Slnečná sústava

Vznik

Medzi hviezdami našej galaxie je veľa mračien, alebo hmlovín skladajúcich sa z plynov a prachu. Z jedného takého mraku približne pred 4,6 miliardami rokov vznikla aj naša slnečná sústava. Začala sa tvoriť vtedy, keď sa hviezdny prach začal pod vplyvom gravitácie zmršťovať do zhluku. Ako sa mrak zmršťoval, začal rotovať. Časom sa z neho stal otáčajúci sa disk, u ktorého bola väčšina hmoty sústredená v strede disku, kde sa začala tvarovať do tvaru gule. Hmota v strede disku pokračovala pod vplyvom gravitácie vo svojom zmršťovaní a stávala sa menšou a hustejšou. Keď teplota vo vnútri zhluku dosiahla niekoľko desiatok miliónov stupňov Celzia, začala sa termonukleárna reakcia. Hmota v strede disku začala žiariť ako nová hviezda- Slnko. Medzitým sa z prachu a plynu okolo zhluku začali tvoriť planéty. V vnútorných teplejších oblastiach disku dochádzalo ku zrážkam zrniek prachu a tvorili väčšie a väčšie kúsky. Tento proces je známy ako narastanie. Veľké kusy sa navzájom ďalej zrážali a boli k sebe priťahované vplyvom gravitácie a nakoniec sa z nich stali vnútorné planéty. Boli primalé a ich príťažlivosť bola príliš malá, aby mohli udržať ľahký vodík a hélium nachádzajúci sa v disku. Ďalej od Slnka bola teplota omnoho menšia a planéty, ktoré tam vznikli boli schopné tieto plyny udržať. Tým si vysvetľujeme vysokú atmosféru jupiterovských planét.
Vedci sa domnievajú, že vznik našej sústavy bol bežným javom. Domnievajú sa tiež, že podobné sústavy vznikajú vo vesmíre neustále.

Z čoho sa skladá?

Slnečná sústava sa skladá z planét, mesiacov, malých teliesok ako sú asteroidy, meteority a kométy, planétky, obiehajúcich okolo Slnka. Slnečnú sústavu tvorí centrálna hviezda (Slnko) a telesá, ktoré obiehajú okolo nej. Je to deväť planét - Merkúr, Venuša, Zem, Mars, Jupiter, Saturn, Urán Neptún, Pluto - a ich 61 doteraz známych mesiacov. Slnečná sústava obsahuje aj medziplanetárny plyn a prach.

Planéty obiehajú okolo Slnka tým istým smerom po epileptických dráhach v úzkom disku okolo roviny rovníka Slnka (pri pohľade zhora je to proti smeru hodinových ručičiek) a všetky, okrem Venuše, Uránu a Pluta, sa otáčajú okolo vlastnej osi týmto smerom. Slnko obiehajú v rôznych vzdialenostiach. Pluto (najvzdialenejšia planéta) urobí jeden obeh za 248 našich rokov, kým Merkúr (najbližšia planéta) za 88 našich dní. Niektoré planéty majú Mesiace, ktoré sa tiež pri obehu okolo svojich planét otáčajú aj okolo vlastnej osi. Celá slnečná sústava obieha okolo stredu našej Galaxie, Mliečnej cesty. Najznámejší pre nás je náš mesiac, ktorý obehne okolo zeme raz za 27,33 dňa. Planéty (okrem Pluta) patria do dvoch skupín: prvú tvoria štyri malé skalnaté planéty blízko Slnka (Merkúr, Venuša, Zem a Mars). Druhú skupinu tvoria štyri planéty nachádzajúce sa ďalej od Slnka. Sú to plynní obry (Jupiter, Saturn, Urán a Neptún). Pluto nepatrí do týchto skupín. Je to veľmi malá, pevná a ľadová planéta. Medzi planétami Mars a Jupiter (medzi kamennými planétami a plynnými obrami) existuje pásmo tisíc balvanov z hornín a železa, ktoré nazývame asteroidy.

V slnečnej sústave sa nachádzajú aj meteority, ktoré podobne ako asteroidy vznikli z Veľkého tresku (hmloviny, ktorá vznikla pred 4,6 miliardami rokov). Ak meteorit vnikne do zemskej atmosféry, trením sa zahrieva a javí sa ako žiarivý prúžok svetla, nazývaný meteor ("padajúca hviezda"). Meteorické dažde sa objavujú vtedy, keď Zem prechádza cez prúdy prachových častíc, ktoré pochádzajú najmä z komét. Väčšina meteoritov v atmosfére úplne zhorí. Tie, ktoré sú dostatočne veľké a úplne nezhoria, zasiahnu povrch Zeme.

SLNKO

Slnko je žltá hviezda, ktorá je stredom slnečnej sústavy. Má približne päť miliárd rokov, a tak ako doteraz bude svietiť ešte aspoň ďalších päť miliárd rokov. Je to obrovská žeravá guľa s priemerom 1 392 000 km. Jej hmotnosť je obrovská – je 333 000-krát väčšia ako hmotnosť Zeme, preto má veľkú gravitačnú silu. Je to práve ona, ktorá drží všetky planéty na obežnej dráhe. Teplota na povrchu dosahuje 6 000 oC. Takmer celá pozostáva z vodíka a hélia. V jadre Slnka sa jadrovou reakciou vodík na hélium, pričom sa uvoľňuje energia. Energia prechádza cez radiačnú a konvektívnu zónu k fotosfére (viditeľný povrch), kde opúšťa Slnko vo forme svetla a tepla. Na fotosfére sa často nachádzajú tmavé, relatívne chladné oblasti, ktoré nazývame slnečné škvrny. Zvyčajne sa objavujú v pároch alebo skupinách. Domnievame sa, že ich spôsobujú magnetické polia. Inými druhmi slnečnej aktivity sú erupcie, ktoré zvyčajne súvisia so slnečnými škvrnami, a protuberancie. Erupcie sú krátkodobé výrony plazmy, ktoré sa podľa intenzity delia na tri triedy. Protuberancie sú slučky alebo vlákna plynu vystupujúce zo slnečnej atmosféry; niektoré trvajú niekoľko hodín, iné aj niekoľko mesiacov. Nad fotosférou je chromosféra (vnútorná vrstva) a extrémne riedka koróna (vonkajšia atmosféra), ktorá siaha milióny kilometrov do okolia. Jemné častice unikajúce z koróny sú slnečným vetrom, ktorý prúdi priestorom rýchlosťou stoviek kilometrov za sekundu. Chromosféru a korónu môžeme vidieť zo Zeme, keď dôjde k úplnému zatmeniu Slnka Mesiacom.

MERKÚR

Merkúr je planéta nachádzajúca sa najbližšie k Slnku. Obieha ho v strednej vzdialenosti asi 58 miliónov kilometrov. Pohybuje sa priemernou rýchlosťou takmer 48 kilometrov za sekundu, teda rýchlejšie ako iné planéty, a jeden obeh jej trvá iba necelých 88 dní. Merkúr je veľmi malý (len Pluto je menší) a kamenný. Veľká časť povrchu je posiata krátermi spôsobenými dopadom meteoritov. Nachádzajú sa tu však i plytké roviny riedko posiate krátermi. Caloris basin (Panva Caloris) je najväčší kráter s priemerom 1 300 kilometrov. Predpokladá sa, že vznikol dopadom asteroidu. Je obklopený koncentrickými prstencami pohorí vyvrhnutými impaktom. Na povrch je aj veľa hrebeňov (nazývaných zlomy), o ktorých sa predpokladá, že vznikli asi pred štyrmi miliardami rokov, keď sa horúce jadro mladej planéty ochladzovalo a scvrkávalo. Počas tohto procesu sa povrch planéty zdeformoval. Planéta rotuje okolo svojej osi veľmi pomaly, jedna otáčka jej trvá takmer 59 pozemských dní. Výsledkom je, že na Merkúre slnečný deň (od východu Slnka po najbližší nasledujúci východ Slnka) trvá asi 176 pozemských dní - dvakrát tak dlho, ako je 88-dňový merkúrovský rok. Na Merkúri sú extrémne povrchové teploty, v rozpätí od maxima 430°C na Slnkom osvetlenej strane až po -170°C na tmavej strane. Za súmraku teplota klesá veľmi rýchlo, pretože takmer neexistuje atmosféra planéty. Pozostáva len z nepatrného množstva jadier hélia (v dôsledku slnečného vetra) a vodíka a zo stôp iných plynov.

VENUŠA

Venuša je po Slnku a Mesiaci najjasnejším telesom na oblohe. Je to druhá planéta od Slnka, veľkosťou takmer identická ako naša Zem. Jej priemer je 95% priemeru našej planéty. Je pomenovaná podľa rímskej bohyne krásy a lásky. Bola považovaná za planétu, ktorá je najviac podobná tej našej. Opak je však pravdou. Výskumy hovoria, že podmienky pre život aký v súčasnosti poznáme, na nej nie sú.

Na povrchu vládne spaľujúca horúčava, má hustú atmosféru, ktorá je plná oxidu uhličitého a vzniká v nej kyselina sírová. Venušu pokrýva mohutná vrstva oblakov , čo spôsobuje skleníkový efekt a zachytávanie slnečného tepla. V dôsledku toho dosahuje teplota povrchu okolo 480 oC. Vietor dosahuje rýchlosť až 360 km/h. Tak ako Mesiac, aj Venuša pri svojej ceste okolo Slnka, pri pozorovaní zo Zeme prechádza sériou fáz. Pravidelne dochádza aj k podobnému javu ako pri zatmení Slnka. Pri týchto tranzitoch, keď je planéta medzi Zemou a Slnkom vyzerá ako malá čierna bodka prechádzajúca cez slnečný disk. Tranzity sú pomerne vzácny jav. Dvojica tranzitov sa odohrá vždy osem rokov po sebe a potom je viac ako sto rokov prestávka. Tento úkaz je na pláne najbližšie v rokoch 2004 a 2012, naposledy boli v rokoch 1874 a 1882. Kozmické sondy objavili horu vysokú až 12 km. Možno sa tu vyskytujú aj aktívne vulkány. Sondy Pioneer a Veněra namerali, že atmosféru Venuše tvorí z 96% oxid uhličitý a 3% tvorí dusík. Našli sa aj stopy neónu a niekoľko izotopov argónu. V oblačnom príkrove planéty sa vyskytuje aj vodná para s desaťkrát väčšou hustotou ako v priezračnej atmosfére pri povrchu. Nažltlé zafarbenie, je spôsobené tým, že sa voda v oblakoch zlučuje so stopovými množstvami oxidu siričitého, pri ktorom vznikajú kvapky kyseliny sírovej. 60% povrchu sa neodchyľuje o viac ako 500 metrov od stredného polomeru planéty (6037 km). Výšky sa merajú od stredného polomeru preto, lebo na Venuši stredná hladina morí neexistuje.

Väčšinu povrchu tvoria pahorkatiny s výškou okolo 1000 metrov, 20% sú nížiny a len 10% je hornatých. Dve najväčšie pahorkatiny sú Afroditina zem (Terra Aphrodite) veľká asi ako Afrika a Ištarina zem (Terra Ishtar veľká asi ako Austrália) Tieto dva útvary predstavujú niečo ako kontinenty. Najvyšším miestom na povrchu Venuše je Maxwellovo pohorie (Maxwell Montes) v Ištarinej zemi. Možno je to v skutočnosti jedná veľká hora. Totp pohorie je tak vysoké, že ho možno rozpoznať aj pozemským radarom. Týči sa do výšky 10500 metrov nad stredným polomerom. Pri pozorovaní tohto pohoria z povrchu Venuše by sa nám zrejme naskytol úžasný pohľad lebo sa dvíha 8000 metrov nad okolnou planinou. Je to zrejme pozostatok dávnej sopky, ktorej kráter mal priemer okolo 100 kilometrov. Beta Regio je ďalšou dôležitou oblasťou s obrovskými štítovými sopkami Rhae a Theia Sú vyššie ako ich ekvivalenty na Havaji. Beta Regio je ešte stále v štádiu formovania lebo je to najmladší z významnejších útvarov na planéte. Najnižším miestom na Venušinom povrchu je Dianin kaňon (Diana Chasma), ktorý sa nachádza v Afroditinej zemi. Oproti našej Mariánskej priekope je so svojou hĺbkou okolo 3000 metrov plytký. Najnižšie položenou a najväčšou planinou je Atalatská planina (Atalanta Planitia). Má približne rovnakú rozlohu ako náš Atlantický oceán ale nieje tak hlboká.

ZEM

Zem je v poradí treťou planétou od Slnka. Je najväčšia z terestrických planét. Je to jediná planéta slnečnej sústavy, o ktorej vieme, že sa na nej vyvinul život. Keď sa pred 4,6 miliardami rokov utvárala slnečná sústava, bola Zem pravdepodobne celá z pevných látok, ale o 500 miliónov rokov neskôr sa ohriala vplyvom rádioaktívneho rozpadu, čím sa kovové prvky postupne roztavili, oddelili sa od nekovových kremičitých látok a klesli smerom do stredu Zeme, zatiaľ čo kremičitany stúpali k povrchu. Táto roztavená kovová hmota, prevažne železo s malou prímesou niklu tvorí zemské jadro o priemere asi 6800 kilometrov. Jadro má teplotu okolo 6000 oC a je prevažne roztavené, i keď sa predpokladá, že v strede Zeme existuje vnútorné tuhé jadro o priemere asi 300 kilometrov. Neustáli pohyb roztavenej hmoty jadra vytvára zemské magnetické pole.

Nad jadrom sa nachádza vrstva nazývaná plášť. Skladá sa prevažne z roztavených alebo tuhých kremičitých hornín a má hrúbku 3000 kilometrov. Povrch plášťa tvorí zemská kôra. Má hrúbku asi 70 kilometrov, pod oceánmi 10-12 kilometrov. Zemská je pomerne tenká a má podobu niekoľkých oddelených kontinentálnych dosiek „plávajúcich“ na polotekutom plášti. Tento jav sa nazýva kontinentálny drift. Okraje kontinentálnych dosiek zodpovedajú oblastiam tektonických porúch a zlomov, kde najčastejšie dochádza k sopečnej aktivite alebo zemetraseniam. Okolo 70 percent zemského povrchu pokrýva voda. Od strednej hladiny oceánov meriame výšky objektov na povrchu (stredný polomer). Najvyššie oblasti na zemskom povrchu sú Tibetská náhorná plošina a priliehajúce pohorie Himaláje. V tejto oblasti je sústredených 47 najvyšších hôr Zeme. Najvyššia je Mount Everest – 8848 m.n.m. Najnižším bodom zemského povrchu sa nachádza v Mariánskej priekope – 11034 metrov pod hladinou mora. Veterná a vodná erózia spôsobila, že na Zemi nenachádzame takmer žiadne meteorické krátery. Preto sú mladšie horské útvary na Zemi vyššie ako staršie pohoria. Pozemské pohoria boli vytvorené tlakom kontinentálnych dosiek, ktoré sa pohybovali proti sebe, alebo sopečnou aktivitou. Väčšina pohorí vznikla prvým z uvedených spôsobov. Pri druhom spôsobe trvá celý proces kratšiu dobu. Príkladom hôr vzniknutých sopečnou činnosťou sú podmorské hory (hory, ktoré vyrastajú z morského dna, ale ich vrchol môže byť nad hladinou) tvoriace reťaz Havajských ostrovov.

Zem je – po Jupiterovom mesiaci Io – telesom s druhou najväčšou vulkanickou aktivitou v slnečnej sústave. Vulkanicky najaktívnejšia oblasť na Zemi je Pacifická panva. Povrch Zeme obklopuje atmosféra o hrúbke asi 200 kilometrov a hmotnosti 5700 biliónov ton. Tvorí ju z prevažnej časti dusík (78 percent) a kyslík (21 percent). Zvyšné 1 percento tvorí argón, vodné pary a oxid uhličitý. V atmosfére rozlišujeme päť vrstiev. Najhustejšia a najbližšia k povrchu je troposféra, siahajúca do výšky 10 kilometrov. Za ňou ide stratosféra (od 10 do 50 kilometrov), mezosféra (50 – 90 kilometrov) a ionosféra (90 – 230 kilometrov). Zhruba 80 percent molekúl atmosféry je sústredených v troposfére, kde je aj najvyšší atmosférický tlak. V mezosfére je už atmosféra veľmi riedka a výška 200 kilometrov sa považuje za hranicu vonkajšieho kozmického priestoru. Zbytky zemskej atmosféry sa však vyskytujú aj nad touto hranicou, takže vrchná ionosféra a priestor za jej hranicami sa ešte delí na termsféru (100 – 600 kilometrov) a exosféru (nad 600 kilometrov).

Atmosféra Zeme poskytuje našej planéte ochranu pred podstatnou časťou slnečného žiarenia. Svetlo viditelného spektra preniká všetkými vrstvami atmosféry, infračervené a rádiové vlny však čiastočne pohltí stratosféra, ultrafialové žiarenie takmer úplne pohltí ozónová vrstva stratosféry a röntgenové žiarenie neprenikne mezosférou. Zloženie zemskej atmosféry je vo všetkých vrstvách rovnaké, oblaky vodnej pary sa však vyskytujú iba v troposfére. Oblačnosť zakrýva v každom okamžiku zhruba polovicu zemského povrchu. Zemská oblačnosť je v neustálom pohybe v súlade s tým, ako sa vyvíja počasie. V určitých obdobiach môžu v oblačnej vrstve zemskej atmosféry vzniknúť cyklónové búrky.(známe v oblasti Pacifiku ako tajfúny a v oblasti Atlantiku ako hurikány). Atmosféra Zeme funguje tiež ako regulátor teploty. Keby bola Zem len o málo teplejšia, trpela by rovnakým skleníkovým efektom ako Venuša a mala by tiež atmosféru zloženú výlučne z oxidu uhličitého. Sklon rotačnej zemskej osi k rovine ekliptiky 23,4 stupňa je príčinou striedania ročných období, pretože severná a južná pologuľa sú v rôznych dobách privrátené k Slnku. Iba dvakrát za rok, pri jarnej a jesennej rovnodennosti, svieti Slnko priamo na zemský rovník, a obe pologule sú tak ožarované rovnomerne. Na severnej pologuli sa zväčšuje príklon k Slnku od jarnej rovnodennosti (21. marca) až do letného slnovratu (21. júna). V okamžiku letného slnovratu je severná pologuľa natočená tak, že dostáva najviac slnečnej energie za celý rok, zatiaľ čo južná pologuľa najmenej.

Od letného slnovratu do jesennej rovnodennosti (23. októbra) slnečného žiarenia ne severnej pologuli ubúda a na južnej pribúda v súlade s tým, ako sa Slnko blíži k rovníku. Pri jesennej rovnodennosti Slnko prekročí rovník a rovnaký vývoj pokračuje až do zimného slnovratu (21. decembra), kedy dopadá najviac slnečného žiarenia na južnú, najmenej na severnú pologuľu. Po zimnom slnovrate sa Slnko opäť začne presúvať smerom k rovníku. Toto pravidelné každoročné striedanie určuje podnebie všetkých oblastí na Zemi. Zmeny v sklone zemskej osi, ktoré dosahujú až 2,5 stupňa za 100000 rokov, môžu spôsobiť tak dramatické zmeny v podnebí, ako bola doba ľadová pred 15000 rokmi. Behom celého ročného cyklu dopadá na rovník viac slnečného žiarenia ako na ktorúkoľvek inú časť Zeme, zatiaľ čo na póly najmenej. Póly preto pokrýva stála vrstve ľadu. Sklon zemskej osi a následné striedanie ročných období vedie k pravidelným každoročným zmenám teploty a tlaku. To zase ovplyvňuje celkový charakter počasie na Zemi. Tiež horské pásma zemských kontinentov ovplyvňujú počasie. Zložité vzájomné vzťahy medzi sklonom osi a chemickým a geologickým zložením Zeme, ktoré tvoria unikátnu kombináciu , hrali významnú úlohu pri vývoji života na Zemi.

MARS

Mars je štvrtou planétou vzdialenou od Slnka. Tiež o ňom hovoríme ako o červenej planéte, čo je spôsobené najmä oxidmi železa. Sklon Marsu je o necelý stupeň odlišný od Zeme, čoho dôsledkom je podobná zmena štyroch ročných období. Aj keď sú na tu relatívne veľké rozdiely medzi teplotami v lete a v zime, aj v letných mesiacoch môžeme zbadať námrazu a snehový poprašok. Je to tiež jediná planéta slnečnej sústavy, kde na povrchu môžme nájsť ľadové čiapočky, ktoré sú tvorené vodným ľadom a zmrznutým oxidom uhličitým (len južná čiapočka). Teplota povrchu kolíše asi od –130 oC do –29 oC.

Povrch Marsu je pokrytý impaktnými a vulkanickými krátermi, na severnej pologuli sú ale aj planiny s malým množstvom kráterov. V súčasnosti tu nenájdeme žiadnu vulkanickú činnosť. O tom, že tu v minulosti bola svedčí najmä Olympus Mons – najväčšia sopka Slnečnej sústavy, týčiaca sa do výšky 25 kilometrov. Povedľa nej nájdeme viacej sopečných pohorí. Charakteristickou črtou Marsu (ako aj všetkých ostatných vnútorných planét) sú tektonické zlomy, tu je najznámejší Valles Marineris, mohutný kaňon tiahnúci sa pozdĺž rovníku. Na povrchu sa často vyskytujú prachové búrky. Zaujímavosťou povrchu Marsu je tiež sieť vyschnutých riečíšť, ktoré boli v minulosti plné vody.

Dnes sa však tečúca voda premenila na ľad v polárnych čiapočkách alebo v ľade pod povrchom. Kvôli veľmi nízkemu atmosferickému tlaku ani dnes nie je možné, aby sme na povrchu našli tečúcu vodu, pretože by sa hneď vyparila. Pod povrchom Marsu v kôre hrubej 48 kilometrov sa pravdepodobne nachádza nerozmŕzajúci ľad. Plášť je tvorený sopečnými horninami a je hrubý asi 200 km. Pod ním sa nachádza čiastočne roztavená prechodová vrstva, jadro má priemer 1300 – 2100 kilometrov. Atmosféra je tvorená prevažne oxidom uhličitým so stopami dusíku, argónu a kyslíku. Atmosféra má tri vrstvy: troposféru (do 35 km), stratosféru (35 – 130 km) a termosféru (130 – 220 km), exosféru tvoria zbytky atmosféry vo výške nad 220 km. Pre atmosféru Marsu je typické prúdenie v severojužnom smere, ktoré prekračuje rovník. Teplý vzduch stúpa na tej pologuli, kde je práve leto hore, vo veľkých výškach sa premiestňuje na opačnú pologuľu a klesá dole. Mars má oveľa menej oblačnosti ako môžeme vidieť na Zemi, dochádza tu však k cyklónovým búrkam, ktoré sú na Zemi podobné hurikánom a tajfúnom. Väčšina mrakov je tvorená vodnou parou, pri čiapočkách sú aj zmesou oxidu uhličitého. Čiapočky sa dopĺňajú aj jeho kondenzáciou.

V poslednej dobe sú na červenú planétu vysielané sondy, ktorých úlohou je najmä zistiť možnosť čo aj nepatrného života. Približne v roku 2018 by mala byť na Mars vyslaná aj ľudská posádka.

JUPITER

Jupiter je najväčšou planétou slnečnej sústavy, väčšie je už len Slnko. Planéta má 1130krát väčší objem ako Zem a je 813krát ťažší. Pri formovaní Slnečnej sústavy mal 10krát väčší objem ako v súčasnosti, zahrieval sa gravitačnou kontrakciou a pripomínal novú vznikajúcu hviezdu . Jadrové reakcie vo vnútri Jupitera sa však nedokázali udržať, tak ako je to pri Slnku. Ak by sa to nestalo, Jupiter by sa stal dvojhviezdou a slnečná sústava by bola podstatne iná ako ju poznáme dnes. Postupne sa planéta zvraštila, znížil sa jej jas. Teraz však tiež zo svojho vnútra vyžaruje rovnaké množstvo energie ako prijíma zo Slnka. Veľmi silné magnetické pole Jupitera viedlo k domnienke, že planéta má železné jadro. Po rozsiahlych výskumoch sa však zistilo, že centrum magnetického poľa je od stredu planéty vzdialené 10 000 km a je odklonené o 11° od rotačnej osi. Tento bod je tiež stredom Jupiterovej magnetosféry. Tá siaha do vzdialenosti 10 miliónov kilometrov. Približne v polovičnej vzdialenosti má magnetosféra najväčšiu teplotu, asi 17 krát viac ako v strede Slnka.

Jupiter ako aj ostatné vonkajšie planéty je tvorený prevažne z plynu a kvapalín, najmä z vodíku a hélia (podobne ako Slnko). Ak by mal pevné jadro, pravdepodobne by nebolo väčšie ako Zem. Nad ním by sa vyskytovala viac ako 6000 km hrubá vrstva ľadu, ktorý by sa tu udržal v pevnom skupenstve nie vďaka nízkym teplotám (Jupiter je naopak známy svojou vysokou teplotou) ale kvôli obrovskému tlaku. Značnú časť planéty tvorí roztavený kovový vodík. Nad touto vrstvou sa nachádza prechodová zóna prechádzajúca do vrstvy tekutého molekulárneho vodíku. Jupiter je charakteristický svojimi farebnými búrkovými mrakmi, tvorenými v troposfére. Predpokladáme, že nižšie mraky sú podobne ako na Zemi tvorené vodnou parou. Ešte väčšia oblačnosť je tvorená síranom amónnym, v ešte väčších výškach už len čistým čpavkom.

Asi 60 km naj najvyššou vrstvou mrakov sa nachádza troposféra, ktorá plynulo prechádza do stratosféry, kde sa teploty pohybujú okolo –100°C. Vo vyššej vrstve – ionosfére teplota však opäť vzrastá. Atmosféra je zložitý systém s dobre viditeľnými horizontálnymi pásmi. Najvýraznejším útvarom na Jupiteri je tzv. Červená škvrna. Jedná sa o tehlovo-červený útvar, ktorý je asi 3 krát väčší ako Zem. Je považovaná za systém s vyšším tlakom ako okolie a pripomína obrovskú búrku. Vyskytuje sa vo väčších výškach a nižších teplotách ako má väčšina Jupiterovej oblačnosti. Veľká červená škvrna je takmer určite vyústenie nejakého prúdenia plynu, ktorý vystupuje do veľkej výšky z hlbín Jupiterovej atmosféry, ale prúdenie hmoty od škvrny je nepatrné. Búrka, ktorá trvá už viac ako 3 000 rokov však mení svoju intenzitu. Pre tropický pás Jupitera sú charakteristické útvary v pravidelných vzdialenostiach. Na severnej pologuli sa vyskytujú aj malé hnedé búrky, ktoré rotujú obrovskou rýchlosťou v protismere hodinových ručičiek. Tieto útvary sa spájajú a rozpájajú. Najväčšia aktivita v Jupiterovej oblačnosti je v oblasti okolo Veľkej červenej škvrny. Čas od času sa na jej okraji objaví pruh bielych mrakov. Po prelete sondy Voyager sa zistili aj výrazné prstence Jupitera, ktoré sú však omnoho menej viditeľné ako pri Saturne, sú však veľmi tenké a úzke.

SATURN

Saturn odjakživa vzbudzoval úžas medzi planétami. Je druhou najväčšou planétou slnečnej sústavy. To, čo ho robí výnimočným je ale práve známy pás prstencov. Saturn, podobne ako Jupiter, má pravdepodobne pevné železné a kamenisté jadro s priemerom menším ako 15 000 km, ktoré je obklopené vodou v tekutom stave, čo je spôsobené najmä vysokým tlakom. Vrchné vrstvy vysokého tlaku sú tvorené kovovým vodíkom a tekutým molekulárnym vodíkom. Je pravdepodobné, že vývoj Saturnu bol rovnaký ako vývoj Jupiteru.

80% hmotnosti planéty je tvorené predovšetkým héliom a vodíkom, jadro je tvorené najmä železom, silikátmi a kyslíkom. Atmosféra sa skladá z metánu a čpavku, zistili sa však aj stopové množstvá fosforovodíku, propánu, etánu a acetylénu. Atmosféra Saturnu je oveľa menej chuchvalcovitá ako Jupiterova, je skôr podobná hmle a dá sa na nej rozoznať málo úkazov, ktoré by sa podobali Veľkej červenej škvrne alebo hnedým a bielym škvrnám. Charakteristickým rysom sú vodorovné pruhy oblačnosti v ktorých vanú vetry rýchlosťou až 1500 km/h. Najväčším útvarom je tzv. Annina škvrna, ktorá je podobne ako Jupiterova červená škvrna tvorená fosforovodíkom. Za to, že Saturnova atmosféra je omnoho menej členitá a pestrá ako Jupiterova, môže menšia hmotnosť a nižšie teploty. V roku 1 610 prvýkrát Galoleo Galilei pozoroval Saturnove prstence. Už v roku 1655 Huygens zistil, že prstence tiež majú svoje fázy vo vzťahu k Zemi s periódou každých 180 mesiacov.

Do roku 1979, kedy sa do blízkosti Saturnu dostala sonda Pioneer 11, boli objavené len tri prstence pomenované A, B, C. Pioneer 11 pomohol vedcom na Zemi upresniť, že Saturn má niekoľko tisícok prstencov, pričom tie sa skladajú z ďalších. Tieto sú usporiadané do hlavných prstencov v poradí D, C, B, A, F, G a E. Medzi prstencami A a B sa nachádza tzv. Cassiniho delenie. Prstence siahajú do vzdialenosti až 150 000 km od planéty. Doteraz sa s istotou nevie, či boli prstence pôvodne Saturnovým mesiacom, ktorý roztrhali slapové sily planéty alebo sú to pozostatky nebulárnej hmoty.

URÁN

Urán je prvý z vonkajších planét, ktorý bol objavený až v roku 1781. Najväčšou zaujímavosťou je, že sklon rotačnej osi planéty k obežnej rovine je 98° a teda k Slnku nie sú najbližšie oblasti blízko rovníka, ale striedavo oba póly. Na Uráne by sme tiež nemohli pozorovať ročné obdobia. Ako ostatné veľké vonkajšie planéty, je aj Urán plynnou planétou. Dá sa rozoznať podľa jasne modrozeleného sfarbenia, ktoré je spôsobené vysokým obsahom metánu v atmosfére. Rozmermi sa blíži k Neptúnu.

Jeho pevné jadro sa skladá z kovov a kremičitých hornín, priemer má asi 440 000 km. Jadro obklopuje ľadový plášť z metánu, čpavku a vody so šírkou 10 000 km. Prevažujúcu zložku atmosféry tvorí vodík a hélium, v menšom množstve metán a acetylén. . Najnižšie teploty –220°C boli namerané na rozhraní medzi troposférou a stratosférou. Zaujímavosťou je, že oba póly majú rovnakú teplotu bez ohľadu na to, ktorý z nich je práve natočený k Slnku.

Magnetické pole Uránu je natočené o 60° vzhľadom k osi rotácie a má rovnakú intenzitu ako má zemské magnetické pole, pole Uránu je však budené elektricky vodivým oceánom čpavku a vody pod obrovským tlakom pod hranicou plynnej atmosféry. Urán, podobne ako dve najväčšie planéty slnečnej sústavy má niekoľko prstencov. 9 z nich bolo objavených pozemskými pozorovateľmi, viac sa o nich dozvedeli vedci až po prelete sondy Voyager 2, ktorý tiež objavil dva nové. Systém prstencov je mladý a určite nevznikol súčasne s planétou. Vonkajšiu hranicu sústavy prstencov tvorí vonkajší okraj epsilonu, ktorý je vo vzdialenosti 25 500 km od hornej vrstvy oblačnosti planéty. Najväčší a najbližší prstenec má šírku až 2500 km.

NEPTÚN

Neptún je trikrát ďalej od Slnka ako Saturn a o polovicu ďalej ako Urán, doba obehu okolo Slnka je 165 pozemských rokov. Podobne ako ostatné vonkajšie planéty je aj Neptún “veľká plynová guľa”. Neptún sa najviac podobá Uránu aj čo od zloženia. Prevláda vodík a hélium, zatiaľ čo atmosféra je tvorená metánom a čpavkom. Vetry dosahujú neuveriteľných 2 400 km/h. O planéte sa vedelo veľmi málo do roku 1989, kedy okolo nej v tesnej blízkosti preletela sonda Voyager 2.

Bolo potvrdených 6 mesiacov a štyri prstence, potvrdila sa existencia magnetického poľa so sklonom 50° k rotačnej osi a posunutím 9600 km od geometrického stredu planéty. Bola tiež stanovená priemerná teplota na planéte, -178°C. V atmosfére je najnápadnejšia veľká tmavá škvrna. Najviac sa podobá Jupiterovej červenej škvrne čo do polohy aj relatívnej veľkosti. Jedná sa o eliptický útvar, ktorý je pravdepodobne tiež obrovskou búrkou, ktorá sa vyskytuje nad hornou vrstvou oblačnosti. Škvrna obehne planétu raz za 18,3 hodiny od východu k západu. Južne od škvrny bol po celú dobu preletu sondy pozorovaný útvar, ktorý dostal meno “Skúter”, pretože sa pohyboval rýchlosťou väčšou ako samotná škvrna. Ak pri priblížení Voyageru k planéte boli pozorované prstence aj okolo planéty Neptún. Planétu obklopujú 4 úplné avšak veľmi tenké prstence.

PLUTO

V druhej polovici minulého storočia astronómovia, ktorí sledovali obežné dráhy Uránu a Neptúnu zistili určité nezrovnalosti v ich obežných dráhach, ktoré sa dali vysvetliť ako dôsledok gravitačného pôsobenia ďalšieho telesa obiehajúceho ešte ďalej od Slnka. V rokoch 1915 a 1919 sa naozaj podarilo Pluto vyfotografovať. Pickering zmenil svoju teóriu o polohe tejto planéty a predpovedal, že perihélium môže byť bližšie k Slnku ako planéta Neptún.

V pátraní sa opäť pokračovalo v roku 1930, kedy sa podarilo teleso nasnímať a presne identifikovať ako planétu, ktorú nazvali Pluto. Až v roku 1950 bol priemer Pluta odhadnutý na 5 900 km a v roku 1965 pri pozorovaní zákrytu Pluta sa zistilo, že jeho priemer skutočne nemôže byť väčší ako 7 000 km. Pluto je najmenšia planéta našej slnečnej sústavy. V roku 1976 bol na povrchu planéty objavený metánový ľad. Z pozorovaní a skúmaní odrazeného svetla od tohto ľadu sa zistilo, že priemer planéty je len 2 200 km. Ako sa odhady veľkosti Pluta postupne zmenšujú, je stále menej pravdepodobné, že by bol príčinou gravitačného pôsobenia na Neptún v takej intenzite, ako sa predpokladalo.

Planéta má kamenné jadro, na povrchu sa vyskytuje amoniak, voda aj metán v podobe ľadu a námrazy. Napriek nízkej gravitácií bola objavená aj tenká atmosféra z metánovej pary.

Ďalšia vlastnosť, ktorou sa Pluto výrazne odlišuje od ostatných planét je veľký sklon jeho obežnej dráhy k dráhe ekliptiky. Podľa jednej teórie bolo Pluto pôvodne Neptúnovým mesiacom, ktorý sa odpútal od jeho obežnej dráhy po katastrofálnej zrážke s mesiacom Tritónom. Keďže planéta je tak vzdialená od Slnka, že ju v dohľadnej budúcnosti nenavštívi žiadna kozmická sonda. O jeho fyzikálnych charakteristikách toho vieme veľmi málo. Vieme, že je to veľmi chladná planéta a že jeho teplota v lete len málokedy prekročí –220°C .

Z tohto dôvodu sa začalo s intenzívnym pátraním po ďalšej planéte Slnečnej sústavy, ktorá by sa mala nachádzať za Plutom. Pred niekoľkými rokmi bola skutočne za Plutom objavená ďalšia planéta. Táto je však natoľko vzdialená od Slnka a jej obeh je taký veľký, že bude trvať ešte niekoľko rokov kým sa potvrdí, že sa nachádza v gravitačnom pôsobení nášho Slnka.

GALAXIE

Celá slnečná sústava obieha okolo stredu našej Galaxie, Mliečnej cesty.

Galaxia je obrovský zhluk hviezd, hmlovín a medzihviezdneho materiálu. Najmenšie galaxie obsahujú približne 100 000 hviezd, ale najväčšie obsahujú až 3 000 miliárd hviezd.

Podľa tvaru poznáme tri základné typy galaxií: eliptické, ktoré majú oválny tvar, špirálové, ktorých ramená špirálujú smerom von od vydutého stredu a nepravidelné, ktoré nemajú výrazný tvar. Niekedy sa tvar galaxie zdeformuje vplyvom zrážky s inou galaxiou.

Kvazary (kvázistelárne objekty) sa považujú za galaktické jadrá, ale sú tak ďaleko, že ich presný charakter je ešte vždy neistý. Sú to kompaktné, vysoko svietivé objekty, ktoré sa nachádzajú na vonkajších okrajoch pozorovaného vesmíru.
Najvzdialenejšie "bežné" galaxie sú od nás vzdialené asi 10 miliárd svetelných rokov, najvzdialenejší známy kvazar sa nachádza vo vzdialenosti 15 miliárd svetelných rokov.

Aktívne galaxie, ako Seyfertove galaxie a rádiové galaxie, žiaria veľmi intenzívne. Žiarenie Seyfertových galaxií vychádza z galaktického jadra, žiarenie rádiovej galaxie vyžaruje tiež z obrovských výbežkov na oboch stranách galaxie. Predpokladá sa, že žiarenie aktívnych galaxií a kvazarov spôsobujú mohutné čierne diery.

MLIEČNA CESTA

Názov Mliečna cesta sa vzťahuje na jemný pás svetla, ktorý prechádza cez nočnú oblohu. Svetlo vytvárajú hviezdy a hmloviny našej Galaxie, zvanej Mliečna cesta. Má tvar špirály s hustou centrálnou vydutinou, ktorá je obklopená štyrmi ramenami špirálujúcimi smerom von a menej hustým halo. Nemôžeme vidieť jej špirálový tvar, pretože slnečná sústava sa nachádza v jednom z ramien špirály, nazývanom ramenom Orióna (tiež Miestne rameno).

Z nášho pohľadu je stred Galaxie úplne zahalený prachovými mrakmi. Výsledkom toho je, že optické mapy poskytujú len obmedzený pohľad na Galaxiu. Kompletnejší obraz môžeme však získať skúmaním rádiového, infračerveného alebo iného žiarenia. Vydutina v strede Galaxie je relatívne malá, hustá oblasť obsahujúca najmä staršie červené a žlté hviezdy. Halo je menej hustá oblasť, v ktorej sa nachádzajú najstaršie hviezdy. Niektoré sú možno staré ako Galaxia (pravdepodobne 14 miliárd rokov). Ramená špirály obsahujú najmä horúce, mladé, modré hviezdy a hmloviny (mraky prachu a plynu, v ktorých sa rodia hviezdy). Naša Galaxia je obrovská hviezdna sústava s priemerom približne 100 000 svetelných rokov.

Celá Galaxia sa v priestore otáča tak, že hviezdy nachádzajúce sa bližšie k jej stredu sa pohybujú rýchlejšie ako hviezdy na jej okraji. Slnko, ktoré je asi v dvoch tretinách cesty smerom od stredu k okraju Galaxie, vykoná jeden obeh približne za 220 miliónov rokov.