. Αριθμός καθαρά ενδεικτικός καθώς δε λαμβάνεται υπόψιν το μέγεθος και το ακριβές σχήμα της τροχιάς. Όπως εξίσου ενδεικτικός είναι και ο αριθμός των διακοσίων περιστροφών μετά τις οποίες ο κομήτης διαχωρίζεται σε μικρότερα μέρη ή/και αποσυντίθεται.Τα θραύσματα του μπορούν να δημιουργήσουν βροχές διαττόντων και μετεωρίτες.
 
Προέλευση

Σύμφωνα με μια δεύτερη θεωρητική άποψη, που υποστηρίχτηκε από τους Lyttleton, Bondi και Hoyle, οι κομήτες δεν δημιουργήθηκαν από το πρωτοπλανητικό υλικό, αλλά από συμπυκνώσεις ομογενούς μεσοαστρικής σκόνης, πυκνότητας 10-24 gr.cm-3


Τροχιές

Ανάλογα με τη μορφή της τροχιάς τους, οι κομήτες διακρίνονται σε δύο κατηγορίες: στους μακροπερίοδους και στους βραχυπερίοδους. Οι μακροπερίοδοι, που αποτελούν και τη μεγάλη πλειοψηφία (περίπου το 84% του συνόλου), έχουν τροχιές σχεδόν παραβολικές και είναι μη περιοδικοί, πράγμα που σημαίνει ότι δεν ξέρουμε αν (και πότε) θα επανέλθουν. Η περίοδος περιφοράς τους μπορεί να είναι μεταξύ 103 και 107 έτη. Αντίθετα οι βραχυπερίοδοι, που είναι και οι λιγότεροι (περίπου το 16% του συνόλου), έχουν ελλειπτικές τροχιές και είναι περιοδικοί, με περίοδο περιφοράς μεταξύ 2 και 2.000 ετών. Ο αριθμός των κομητών που συνοδεύουν τον Ήλιο μας, και συνεπώς και το πλανητικό μας σύστημα, είναι πάρα πολύ μεγάλος, και αυτοί απομακρύνονται μέχρι πραγματικά τεράστιες αποστάσεις κατά τη διάρκεια των τροχιών τους.
 
Γνωστοί Κομήτες
Αν και ο αριθμός των κομητών του ηλιακού μας συστήματος είναι τεράστιος, υπάρχουν κάποιοι από αυτούς που είναι πολύ γνωστοί λόγω της περιοδικότητας τους, είτε επειδή έχουν συνδεθεί με βροχές διαττόντων αστέρων, είτε επειδή όταν έφτασαν κοντά στη Γη ήταν πολύ εντυπωσιακοί ή επειδή στάλθηκε σε αυτούς κάποια ερευνητική διαστημοσυσκευή.

Πηγές Πληροφοριών:

http://www.astrovox.gr/
http://astronomia.gr/
http://www.skyandtelescope.com/
Το Σύμπαν που Αγάπησα (Μ. Δανέζης, Σ. Θεοδοσίου)
Το Σύμπαν και πέρα απ΄Αυτό (Terence Dickinson)
Σύμπαν και η σύγχρονος Αστροναυτική (Ι.Ξανθάκης, Γ. Γεωργαλάς, Λ. Καραπιπέρης, Γ. Αδαμόπουλος, Ι. Μακρής)
NightWatch: A Practical Guide to Viewing the Universe (Terence Dickinson)
Περιοδικά "Ουρανός" (Εταιρεία Αστρονομίας και Διαστήματος Βόλου)

<<site map

Χρόνος εκτέλεσης : 0.083 δευτερόλεπτα