Naukowcy odkryli gwiazdę, która jest bardzo podobna do naszego Słońca. Swoisty bliźniak znajduje się 200 lat świetlnych od naszej planety. W skali kosmosu to stosunkowo nieduża odległość, co zaskoczyło ekspertów.

Naukowcy odkryli układ słoneczny, w którego skład wchodzi dziewięć planet. To rekord w historii astronomii – donosi naukowy tygodnik „Nature”.
Macierzysta gwiazda HD 10180 przypomina nieco nasze słońce. Jest oddalona od nas o 127 lat świetlnych; w skali całego kosmosu to niedaleko.

Wenus jest najłatwiejszą do odnalezienia na niebie planetą. Jej średnica na niebie zmienia się w zakresie od 10 do 64 sekund łuku, a jej jasność od -3,9 do -4,7 magnitudo.Aby zobaczyć fazy tej planety wystarczy już lornetka 8×50 czy 20×60. W celu jej sfotografowania możemy użyć teleskopu o ogniskowej kilku metrów (co najmniej 3–4 metry) i średnicy 10–15 centymetrów. Większa jasność tej planety umożliwia stosowanie bardzo krótkich czasów ekspozycji, co sprawia, że możemy fotografować przy pomocy nieruchomego teleskopu. Również obserwacje przy pomocy kamer video i przemysłowych kamer CCD wymagają użycia skromniejszych „środków” — wystarczy teleskop o średnicy 80–110 mm, z okularem dającym powiększenie 20–50×. Niezależnie jednak od tego w jaki sposób będziemy obserwować Wenus, możliwość zobaczenia tarczy oraz zmienności faz planety pozostawi po sobie niezapomniane wrażenia.

Co siedem miesięcy przez kilka tygodni jest najjaśniejszym obiektem na zachodnim wieczornym niebie. Nazywana jest gwiazdą wieczorną. Świeci wówczas 20 razy jaśniej niż Syriusz, najjaśniejsza gwiazda nieba na półkuli północnej. Najlepiej obserwować Wenus około godziny po zachodzie lub godzinę przed wschodem Słońca. Na niebie kąt między kierunkiem na Wenus i Słońce nigdy nie przekracza 47°.

W momencie koniunkcji dolnej planeta osiąga średnicę ponad 50", a przy średniej elongacji 23-24". Na powierzchni niestety nic nie zobaczymy, ponieważ zasłania ją zawsze bardzo gruba warstwa chmur. Planetę widzimy w pierwszej i ostatniej kwadrze, kiedy znajduje się w swym maksymalnym kątowym oddaleniu się od Słońca. Na porannym niebie obserwujemy Wenus "chudnącą" do nowiu, na niebie wieczornym "tyjącą" do pełni. W czasie pełni Wenus jest za Słońcem i praktycznie nie można jej obserwować. Podobnie jest podczas nowiu kiedy planeta znajduje się najbliżej Ziemi. Jedynym wyjątkiem jest tu ewentualne przejście Wenus przed samą tarczą Słońca. Najbliższe tego typu zjawisko nastąpi 6 czerwca 2012 roku.

DROGA WENUS NA TLE TARCZY SŁOŃCA W DNIU 6 CZERWCA 2012 ROKU

Momenty kontaktów na rysunku podane są w czasie uniwersalnym, który bardzo łatwo jest przeliczyć na czas letni poprzez dodanie dwóch godzin.

Najtrudniejszy do zaobserwowania jest pierwszy kontakt, gdy niewidoczna na tle nieba ciemna tarcza Wenus po raz pierwszy styka sie z jasną tarczą Słońca. Niestety, podczas przejścia widocznego 6 czerwca 2012 w Polsce roku pierwszy i drugi kontakt Wenus ze Słońcem nie będa widoczne, ponieważ zajdą przed wschodem Słońca.

METODY OBSERWACJI

Dla większości obserwatorów, a szczególnie dla tych początkujących, jedyną bezpieczną metodą wizualnych obserwacji przejścia Wenus jest rzutowanie obrazu tarczy Słońca na ekran.

Niestety, nieostrożni mogą już niczego więcej nie zobaczyć. Bezpośrednie patrzenie na Słońce grozi uszkodzeniem światłoczułej siatkówki oka i utratą wzroku. Szczególnie niebezpieczne jest patrzenie przez lunety i inne przyrządy optyczne. Także aparaty fotograficzne, zwłaszcza cyfrowe, mogą ulec uszkodzeniu, jeśli są kierowane bezpośrednio na Słońce bez użycia bardzo ciemnego, szarego filtru.
Trzeba patrzeć bez lunety przez odpowiedni filtr lub rzutować obraz z lunety czy lornetki na biały ekran - choćby kartkę papieru. Jeśli mamy umieszczoną na statywie lunetę lub lornetkę, należy - nie patrząc przez nią na Słońce - wycelować ją w jego kierunku i ustawić za okularem biały ekran, na przykład kartkę papieru.

Obserwacje teleskopu Hubble'a udowodniły istnienie kolejnego naturalnego satelity Plutona - ogłosiła w nowym telegramie Międzynarodowa Unia Astronomiczna. To już czwarty księżyc dawnej najmniejszej planety Układu Słonecznego.

To układ stosowany w zasadzie wyłącznie do określania położeń obiektów Układu Słonecznego i ich wzajemnych konfiguracji. Układ współrzędnych ekliptycznych jest układem, w którym podstawową płaszczyzną jest płaszczyzna ekliptyki, a osią główną - oś ekliptyki prostopadła do jej płaszczyzny. Współrzędnymi w układzie ekliptycznym są:
- długość ekliptyczna (λ),
- szerokość ekliptyczna (β).

Długość ekliptyczna (λ) - jest kątem dwuściennym między półkolem szerokości przechodzącym przez punkt Barana a półkolem szerokości przechodzącym przez dany obiekt. Koło szerokości to koło wielkie, którego średnicę stanowi oś ekliptyki. Koła szerokości stanowią więc "południki" układu ekliptycznego. Długość ekliptyczną liczy się w zakresie od 0° do 360°. Kierunek odmierzania długości ekliptycznej jest zgodny z ruchem rocznym Słońca.

Szerokość ekliptyczna (β) - jest kątem, jaki tworzy kierunek od obserwatora do obiektu z płaszczyzną ekliptyki. Szerokość ekliptyczna liczona jest od 0° do 90° dla obiektów położonych na północnej półkuli ekliptycznej, oraz od 0° do -90° dla obiektów położonych na południowej półkuli ekliptycznej. Ekliptyka ma zerową wartość szerokości ekliptycznej.

Opracowanie tekstu: Agnieszka Zawada

To układ o szerokim zastosowaniu, do sporządzania efemeryd, katalogów i map nieba. Obydwie współrzędne stabilne dla obiektów spoza Układu Słonecznego – zmiany poniżej 1´/rok. Układ współrzędnych równikowych jest układem, w którym główną osią jest oś świata, a płaszczyzną podstawową jest płaszczyzna równika niebieskiego. Współrzędnymi w układzie współrzędnych równikowych równonocnych są:
- rektascensja (α),
- deklinacja (δ).

Rektascensja (α) - jest kątem dwuściennym pomiędzy południkiem przechodzącym przez punkt Barana, a południkiem przechodzącym przez dany obiekt. Rektascensję mierzy się od punktu równonocy (punktu Barana), wzdłuż równika niebieskiego w kierunku zgodnym z widomym rocznym ruchem Słońca. Rektascensję liczy się w zakresie od 0° do 360°, jednak najczęściej podaje się jej wartość w mierze godzinnej od 0h do 24h.

Deklinacja (δ) - jest kątem środkowym między kierunkiem na dany obiekt a jego rzutem na płaszczyznę równika niebieskiego. Deklinacja liczona jest od 0° do 90° dla obiektów położonych na północnej półkuli sfery niebieskiej oraz od 0° do -90° dla obiektów położonych na południowej półkuli sfery niebieskiej. Punkty równika niebieskiego mają deklinację równą zeru.
- równik niebieski - δ = 0°
- północny biegun niebieski - δ = 90°
- południowy biegun niebieski - δ = -90°

W niektórych programach i efemerydach deklinacja dodatnia oznaczana jest jako północna (N), zaś deklinacja ujemna jako południowa (S).

Opracowanie tekstu: Agnieszka Zawada

Ziemia jest trzecią według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest ona największa ze wszystkich planet wewnętrznych.

DANE LICZBOWE:

Średnica planety wynosi 12756 km, a więc promień równikowy ma 6378 km i jest on dłuższy od promienia biegunowego, co jest spowodowane ruchem wirowym planety. Równik Ziemi, czyli najdłuższy równoleżnik (obwód) ma 40070km. Masa planety wynosi 6x10 27g i stanowi 2 milionowe części masy Słońca. Ziemia krąży w średniej odległości 150mln km od Słońca po orbicie w kształcie elipsy. Najbliżej Słońca znajduje się 3.I i odległość wynosi wtedy 147mln km (perihelium). Najdalej od Słońca jest natomiast 4.VII, kiedy to jej odległość od niego wynosi 152mln km (aphelium). W trakcie ruchu obiegowego oś ziemska nachylona jest do płaszczyzny orbity pod kątem 66°33`. Czas, jaki zajmuje Ziemi okrążenie Słońca wynosi 365,2564 dnia, natomiast jeden pełny obrót wokół własnej osi planeta robi w czasie 23h56min4,09s.

Porównanie Ziemi do Słońca

Skorupa ziemska jest zewnętrzną powłoką Ziemi. Rozciąga się od nieciągłości Mohorovičicia (zwanej też powierzchnią Moho) aż do powierzchni Ziemi. Powierzchnia Moho znajduje się na głębokości około 50-60 km, a została odkryta przez chorwackiego geofizyka Andriję Mohorovičicia w 1910 r. Pomiędzy powierzchnią Ziemi a powierzchnią Moho znajduje się jeszcze jedna powierzchnia nieciągłości, zwana powierzchnią Conrada. Została ona odkryta w 1925 r. przez V. Conrada. Według najnowszych badań powierzchnia ta w wielu rejonach świata nie występuje lub jest bardzo niewyraźna. Skorupę ziemską możemy podzielić na skorupę kontynentalną i oceaniczną.

Płaszcz

Płaszcz ziemski sięga do głębokości 2890 km. Ciśnienie u podstawy płaszcza wynosi ok. 140 GPa (1,4 Matm). Płaszcz, w którym rozróżnia się dwie warstwy, składa się głównie z substancji bogatych w żelazo i magnez.

Płaszcz dolny, zwany też wewnętrznym - zbudowany głównie z niklu (Ni), żelaza (Fe), krzemu(Si) i magnezu (Mg) (tzw. nifesima). Średnia gęstość płaszcza wewnętrznego waha się w granicach 5,0 - 6,6 g/cm³. W płaszczu Ziemi zachodzą prawdopodobnie zjawiska zwiazane z powolnym przemieszczaniem sie w górę plastycznych mas materii pod wpływem ciepła (ruchy konwekcyjne).

Płaszcz górny, zwany zewnętrznym - budują go związki: chromu (Cr), żelaza (Fe), krzemu (Si) i magnezu (Mg) (tzw. crofesima). Średnia gęstość tej sfery wynosi 4,0 g/cm³. Górna częśc zewnętrznego płaszcza ma od 80 do 150 km głębokości; jest już warstwą o cechach plastycznych - stanowi jak gdyby podściółkę zapewniającą skorupie ziemskiej ruchliwość. Zachodzą w niej wszystkie procesy tektoniczne.

Jądro

Ciężar właściwy Ziemi wynosi 5515 kg/m3, czyniąc ją najbardziej gęstą planetą w Układzie Słonecznym. Ciężar właściwy przy powierzchni wynosi tylko ok. 3000 kg/m3. Jądro Ziemi składa się z bardziej gęstych substancji. W dawniejszych epokach, ok. 4,5 mld (4,5×109) lat temu, podczas formowania się planety, Ziemia stanowiła półpłynną stopioną masę. Cięższe substancje opadały w kierunku środka, podczas gdy lżejsze materiały odpływały ku powierzchni. W efekcie jądro składa się głównie z żelaza (80%), niklu i krzemu. Inne cięższe pierwiastki, jak ołów i uran, występują zbyt rzadko, żeby przewidzieć ich dokładne rozmieszczenie oraz mają tendencję do tworzenia wiązań z lżejszymi pierwiastkami, zatem pozostają w płaszczu.

Jądro podzielone jest zasadniczo na dwie części, stałe jądro wewnętrzne o promieniu ok. 1250 km i płynne jądro zewnętrzne wokół niego sięgające promienia ok. 3500 km. Przyjmuje się, że wewnętrzne jądro jest w stanie stałym i składa się głównie z żelaza z domieszką niklu. Niektórzy uważają, że jądro wewnętrzne może tworzyć żelazny monokryształ. Jądro zewnętrzne otacza jądro wewnętrzne i składa się przypuszczalnie z ciekłego żelaza zmieszanego z ciekłym niklem i śladowymi ilościami pierwiastków lekkich. Ogólnie uważa się, że konwekcja jądra zewnętrznego połączona z ruchem rotacyjnym Ziemi (zob.: Siła Coriolisa), wytwarza pole magnetyczne Ziemi przez proces znany jako efekt dynama. Stałe jądro wewnętrzne jest zbyt gorące aby utrzymać stałe pole magnetyczne (zob. Temperatura Curie) ale prawdopodobnie działa stabilizująco na pole magnetyczne wytwarzane przez ciekłe jądro zewnętrzne.

Błękitna planeta - Ziemia widziana z pokładu statku Apollo 17 podczas jego podróży na Księżyc. Widoczne Afryka, Półwysep Arabski oraz (w centrum) Madagaskar.

Wersję tej grafiki w bardzo wysokiej rozdzielczości można obejrzeć na stronie NASA.

Powierzchnię Ziemi zajmują w 29% lądy i w 71% oceany. I to właśnie oceany dały początek życiu na Ziemi, jak dotąd znanemu tylko tutaj. Lądy, czyli w rzeczywistości siedem kontynentów, maja różną formę ukształtowania powierzchni. Są na nich zarówno depresje, niziny, wyżyny, jak i góry. Najwyższe góry na Ziemi to oczywiście Himalaje, w których znajduje się Mount Everest o wysokości 8850 m n.p.m.. Na naszej planecie występują również aktywne wulkany, a ich największym skupiskiem jest Półwysep Kamczatka w Rosji na kontynencie azjatyckim. Atmosfera ziemska składa się w 77% z azotu, 22% z tlenu, a pozostały 1% tworzą takie gazy jak argon, dwutlenek węgla, para wodna, ozon.

Średnia temperatura na powierzchni Ziemi wynosi 14°C. Najniższa jest w strefach biegunowych (rekordowa ponad -90°C), a najwyższa w strefie równikowej. Ziemską atmosferę można podzielić na kilka warstw. Najniżej znajduje się troposfera sięgająca średnio do 12 kilometra nad powierzchnię planety. To w tej warstwie zawarte jest 80% całej masy powietrza, jak również zachodzą tu wszystkie zjawiska pogodowe. W górnych strefie tej warstwy temperatura spada do -55°C. Następna warstwa rozciąga się powyżej troposfery między 12 a 50 kilometrem i nosi nazwę stratosfery. Pośrodku tej warstwy występuje miedzy 20 a 30 kilometrem warstwa ozonu, która pochłania ultrafioletowe promieniowanie słoneczne. Kolejna warstwa to mezosfera sięgająca od 50 do 80 kilometra nad Ziemie. Powyżej tejże warstwy znajduje się termosfera, w której temperatura rośnie nawet do 1000°C ze względu na duże rozrzedzenie atmosfery. Wyżej jest jonosfera, w której to powstają piękne zorze polarne. Ostatnia warstwa atmosfery to egzosfera, w której temperatura spada do zera absolutnego, czyli -273°C.

Ziemia ma pewne cechy wspólne z innymi planetami. Można na niej spotkać się z aktywnością wulkaniczną, taką jak na księżycu Jowisza – Io, albo Neptuna – Trytonie. Występują też na niej kratery meteorytowe, tak jak na prawie wszystkich ciałach Układu Słonecznego (aczkolwiek w wyniku działania erozji i innych czynników, większość z nich uległa zatarciu). Na wielu innych ciałach w Układzie Słonecznym odkryto też różnego rodzaju utwory geologiczne występujące na Ziemi, jak np. łańcuchy górskie czy kaniony.

Wokół Ziemi krąży jeden naturalny satelita - Księżyc, dwa księżyce pyłowe (księżyce Kordylewskiego) i znaczna liczba sztucznych satelitów. Uformowała się około 4,57 miliarda lat temu. Ziemia ma właściwą masę i grawitację dla utrzymania atmosfery, która chroni przed szkodliwym promieniowaniem ultrafioletowym, a także pole magnetyczne chroniące przed pochodzącym ze Słońca promieniowaniem korpuskularnym. Oddalenie od Słońca jest właściwe dla utrzymania odpowiedniej temperatury. Uważa się, że czynniki te sprzyjały powstaniu życia na naszej planecie. Jest największą z planet skalistych w Układzie Słonecznym, a także jedynym znanym miejscem występowania życia. Dominującym gatunkiem na Ziemi jest człowiek (Homo sapiens sapiens).

Przyszłość Ziemi

Przyszłość naszej planety, tak jak wszystkich innych planet Układu Słonecznego, jest ściśle związana ze Słońcem. Ponieważ Słońce nie jest jakąś gigantyczną gwiazdą, należy raczej do kategorii maluchów (i bardzo dobrze, inaczej spłonęlibyśmy na popiół i to wiele milionów lat temu!), skończy najprawdopodobniej jako czerwony olbrzym, a potem biały karzeł, by w końcu wystygnąć całkowicie i zamienić się w czarnego karła. Słońce ma około pięć miliardów lat, więc w chwili obecnej wodoru, czyli paliwa, starczy mu jeszcze na drugie pięć. Potem centrum gwiazdy skurczy się i rozgrzeje, a reszta niebywale rozszerzy i wyziębi, pochłaniając pobliskie obiekty (Merkurego, Wenus, Ziemię i może nawet Marsa). Nieprawdopodobny wzrost temperatury wysuszy oceany i Ziemia opustoszeje. W kolejnym etapie, w miarę wyczerpania paliwa nuklearnego, Słońce zamieni się w białego karła, wyrzucając uprzednio otoczkę z gazów i pyłów, któa utworzy mgławicę planetarną (uwaga, nazwa myląca - mgławica planetarna nie ma nic wspólnego z planetami). Przyszłość naszej planety zależy też w dużej mierze od nas. Gdy na Ziemi mówimy o "efekcie cieplarnianym", niepokoi nas wzrost ilości dwutlenku węgla w powietrzu, emitowanego przez samochody i fabryki. Drzewa i rośliny usuwają go z atmosfery - niestety, my usuwamy drzewa i rośliny. Jeśli poziom dwutlenku węgla będzie wciąż rósł, w końcu warunki na Ziemi będą przypominać te na Wenus - tam temperatura powietrza wynosi 459°C, ponieważ atmosfera zawierająca duże ilości dwutlenku węgla ciepło słoneczne wchłania, ale go już nie wypuszcza.

Wenus jest drugą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Znana jest również pod nazwą Jutrzenki (Gwiazdy Porannej), Gwiazdy Wieczornej widocznej kilka godzin po zachodzie Słońca oraz siostry Ziemi i jest najjaśniejszym ciałem niebieskim na niebie po Słońcu i Księżycu.

DANE LICZBOWE:

Wenus znana była i uważnie obserwowana już przez starożytnych Babilończyków, Asyryjczyków i Majów. Egipcjanie widzieli w niej boginię Izydę. U południowo-amerykańskich Indian symbolizowała świętego upierzonego węża Cjuetzal-coatla. Starożytni Grecy, z pewnością ze względu na blask i wynurzanie się zza porannego horyzontu, kojarzyli ją z niezwykłej urody boginią miłości Afrodytą (rzymską Wenus), która wyłoniła się z morskich fal u wybrzeży Krety.

Wenus jest bardzo podobna do Ziemi, o czym świadczy kulisty kształt zbliżony do ziemskiego. Podobnie jak Merkury, należy ona do planet wewnętrznych; warunki jej widoczności są związane z odległością kątową od Słońca.

Ważną rzeczą, na którą należy zwrócić uwagę jest obrót planety wokół własnej osi. Wenus obraca się w stronę przeciwną niż robią to inne planety w Układzie Słonecznym. Obrót taki powoduje zjawisko wschodu Słońca na zachodzie, a zachodu Słońca na wschodzie.

Atmosfera Wenus jest bardzo gęsta, ponaddziewięćdziesięciokrotnie gęstsza od ziemskiej (ciśnienie na powierzchni Wenus odpowiada ciśnieniu wody w oceanie na głębokości 1 km), zbudowana głównie z dwutlenku węgla (95,5%) i w 4% z azotu z niewielką domieszką pary wodnej, argonu oraz bezwodnika kwasu siarkowego. Skład chemiczny wenusjańskich chmur powoduje na planecie tzw. efekt cieplarniany, co daje ogromną temperaturę na powierzchni planety sięgającą 480°C. Wenus jest najcieplejszą planetą Układu Słonecznego, cieplejszą nawet od Merkurego, który pomimo bliskości Słońca i tak jest chłodniejszy. Na Wenus praktycznie nie ma pór roku, panuje tam nieustanny upał i nie ma możliwości oddychania. Na planecie tej nie ma również wody, która wyparowała z powodu efektu cieplarnianego. Ciśnienie na powierzchni Wenus jest 90 razy większe niż na Ziemi i wynosi około 90000hPa.

Powierzchnię Wenus badały radzieckie sondy „Venera 13” i „Venera 14”, które zrobiły, w 1982r. zdjęcia, na których zaobserwowano rozległe równiny, poprzecinane skałami i wyciekami lawy. Prawie dwie trzecie powierzchni planety zajmują płaskie i rozległe równiny. Występują tu również wyżyny, a najbardziej charakterystyczna jest wyżyna wielkości kontynentu na północnej półkuli Wenus. Została ona nazwana jako Ziemia Isztar. Wyżyna ta jest podobna do Tybetu, ale jest niesłychanie duża, gdyż zajmuje obszar wielkości Stanów Zjednoczonych. Wyżynę tę otaczają bardzo wysokie łańcuchy górskie, wyższe od ziemskiego Mount Everestu (8850 m n.p.m.) nawet o 1500 metrów.

Wenus pokryta jest bazaltową skorupą, która jest gruba, a pod nią jest również gruby płaszcz. Pod płaszczem z kolei znajduje się metalowe jądro, różniące się jednak od ziemskiego, gdyż jest stałe. Tektonika Wenus przypomina tektonikę Marsa i Księżyca. Występują tu również wulkany, jednak sądzi się, że większość kraterów jest pochodzenia meteorytowego.

Stwierdzono, że chmury znajdują się na wysokości ok.45 km, a niebo ma barwę pomarańczową. Po radzieckich sondach badania Wenus kontynuowały sondy NASA: Pioneer(1978-1981) i Magellan (od 1990r.). Sondy te krążyły wokół planety w celu uzyskania jej mapy.

Obserwacje Wenus

Średnica Wenus na niebie zmienia się w zakresie od 10 do 64 sekund łuku, a jej jasność od -3,9 do -4,7 magnitudo. Mamy zatem do czynienia z większą i jaśniejszą planetą, którą poza tym widać wyżej i dłużej nad naszym horyzontem. Z tych powodów obserwacje Wenus są dużo łatwiejsze do przeprowadzenia niż w przypadku Merkurego. Aby zobaczyć fazy tej planety wystarczy już lornetka 8×50 czy 20×60. Jako, że rozmiary Wenus na niebie są znacznie większe od rozmiarów Merkurego, w celu sfotografowania tej planety możemy użyć teleskopu o ogniskowej kilku metrów (co najmniej 3–4 metry) i średnicy 10–15 centymetrów. Większa jasność tej planety umożliwia stosowanie bardzo krótkich czasów ekspozycji, co sprawia, że możemy fotografować przy pomocy nieruchomego teleskopu. Również obserwacje przy pomocy kamer video i przemysłowych kamer CCD wymagają użycia skromniejszych „środków” — wystarczy teleskop o średnicy 80–110 mm, z okularem dającym powiększenie 20–50×. Niezależnie jednak od tego w jaki sposób będziemy obserwować Merkurego i Wenus, możliwość zobaczenia tarcz oraz zmienności faz tych planet pozostawi po sobie niezapomniane wrażenia.

W momencie koniunkcji dolnej planeta osiąga średnicę ponad 50", a przy średniej elongacji 23-24". Na powierzchni niestety nic nie zobaczymy, ponieważ zasłania ją zawsze bardzo gruba warstwa chmur. Planetę widzimy w pierwszej i ostatniej kwadrze, kiedy znajduje się w swym maksymalnym kątowym oddaleniu się od Słońca. Na porannym niebie obserwujemy Wenus "chudnącą" do nowiu, na niebie wieczornym "tyjącą" do pełni. W czasie pełni Wenus jest za Słońcem i praktycznie nie można jej obserwować. Podobnie jest podczas nowiu kiedy planeta znajduje się najbliżej Ziemi. Jedynym wyjątkiem jest tu ewentualne przejście Wenus przed samą tarczą Słońca. Najbliższe tego typu zjawisko nastąpi 6 czerwca 2012 roku.

Uran - siódma w kolejności od Słońca planeta Układu Słonecznego. Jest trzecią największą i czwartą najmasywniejszą planetą naszego systemu. Nazwa planety pochodzi od greckiego boga Uranosa. Stanowi to wyjątek, gdyż wszystkie pozostałe planety noszą imiona bóstw rzymskich.

DANE LICZBOWE:

Wprawdzie Urana zaliczamy do planet olbrzymów, jego masa jest prawie 22 razy mniejsza od masy Jowisza i ponad 4,5 razy większa od masy Ziemi.

Porównanie Urana z Ziemią

Średnia gęstość materii, z której zbudowana jest planeta, wynosi 1,2 g/cm3. Najbardziej prawdopodobny model budowy wewnętrznej Urana przewiduje, że skaliste jądro planety, skupiające 24% masy, jest otoczone przez grubą warstwę lodu wodnego, amoniaku i metanu, stanowiącą 65% masy planety. Pozostałe 11% masy przypada na płynno-gazowe warstwy powierzchniowe, przechodzące w sposób ciągły w rozległą atmosferę. Atmosfera Urana składa się głównie z wodoru (84%) i helu (15%), a w niższych warstwach - również z amoniaku i metanu, skupiających się często w obłoki. Warto zauważyć, że ilość helu w atmosferze Urana jest większa od ilości tego pierwiastka na Słońcu, Jowiszu i Saturnie.

Budowa wnętrza Urana

Uran - jako jedyna spośród planet olbrzymów - nie ma znaczącego wewnętrznego źródła energii: wypromieniowuje tylko 1,14 razy więcej energii niż otrzymuje od Słońca. Ilość energii słonecznej padającej w jednostce czasu na jednostkę powierzchni Urana stanowi zaledwie 0,3% ilości dostarczanej Ziemi. Minimalną temperaturę 52 kelwinów ma warstwa atmosfery o ciśnieniu 100 hektopaskali (hPa), natomiast średnia temperatura na Uranie wynosi około 60 kelwinów. Ze względu na dużą bezwładność termiczną temperatura górnych warstw atmosfery Urana, zarówno po stronie oświetlonej przez Słońce, jak i nie oświetlonej, utrzymuje się mniej więcej na takim samym poziomie.

Uran jest niezwykła planetą ze względu na jedyne w swoim rodzaju położenie osi obrotu! Nachylenie jej jest zbliżone do płaszczyzny orbity planety, przez co Uran „toczy” się dosłownie jak beczka, po swojej orbicie. Na dodatek kąt nachylenia osi, wynoszący ponad 90° (tj. 97,9°), oznacza że planeta ta obraca się w przeciwną stronę niż większość pozostałych planet (podobnie obracają się Wenus i Pluton). Nie jest znana przyczyna tak dziwnego i jedynego w swoim rodzaju ustawienia osi planety: prawdopodobnie kiedyś dawno temu nastąpiło zderzenie planety z jakimś stosunkowo dużym obiektem, co doprowadziło do tak drastycznej zmiany osi obrotu.

Nachylenie Urana

W marcu 1977 r. podczas obserwacji zakrycia gwiazdy przez Urana stwierdzono obecność pierścieni wokół planety. Obecnie wiadomo, że jest to wiele wąskich "pierścionków", położonych w płaszczyźnie równikowej Urana, w odległości od środka planety wynoszącej 1,49-1,95 jej promienia. Jedenaście najlepiej widocznych pierścieni składa się głównie z brył materii o rozmiarach 0,1-1 m, ale dzięki badaniom sondy Voyager 2, która w 1986 r. przeleciała w pobliżu Urana, stwierdzono istnienie również słabych pierścieni pyłowych. Ich grubość ocenia się na 10-100 m.

Pierścienie Urana

Obecnie wiemy o istnieniu 27 księżyców Urana. Dwa największe (o promieniach równych niecałe 800 kilometrów), Tytanię i Oberona, wypatrzył już w 1787 roku odkrywca Urana, William Herschel. Pozostałe odkryto znacznie później. Dziesięć z nich dostrzegła amerykańska sonda kosmiczna Voyager 2, która przeleciała w pobliżu planety w styczniu 1986 roku. Na niektórych księżycach (np. Arielu, Umbrielu i Oberonie) występują liczne kratery.

Obserwacje Urana

W amatorskim teleskopie Uran prezentuje się jako zielonkawa tarczka o średnicy nieco powyżej 3” i jasności 5,5m. W sprzyjających warunkach planetę tę można obserwować nieuzbrojonym okiem. Z satelitów Urana amatorskim obserwacjom dostępne są dwa – Titania i Oberon; aby je dostrzec, należy się zaopatrzyć w teleskop o średnicy co najmniej 30 cm. Osobom niewprawnym odnalezienie Urana wśród tysięcy gwiazd może przysporzyć trudności: należy wcześniej zapoznać się z aktualną pozycją planety na niebie.