*stojąc na powierzchni Ziemi ? podlegamy działaniu siły grawitacji skierowanej w dół, oraz równoważącej ją siły reakcji podłoża skierowanej w górę; siły te się równoważą, w związku z tym pozostajemy bez ruchu

*lecąc samolotem ? działająca na nas siła grawitacji jest równoważona przez siłę nośną działającą w górę; siła nośna poprzez siłę reakcji podłogi samolotu przenosi się na nasze ciało.

Nieważkość można obserwować w czasie przebywania w sztucznym satelicie orbitującym powyżej gęstych warstw atmosfery po wyłączeniu napędu rakietowego, niezależnie od kierunku wektora prędkości i odległości od Ziemi. Nieważkość odczuwa się także w jakimkolwiek układzie zamkniętym podczas swobodnego spadania ? np. w windzie, która się urwała, lub w samolotach podczas tzw. lotów parabolicznych. Lot taki polega na tym, że samolot manewrując sterami i ciągiem silnika, najpierw wznosząc się i następnie opadając w kierunku Ziemi, leci po torze i z prędkością dokładnie tak dobranymi jakie miałoby w czasie lotu ciało swobodnie rzucone przy braku atmosfery.

Nieważkość można odczuć na huśtawce takiej, która odchyla się ponad 90° od położenia spoczynkowego. Stan nieważkości wtedy trwa albo ułamek sekundy albo nieco ponad sekundę w zależności od długości wahadła, które tworzy. Ale za to można go odczuwać wiele razy, dwukrotnie za każdym wahnięciem.

REAKCJA ORGANIZMU .!!

Astronauci, po wyłączeniu silników pojazdu startowego, zaczynają odczuwać brak grawitacji. Reakcje organizmu na takie zjawisko są różne, ale bardzo często dochodzi do tzw. choroby kosmicznej – mdłości wywołanych przez zaburzenia pracy błędnika w warunkach braku ciążenia. Stopień tej choroby to rzecz indywidualna. Najgorszą zaobserwowaną reakcją była choroba senatora Jake’a Garna, przez co stworzona została Skala Garna, stopniująca reakcje na chorobę kosmiczną.

Merkury jest planetą krążącą najbliżej Słońca. Ze względu na znaczny mimośród (spłaszczenie) orbity, w peryhelium znajduje się półtorakrotnie bliżej Słońca niż w aphelium. Średnia gęstość Merkurego jest w przybliżeniu równa gęstości Ziemi, przy czym około 80% jego masy przypada na żelazne jądro.
Powierzchnię pokrywają kratery i strome skarpy skalne, które utworzyły się w przeszłości, gdy jądro planety ochładzało się i kurczyło, powodując naprężenia skorupy. Ze względu na słabą grawitację Merkury pozbawiony jest prawie całkowicie atmosfery. Krążąc tak blisko Słońca i nie posiadając atmosfery, która zachowałaby ciepło w nocy, Merkury odznacza się dużymi wahaniami temperatury na powierzchni: od -180 do 430 °C.
3 października 2004 roku w stronę Merkurego wyruszyła sonda kosmiczna Messenger. Pierwsze planowane zbliżenie do celu będzie miało miejsce 14 stycznia 2008 roku, natomiast ostateczne wejście sondy na niską orbitę wokół planety odbędzie się w roku 2011. Przez rok Messenger pozostanie sztucznym satelitą Merkurego.

Wenus

Wenus, krążąca po niemal kołowej orbicie druga planeta od Słońca, jest otulonym gęstymi chmurami skalnym globem. Chmury te odbijają większość światła słonecznego, przez co Wenus jest najjaśniejszym po Słońcu i Księżycu ciałem na naszym niebie.
Temperatury powierzchniowe dochodzą do 480°C, a ciśnienie atmosferyczne 90 razy przewyższa ciśnienie ziemskie. 97% objętości atmosfery wenusjańskiej to dwutlenek węgla, zaś na resztę składają się m.in. azot, chlorowodór i tlen. Żółtawy kolor chmur pochodzi od kwasu siarkowego. Jego zawartość ulega jednak znacznym zmianom, co nasuwa podejrzenia, że na Wenus występują czynne wulkany.

Ziemia

Ziemia jest trzecią planetą od Słońca, największą z 4 planet wewnętrznych. Pod względem budowy przypomina inne planety tej grupy. Metaliczne, stałe jądro otoczone jest przez jądro zewnętrzne z metalu płynnego, po którym następują warstwy płynnych, półpłynnych i stałych skał. Natomiast pod względem warunków panujących na powierzchni Ziemia różni się od tych planet diametralnie: tylko na Ziemi występuje woda w stanie płynnym, bogata w tlen atmosfera oraz inne warunki sprzyjające życiu. Trwająca od 4,5 miliarda lat ewolucja Ziemi zachodzi nadal, zarówno w sposób naturalny, jak i w wyniku działań człowieka. Do najbliższego otoczenia Ziemi należy jej jedyny naturalny satelita – Księżyc.

Mars

Mars, czwarta planeta od Słońca, pod wieloma względami przypomina Ziemię. Doba marsjańska jest tylko nieznacznie dłuższa od ziemskiej. Podobnie zmieniają się pory roku, jakkolwiek rok jest dwa razy dłuższy. Występują tu chmury, wulkany, wąwozy, góry, pustynie i wykazujące sezonową zmienność, białe czapy polarne. Powierzchnię Marsa pokrywają odłamki skał oraz czerwonawy pył (stąd określenie: Czerwona Planeta).
Atmosfera marsjańska składa się głównie z dwutlenku węgla, który stanowi blisko 95% jej składu. Temperatura latem w Słońcu wynosi do 30°C, zaś zimą przed świtem spada nawet do -100°C. Mars ma dwa małe księżyce – Fobosa i Deimosa.

Planety zewnętrzne (gazowe)
Jowisz

Jowisz, piąta planeta od Słońca, jest pierwszą z czterech gazowych planet-olbrzymów. Ma największe rozmiary i masę wśród planet Układu Słonecznego: jego objętość jest 1300 razy większa od objętości Ziemi, a masa przewyższa dwuipółkrotnie łączną masę pozostałych planet. Chmury Jowisza składają się głównie z wodoru i helu.
Wnętrze planety zaczyna się na głębokości 1000 km, gdzie wodór przechodzi w stan ciekły. Jeszcze głębiej tworzy się wodór metaliczny. W centrum Jowisza znajduje się jądro o temperaturze około 35000 oC. Najbardziej znany obiekt na tarczy Jowisza, Wielka Czerwona Plama, okazała się ostatecznie olbrzymim wirem w atmosferze planety, wznoszącym się kilka kilometrów ponad najwyższą warstwę chmur. Jowisz posiada co najmniej 63 księżyce oraz słabo widoczny system pierścieni złożonych z cząsteczek pyłu, prawdopodobnie wyrwanych przez meteoryty z księżyców.

Saturn

Saturn jest szóstą planetą od Słońca, drugą z czterech gazowych planet-olbrzymów. Posiada co najmniej 56 księżyców i imponujący układ pierścieni. Pierścienie znajdują się wewnątrz tzw. granicy Roche’a. W obszarze tym nie mogą się znajdować żadne ciała o znacznych rozmiarach, ponieważ zostałyby rozerwane siłami przypływowymi planety. Największe fragmenty pierścieni mają rozmiary najwyżej 10 m, zaś grubość pierścieni nie przekracza 10 km.
Bardzo szybka, podobnie jak u innych planet tej grupy, rotacja Saturna powoduje wybrzuszenie obszarów równikowych oraz ułożenie rozmytych żółtawych chmur w poziome, równolegle do równika pasma. Saturn to jedyna planeta o średniej gęstości mniejszej od gęstości wody. Z tego powodu jego masa nie przekracza jednej trzeciej masy Jowisza, mimo iż średnice obu planet niewiele się różnią.

Uran

Uran, siódma planeta od Słońca, jest trzecią z czterech gazowych planet-olbrzymów. Jej kamienne jądro otacza płaszcz gazowo-lodowy. Wokół płaszcza rozciąga się atmosfera zawierająca metan, który nadaje Uranowi niebiesko-zieloną barwę. Ze względu na usytuowanie planety w zewnętrznych rejonach Układu Słonecznego, temperatura górnej powierzchni chmur wynosi zaledwie -210 oC.
Uran posiada 27 księżyców i układ pierścieni, ale na samej planecie nie dostrzeżono nic godnego uwagi. Sonda Voyager 2, przelatując obok Urana w 1986 roku, sfotografowała tylko kilka chmur metanowych. Interesujący jest natomiast charakter ruchu wirowego planety. Ponieważ kąt nachylenia równika Urana do płaszczyzny orbity wynosi 98o, więc glob ten jak gdyby “toczy” się po swojej orbicie. Wiąże się z tym także szczególny sposób zmiany pór roku.

Neptun

Neptun jest ósmą planetą od Słońca, czwartą z gazowych planet-olbrzymów. Wielkością i budową przypomina swego sąsiada – Urana. Masa Neptuna jest 17,25 razy większa od masy Ziemi. Jaskrawo błękitny kolor jego atmosfery pochodzi od metanu. Na Neptunie wieją najszybsze wichry Układu Słonecznego – ich prędkość dochodzi do 2500 km/godz.
W warstwie chmur występuje kilka formacji, z których najwyraźniejsza jest Wielka Ciemna Plama, olbrzymi huragan wielkości Ziemi. Pod pokrywą chmur znajduje się płaszcz lodowo-gazowy oraz niewielkie skalne jądro. Podobnie jak Saturn, Uran i Jowisz, również Neptun posiada system pierścieni – są one jednak słabo rozwinięte i nie tworzą okręgów, lecz koliste łuki. Neptun ma 13 znanych księżyców, z których 12 to ciała bardzo drobne.

Pluton

Pluton jest zimnym, ciemnym globem, dla którego Słońce stanowi jedynie jasną gwiazdę na niebie. Jest mniejszy od Księżyca. Ma on rzadką atmosferę, która tworzy się, gdy zbliży się do Słońca, i zamarza, gdy się od niego oddala. Pluton krąży po mocno wydłużonej orbicie; jej kąt nachylenia do ekliptyki jest większy niż w przypadku planet. Jedno okrążenie Słońca trwa 248,5 roku i w ciągu 20 lat z tego okresu Pluton znajduje się bliżej Słońca niż Neptun. Dokoła Plutona krążą 3 księżyce – w tym jeden (Charon) o rozmiarach znacznych w porównaniu z rozmiarami Plutona, oraz odkryte 15 maja 2005 roku małe księżyce zewnętrzne – Hydra i Nyks.
24 sierpnia 2006 r. na Zgromadzeniu Ogólnym Międynarodowej Unii Astronomicznej w Pradze odebrano Plutonowi status planety, określając go jednocześnie mianem “planety karłowatej”.

2.Planety Układu Słonecznego względem odległości od najbliższej Ziemi gwiazdy ( Słońce) :
a) merkury
b) wenus
c) ziemia
d) mars
e) jowisz
f) saturn
g) uran
h) neptun

Pluton został unieważnioną planetą ponieważ znaleziono planetoide podobną ( względem masy) do Plutona z tego właśnie powodu nie ma go już w naszym układzie. po prostu był za mały i planet byłoby dużo więcej niż jest obecnie.

3. Krótki opis planet:
- merkury jest najmniejszą najcieplejszą, najszybciej obiegającą słońce planetą. na tej planecie jest bardzo duża różnica temperatur, masa 18 razy mniejsza od Ziemi, rok trwa tam 88 dni a doba 59dni. jest najtrudniejsza do obserwacji. Nie posiada księżyców, ale ma silne pole magnetyczne.

- wenus to siostrzana planeta ziemi bo ma bardzo podobne wymiary i mase do Ziemi, jest najaśniejszą planetą w układzie, rok trwa 225 dni i ma najdłuższą dobę 243 dni. Jako jedyna obraca się wokół własnej osi w innym kierunku niż pozostałe planety, ciśnieniee jest tam ok.100 razy większe od ziemskiego.

- ziemia zajmuje 5 miejsce pod względem wielkości,a trzecie względem odległości od Słońca ( jednostka astronomiczna = 150 mln km). Doba trwa 24h a rok 365 dni. Zwana jest niebieską planetą. Posiada jeden księżyc i jest jedyną planetą na której jest życie.

- mars zwany czerwoną planetą, jest 4 planetą wg odległości od Słońca. Rok trwa 687 dni, najmniejsza grawitacja ma dwa księżyce, śr. temperatura -25 stopni.

- jowisz największa planeta, 5 wg odległości od Słońca. Kula ciekło-gazowa, warstwami kolorowa ( w paski). Najszybciej obracająca się planeta, doba 10h, a rok 12 lat. Ma 17 księżyców a pomiędzy nim a marsem rozciąga się pas planetoid. Śr. temperatura -120 stopni.

- saturn ma 7 pierścieni co go charakteryzuje, 6 planeta wg odległości od Słońca, druga największa palneta. Kula cieklo0gazowa. Posiad najwięcej księżyców – ponad 50. Doba trwa ponad 10h; rok 30 lat; śr, temperatura – 180 stopni; najmniejsza gęstośc.

- uran to 7 planeta wg odległości od Słońca. Doba tam trwa 17h, a rok 84 lata, masa jest 14,5 razy większa od ziemskiej. Ma 27 księżyców i kolor turkusowy.

- neptun to 8 planeta wg odległości od Slońca. Najdalej położona palneta, najdłuższy rok 165 lat, doba 18h, najzimniejsza palneta, ma 13 księżyców ( w tym Tryton najzimniejsze miejsce w Układzie Słonecznym). Najbardziej gazowa, wietrzna planeta (2500km/h).

4.Mikołaj Kopernik to wyśmienity polski astronom, matematyk ekonomista i lekarz. Urodzony 19.02.1473r. zmarł 1543roku. Zasłynął z dzieła ” O obrotach sfer niebieskich” w którym ukazju błędności teorii geocentryczne a zaproponował teorie heliocentryczną dzięki której Słońce jest w centrum układu Słonecznego a ziemia, księżyc i inne planety je okrążają.
Dopiero bo jego śmierci i wieloletnich obserwacjach stwierdzono iż Kopernik miał racje.

teoria geocentryczna – ziemia jest w centrum układu a planety ją okrażają
teoria heliocentryczna – słońce jest w centrum a ziemia i planety go okrążają

MERKURY
średnica równikowa 4878 km, masa ok. 0,05 masy Ziemi, średnia gęstość 5,43 g/cm3 (prawie taka sama jak średnia gęstość Ziemi); obiega Słońce w czasie 87,969 dni po orbicie eliptycznej ,okres obrotu dokoła osi 58d,6462. Małe oddalenie M. od Słońca (maks. 28o) powoduje duże trudności w jego badaniu i ogranicza możliwości obserwacji do okresu zmierzchu lub świtu, pow. M. jest nierówna, usiana kraterami; atmosfera M. jest bardzo rozrzedzona,temp. na pow. M. po stronie oświetlonej przez Słońce może dochodzić do ok. 500oC. M. nie posiada naturalnych satelitów.

WENUS
Widoczna jest na niebie tylko przed wschodem lub po zachodzie Słońca, zw. też Gwiazdą Poranną i Gwiazdą Wieczorną; średnica 12 102 km (0,95 średnicy Ziemi), masa 0,82 masy Ziemi, średnia gęstość 5,25 g/cm3 (nieco mniejsza od gęstości Ziemi), obiega Słońce w czasie 224,7 dnia, okres obrotu dokoła osi 243 dni (najwolniejszy wśród planet Układu Słonecznego – doba wenusjańska jest dłuższa od roku wenusjańskiego), W. jest planetą najbliższą Ziemi; zbliża się na odległość minimalną 40 mln km (największe oddalenie – 259 mln km); W. otoczona jest gęstą, nieprzezroczystą atmosferą (ok. 98% to dwutlenek węgla), temperatura sięga ok. 450şC (co jest wynikiem efektu cieplarnianego), a ciśnienie atm. jest ok. 90 razy większe od ziemskiego. Krajobraz, ukształtowany gł. przez aktywność wulkaniczną, tworzą góry, rowy, kratery i płaskowyże. W. nie ma pola magnetycznego ani księżyców. Jest pierwszą planetą zbadaną przez ziemską sondę kosmiczną.

ZIEMIA
Jedyne znane ciało kosmiczne, na którym występuje życie biologiczne; średnica równikowa 12 756 km, średnica biegunowa 12 714 km, masa 5,975 x 1024 kg (masa Słońca jest ok. 333 tys. razy większa od masy Z.), średnia gęstość 5,52 g/cm3, obiega Słońce w ciągu 365 dni 6 h 9 min 10 s (365,2564 doby = rok gwiazdowy) po orbicie zbliżonej do kołowej. okres obrotu dokoła osi 23 h 56 min 4,09 s (doba). Wnętrze Z. tworzy jądro żelazowo-niklowe, temp. 6500şC, a gęstość materii 16-18 g/cm3;. Pow. Z. kształtuje erozja wywoływana przez wiatr, wodę i lód, a także aktywność biologiczna; atmosfera Z. składa się z azotu (78%), tlenu (21%), argonu (1%) i znikomych ilości dwutlenku węgla oraz innych gazów. Z. widziana z kosmosu z dużej odległości jest globem koloru błękitnego (z powodu pokrycia dwóch trzecich jej powierzchni przez oceany), często jednak znaczne obszary zasłonięte są przez białe chmury, powstałe z parującej wody. Ma jednego satelitę naturalnego (Księżyc), a od 1957 okrążana jest przez satelity sztuczne.

MARS
Promień równikowy 3400 km, masa 0,107 masy Ziemi; obiega Słońce w czasie 686,738 dni ,okres obrotu dookoła osi 24h37m22,6s. Odległość M. od Ziemi waha się od 55,5 do 400 mln km; Pow. M. jest bardzo różnorodna: kratery (w większości prawdopodobnie pochodzenia meteorytowego), głębokie kaniony i kręte doliny (wywołujące wrażenie pozostałości rzek), góry ze szczytami do ok. 8 km nad poziom równin, wielkie obszary pustynne z rozrzuconymi blokami kamiennymi różnych rozmiarów. Próbki pobrane z pow. M. zawierały 21% krzemu, 12,7% żelaza, 3,1% siarki, 3?8% wapnia, 2?7% glinu i 0,5?2% tytanu, Atmosfera M. jest bardzo rozrzedzona; jej gł. składnikiem jest dwutlenek węgla; zawiera niewielką ilość pary wodnej (ok. 1000 razy mniej niż atmosfera ziemska); występują w niej silne wiatry wywołujące burze piaskowe. temp. na pow. M. jest niska, ulega silnym wahaniom dobowym i rocznym i wynosi średnio ok. 0°C, gdy Słońce jest w zenicie i ok. ?50°C przed wschodem Słońca. M. ma dwa niewielkie księżyce, w kształcie nieregularnych brył zbliżonych do elipsoid.

JOWISZ
Największa planeta Układu Słonecznego, piąta w kolejności oddalenia od Słońca; odległość od Słońca 778,4 mln km, okres obiegu dookoła Słońca 11 lat 315 dni, masa 1,91027 kg (1/1047 masy Słońca, dwukrotnie większa niż wszystkich pozostałych planet Układu Słonecznego, 318 razy większa od masy Ziemi); przez teleskopy widoczna jest jedynie atmosfera planety, nieprzezroczysta, złożona z chmur białych kryształów amoniaku; Charakterystyczną cechą J. jest tzw. wielka czerwona plama, chmura wznoszących się gazów, wirujących w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara; czerwona plama jest częścią płd. pasa równikowego, przechodzącego niewyjaśnione zmiany (1989 nagle zaniknął). J. ma 63 księżyce.

SATURN
średnica równikowa 120 660 km, średnica biegunowa 108 000 km (największe spłaszczenie wśród planet), masa 95,17 masy Ziemi, średnia gęstość 0,7 g/cm3 (najmniejsza wśród planet Układu Słonecznego), obiega Słońce w czasie 29 lat 167 dni, w odległości 9,54 raza większej niż Ziemia:; okres obrotu dokoła osi 10 h 39 m 22 s, złożony gł. z lekkich pierwiastków (wodór, hel i in.), wewnątrz żelazowo-krzemianowe jądro o masie 10-20 mas Ziemi, Najbardziej charakterystyczne dla S. są otaczające go pierścienie, dostrzegalne już przez małe lunety; są złożone z olbrzymiej liczby drobnych brył lodu i odłamków skalnych, krążących w płaszczyźnie równika planety (szer. pierścieni 250 tys. km, grubość zaledwie kilkudziesiąt metrów); w wyniku nowych odkryć liczba znanych księżyców planety wzrosła do 47.

URAN
średnica równikowa 51 118 km, średnica biegunowa 49 946 km, masa 14,54 masy Ziemi, obiega Słońce w czasie 84 lat 7,5 dnia po orbicie zbliżonej do kołowej, okres obrotu dookoła osi 17h 14m, Przypuszcza się, że we wnętrzu U. znajduje się skaliste jądro, które otacza warstwa wody, brak stałej powierzchni; atmosfera składa się z wodoru (84%) i helu (15%) oraz niewielkich domieszek metanu i amoniaku. Planetę otaczają pierścienie złożone z okruchów skalnych i pyłów, podobne do pierścieni Saturna, tylko znacznie słabsze; występuje pole magnetyczne silniejsze od ziemskiego. U. ma 27 znanych księżyców Symulacja warunków panujących na planecie doprowadziła do stwierdzenia, że w jej atmosferze dochodzi do tworzenia się diamentów, które opadają w postaci “krystalicznego deszczu”.

NEPTUN
średnica równikowa 49 528 km, masa 17,25 masy Ziemi, obiega Słońce w czasie 164 lat 280,3 dnia po orbicie zbliżonej do kołowej, w odległości 30 razy większej od Słońca niż Ziemia: okres obrotu dokoła osi 16h3m, (występują pory roku, każda trwa ponad 41 lat ziemskich), błękitna planeta otoczona grubą atmosferą, gł. wodorową, w której istnieje olbrzymi wir rozmiarami dorównujący Ziemi (tzw. Wielka Ciemna Plama, podobna do czerwonej plamy na Jowiszu). Słabe pole magnetyczne, pierścienie (podobne do otaczających Saturna) i 13 księżyców

PLUTON
średnica równikowa ok. 2300 km, masa 0,002 masy Ziemi, okres obrotu dookoła osi 6,4 doby; obiega Słońce w czasie 247 lat 225 dni. posiada rzadką atmosferę, prawdopodobnie głównie metanową; jeden księżyc: Charon; P. pozostaje jedyną planetą Układu Słonecznego nie zbadaną dotąd przez sondę kosmiczną, stąd dane o nim są bardzo skąpe. Część astronomów uważa, że P., którego średnica wynosi zaledwie dwie trzecie średnicy Księżyca, nie zasługuje na status planety; ich zdaniem rozmiary kwalifikują P. do grupy ciał tworzących drugi pas planetoid odkryty w ostatnich dziesięcioleciach XX w. poza orbitą Neptuna. 1 księżyc

SEDNA
Ciało kosmiczne odkryte w 2003, rozmiarami przypuszczalnie niewiele ustępujące Plutonowi, które porusza się po wydłużonej orbicie między Pasem Kuipera a Obłokiem Oorta wykonując jeden obieg Słońca raz na 11 500 lat; jest prawdopodobnie obiektem typu kometarnego lub planetoidą (o uznaniu za planetę bądź planetoidę zadecyduje Międzynarodowa Unia Astronomiczna); nazwa od imienia eskimoskiej bogini mórz arktycznych, wichrów i sztormów.

Bibliografia:
?Encyklopedia Powszechna PWN?, Warszawa 1985.
M. Abramowicz “Astronomia popularna”, Warszawa 1990; ??

Zagadnienie pochodzenia Wszechświata interesowało ludzi od zalania dziejów. Przy niezwykle fragmentarycznej wiedzy przez całą starożytność i średniowiecze przyjmowano niemal za oczywistość, że Wszechświat powstał w akcie stworzenia, jest stosunkowo młody (ma co najwyżej parę tysięcy lat) i jest niezmienny w czasie. Centralne miejsce zajmowała w nim Ziemia, jako siedlisko człowieka. Zasadniczego wyłomu w tych koncepcjach dokonał
M. Kopernik, wykazując, że Ziemia znajduje się na peryferiach Układu Słonecznego, którego centralnym ciałem jest Słońce. Odkrycia geologiczne XIX w. udowodniły, że Ziemia istnieje parę miliardów lat, co odpowiednio odsunęło w przeszłość powstanie Wszechświata. Najdłużej przetrwało przekonanie o niezmienności Wszechświata, bo aż do lat 20. XX w. Już po odkryciu ogólnej teorii względności, A. Einstein oprac. na jej podstawie statyczny model Wszechświata; okazało się jednak, że taki Wszechświat może być tylko pusty, pozbawiony materii: materia bowiem przyciąga się grawitacyjnie i ma tendencję do spadania ku sobie
nie może zatem istnieć zawieszona w statycznym Wszechświecie. Aby zrównoważyć to przyciąganie, Einstein wprowadził ad hoc do równań dodatkowy człon z tzw. stałą kosmologiczną, dający siłę odpychania się mas słabą dla bliskich mas, ale wystarczająco dużą dla mas odległych, by zatrzymać zapadanie się Wszechświata. Odkrycie E. Hubble’a uczyniło cały problem nieistotnym.

Obserwacje rozkładu materii w obecnym Wszechświecie wskazują na jego komórkową strukturę: olbrzymie pustki (voids) otoczone są ściankami, czy krawędziami z galaktyk i gromad. Wprawdzie dostępny obszar Wszechświata powiększa się w miarę doskonalenia przyrządów i metod badawczych, to jednak wciąż stanowi niewielką część całego Wszechświata, a niektóre wykryte w nim struktury są porównywalne z nim samym.

Teorię kosmologiczną tworzy się na podstawie kilku założeń, z których dwa najważniejsze, to przyjęcie stosowalności znanych praw fizyki do całego Wszechświata oraz przyjęcie tzw. zasady kosmologicznej, głoszącej, że obserwowana przez nas część Wszechświata jest reprezentatywna dla jego całości. Innymi słowy, zakłada się, że pomijając niewielkie, lokalne fluktuacje, każda część Wszechświata wygląda tak samo. Wszechświat jest izotropowy, jednorodny i rządzi się uniwersalnymi prawami przyrody. Podstawowymi równaniami kosmologii są równania ogólnej teorii względności otrzymane 1916 przez Einsteina.
Według obecnego (1995) stanu wiedzy, najbardziej zgodna z obserwacjami jest tzw. standardowa teoria Wielkiego Wybuchu. Zgodnie z nią Wszechświat powstał jako niezwykle zwarty, gęsty i gorący twór; przez pierwsze ułamki sekund po powstaniu jego stan fizyczny był nieokreślony ze względu na ograniczenia związane z zasadą nieokreśloności Heisenberga ; dopiero po osiągnięciu tzw. wieku Plancka, równego ok. 10-43 s, można go opisywać znanymi prawami fizyki miał on wtedy gęstość 1097 kg/m3, a temp. 1032 K; w miarę rozszerzania się Wszechświata spadała jego temperatura, tworzyły się cząstki elementarne, a przez krótki czas zachodziły reakcje syntezy helu i (w śladowych ilościach) paru innych pierwiastków lekkich; póki temperatura Wszechświata przekraczała 10 000 K, wodór będący głównym składnikiem materii barionowej (cząstek materialnych), był zjonizowany i pozostawał w równowadze termodynamicznej z polem promieniowania; po spadku temp. do ok. 3000 K praktycznie cały wodór przeszedł w stan neutralny, co spowodowało silne osłabienie oddziaływania materii z promieniowaniem w efekcie “gaz” barionowy i “gaz” fotonowy ewoluowały dalej niezależnie; w miarę dalszego rozszerzania się “gaz” fotonowy ochładzał się adiabatycznie aż do obecnie obserwowanej temp. ok. 2,7 K; z gazu barionowego powstały obserwowane obiekty, takie jak gwiazdy, galaktyki, gromady galaktyk i inne struktury.

Gdyby średnia gęstość Wszechświata była wyższa od pewnej wartości, zw. gęstością krytyczną, siły grawitacyjne zatrzymałyby po pewnym czasie jego rozszerzanie się i nastąpiłaby faza kurczenia byłby to tzw. Wszechświat zamknięty; dla średniej gęstości mniejszej od krytycznej, rozszerzanie trwałoby nieskończenie Wszechświat otwarty, zaś w sytuacji, gdy gęstość byłaby dokładnie równa krytycznej, rozszerzanie trwałoby nieskończenie, ale z prędkością malejącą asymptotycznie do zera Wszechświat płaski.
Natura ciemnej materii we Wszechświecie jest dotychczas nie znana i pozostaje przedmiotem spekulacji. Jedna z sugestii zakłada, że przynajmniej jej część, gł. wewnątrzgalaktyczna, mogłaby występować w postaci małych, zwartych ciał o masach bardzo dużych planet; ich obecność w dużej liczbie w naszej Galaktyce powinna wywoływać od czasu do czasu zjawisko pojaśniania blasku odległej gwiazdy, gdy linię łączącą gwiazdę z obserwatorem przetnie takie ciało i nastąpi, wynikający z ogólnej teorii względności, efekt soczewkowania grawitacyjnego światła gwiazdy (jego istnienie przewidział 1985 B. Paczyński); podjęte w latach 90. próby obserwacyjnego wykrycia takiego soczewkowania (zw. mikrosoczewkowaniem grawitacyjnym w odróżnieniu od soczewkowania grawitacyjnego światła kwazarów), w tym przez grupę astronomów z Obserwatorium Astr. Uniw. Warsz., potwierdziły istnienie tego efektu, ale wyniki wskazują, że zachodzi on na słabych gwiazdach, a nie planetach; świadczy to przeciw masowemu występowaniu ciał planetarnych w Galaktyce. Jako ciemną materię proponowano również mało masywne czarne dziury; jeszcze inną formą mogą być neutrina, które, podobnie jak kwanty promieniowania elektromagnet., wypełniają cały Wszechświat ? gdyby miały niewielką masę spoczynkową, mogłoby to wystarczyć do domknięcia Wszechświata (dotychczasowe wyniki dają jednak górne ograniczenie na masę neutrin nie wykluczające domknięcia; dalsze badania pozwolą dokładniej określić masę neutrin).

Główne kierunki obserwacji koncentrują się obecnie na problemie poszukiwania ciemnej materii oraz badaniach właściwości fluktuacji materii we Wszechświecie; te ostatnie bada się przez pomiary niewielkich fluktuacji temperatury promieniowania tła (w różnych skalach), które zawierają informacje o zaburzeniach gęstości we wczesnym Wszechświecie, oraz poprzez obserwacje grupowania się świecącej materii, co odzwierciedla obecną strukturę Wszechświata. Badania teoretyczne dotyczą gł. problemu pochodzenia i ewolucji fluktuacji gęstości we Wszechświecie, prowadzących do obecnie obserwowanej struktury.

Zmieniający się wszechświat
Wyobrażenia ludzi o rozmiarach, strukturze i ewolucji Wszechświata ulegały bardzo istotnym zmianom w miarę rozwoju astronomii i fizyki. Już w czasach prehistorycznych pozorny ruch Słońca na sferze niebieskiej, fazy Księżyca, ruchy planet oraz momenty wschodów
i zachodów gwiazd były wykorzystywane do określania czasu i stanowiły podstawę kalendarza.

Pierwszy model Wszechświata powstał ok. 2,5 tys. lat temu, wraz z rozwojem geometrii i filozofii. Elementy tego modelu występowały już u Pitagorasa, a spopularyzował go i utrwalił Arystoteles. W tym geocentrycznym modelu nieruchoma Ziemia znajduje się w środku Wszechświata, a wokół niej krążą wszystkie pozostałe ciała niebieskie. U podstaw teorii geocentrycznej leżały założenia o centralnym położeniu Ziemi, kulistym kształcie ciał niebieskich oraz o kołowym i jednostajnym charakterze ich ruchów. Teoria geocentryczna powstała w starożytności; największą popularność w jej zakresie zyskały: system sfer homocentrycznych, stworzony przez Platona, Eudoksosa z Knidos i Arystotelesa, oraz system epicykliczny, stworzony przez Apoloniusza z Pergi i Hipparcha, oprac. ostatecznie przez Klaudiusza Ptolemeusza. System Klaudiusza Ptolemeusza był powszechnie akceptowany przez cały średniowiecze świat nauk.; zgodnie z nim każde ciało Układu Słonecznego poruszało się po małym okręgu, zw. epicyklem, którego środek poruszał się wokół Ziemi po dużym okręgu, zw. deferentem. Powstała w XVI w. teoria heliocentryczna, sformułowana przez M. Kopernika, obaliła definitywnie skomplikowany system teorii geocentrycznej.

W 1609 r. Galileusz zbudował lunetę i pierwszy zastosował ją do obserwacji astronomicznych, co znacznie przyspieszyło rozwój astronomii. Przełomowym momentem dla kosmologii i całej współczesnej nauki było odkrycie przez I. Newtona praw ruchu ciał. W swoim słynnym dziele Philosophiae naturalis principia mathematica, opublikowanym w 1687 r., Newton nie tylko sformułował prawa ruchu i prawo powszechnego ciążenia, ale też rozwiązał równania ruchu planet. Po raz pierwszy okazało się, że ciała niebieskie także podlegają prawom fizyki.

Coraz większe i lepsze lunety pozwoliły astronomom penetrować coraz dalsze obszary Wszechświata. Galileusz odkrył, że Droga Mleczna (Galaktyka) jasny pas na niebie jest złożona z gwiazd. Zaczęto zastanawiać się nad rozmiarami i strukturą Drogi Mlecznej. Metodą zliczania gwiazd w różnych obszarach sfery niebieskiej F.W. Herschel w 1785 r. stwierdził, że Droga Mleczna jest spłaszczoną, podobną do dysku koncentracją gwiazd, a Słońce znajduje się w przybliżeniu w jej środku. Nadal nie znano sposobu na wyznaczanie odległości do gwiazd. Już Kopernik zdawał sobie sprawę z faktu, że gwiazdy znajdują się bardzo daleko, gdyż nie mógł zaobserwować pozornego ruchu gwiazd bliższych względem tła gwiazd dalszych, spowodowanego ruchem Ziemi wokół Słońca (paralaksa). Paralaksy gwiazd zmierzono dopiero w końcu lat 30. XIX w. Okazało się, że odległości gwiazd od Ziemi są tak duże, że trzeba było wprowadzić nową jednostkę odległości parsek (pc). Bardziej intuicyjną astronomiczną jednostką odległości jest rok świetlny (w skrócie ly, od angielskiego light year), czyli odległość, jaką przebywa światło w próżni w ciągu jednego roku. Najbliższy Ziemi obiekt astronomiczny, Księżyc, jest odległy od niej o 1,3 s świetlnej, Słońce o 500 s świetlnych, zaś najbliższa gwiazda o ok. 4 ly! Korzystając z tej astronomicznej skali odległości szacuje się, że średnica dysku Galaktyki wynosi ok. 160 tys. ly, a jego grubość ok. 1000 ly. Obecnie wiadomo, że Słońce znajduje się ok. 27 tys. ly (8,5 kpc) od środka Galaktyki. Gwiazdy, gaz i pył zawarte w dysku galaktycznym obracają się względem centrum Galaktyki. Analizując ruchy gwiazd w dysku galaktycznym stwierdzono, że masa dysku Galaktyki wynosi ok. 6 ˇ 1010 mas Słońca.

Kolejny wielki przełom w obserwacjach astronomicznych nastąpił na początku lat 60. XIX w., gdy do badań astronomicznych wykorzystano odkrytą właśnie przez R.W. Bunsena i S.G.R. Kirchhoffa analizę spektralną. Badania widm gwiazd pozwoliły na wyznaczenie nie tylko składu chemicznego górnych warstw atmosfer gwiazd (z badań tych wynika, że gwiazdy są zbudowane gł. z wodoru ok. 75% w stosunku wagowym, i helu blisko 25%, z małą domieszką innych, cięższych pierwiastków), ale również ich temperatury oraz pośrednio na oszacowanie ciśnienia, gęstości i natężenia pola grawitacyjnego. Zastosowanie analizy spektralnej do badań astronomicznych umożliwiło wprowadzenie spektralnej klasyfikacji gwiazd, doprowadziło też do wydzielenia grupy gwiazd podwójnych (spektroskopowych) i skłoniło do zastanowienia się nad ewolucją gwiazd.

Do końca XIX w. stwierdzono, że w skład Galaktyki wchodzą nie tylko gwiazdy, gaz i pył, lecz także duże, gęste skupiska gwiazd, zw. gromadami gwiazd, oraz mgławice. Na podstawie kształtu wydzielono podgrupę mgławic, tzw. mgławice spiralne.

Na początku XX w. istniały już dostatecznie duże teleskopy, by można było badać naturę mgławic spiralnych. W 1912 r. V.M. Slipher, uzyskawszy widma kilku mgławic, stwierdził, że ich linie widmowe są najczęściej przesunięte ku czerwonej stronie widma ( Dopplera zjawisko). Z wielkości tych przesunięć Slipher otrzymywał prędkości sięgające 1000 km/s, niespotykane u gwiazd. Jednocześnie pojawiło się pytanie, czy mgławice spiralne są częścią Galaktyki, czy też są obiektami pozagalaktycznymi.

W 1923 r. E.P. Hubble zauważył, że Wielka Mgławica w Andromedzie składa się z gwiazd, po czym wypatrzył gwiazdy w kilku innych mgławicach. W 1924 r. wśród gwiazd w mgławicy Andromedy Hubble znalazł cefeidy. Cefeidy są gwiazdami zmiennymi o periodycznie zmieniającej się jasności. Stwierdzono, że dla cefeid okres zmian jasności zależy od ich jasności absolutnej, co umożliwia wyznaczanie ich odległości. Gdy Hubble zastosował tę metodę do Wielkiej Mgławicy w Andromedzie okazało się, że znajduje się ona w odległości ok. 2 mln ly, a więc daleko poza granicami Galaktyki. W ten sposób Hubble odkrył świat galaktyk; następnie, korzystając z bogatego materiału obserwacyjnego, podzielił galaktyki na eliptyczne, spiralne, spiralne z poprzeczką i nieregularne. Liczba galaktyk, do których wyznaczono odległości, powoli wzrastała. W 1928 r. Hubble zauważył, że galaktyki oddalają się z prędkościami proporcjonalnymi do ich odległości. Zależność ta, znana obecnie jako prawo Hubble`a, stanowi podstawę współczesnej kosmologii. Hubble odkrył zatem, że Wszechświat jako całość nie jest układem statycznym, ale podlega zmianom, obecnie Wszechświat się rozszerza. Współczynnik proporcjonalności występujący w prawie Hubble`a jest zwany stałą Hubble`a. Z pomiarów wynika, że stała Hubble`a wynosi (20 ą 3) km/s na mln ly, a więc galaktyka, która znajduje się w odległości 100 mln ly, oddala się od nas z prędkością ok. 2000 km/s.

Równocześnie z obserwacjami rozwijała się teoretyczna baza kosmologii. W 1917 r. A. Einstein sformułował ogólną teorię względności, czyli relatywistyczną teorię grawitacji, która zastąpiła prawo powszechnego ciążenia Newtona. W ogólnej teorii względności geometryczne własności czasoprzestrzeni są powiązane z rozkładem materii. Jako pierwszy Einstein zastosował ogólną teorię względności do stworzenia nowego modelu kosmologicznego. Przejął on od astronomów panujące wówczas przekonanie, że Droga Mleczna jest jedyną galaktyką i że poza jej granicami jest jedynie pusta, statyczna przestrzeń. Gdy się okazało, że równania ogólnej teorii względności nie dopuszczają takiej możliwości, zmodyfikował je, dodając tzw. stałą kosmologiczną. Najnowsze obserwacje astronomiczne sugerują, że stała kosmologiczna jest różna od zera.

W 1921 r. A. Friedman wykazał, że zgodnie z równaniami ogólnej teorii względności Wszechświat, wypełniony materią w taki sposób, iż żaden punkt ani żaden kierunek nie jest wyróżniony, nie może być statyczny. Po odkryciu zjawiska rozszerzania się Wszechświata G. Lemaître udowodnił, że prawo Hubble`a w naturalny sposób wynika z modelu Friedmana. Rozważania Friedmana pozwalały wysnuć wniosek, że Wszechświat miał początek. Jest to naturalną konsekwencją rozszerzania się Wszechświata. Cofając się bowiem w czasie, dochodzi się w końcu do momentu, kiedy gęstość materii staje się nieskończona; tego początkowego stanu Wszechświata zw. stanem osobliwym nie można już opisać równaniami ogólnej teorii względności. Model Friedmana przewiduje też przyszłość Wszechświata. Istnieją tylko dwie możliwości: albo Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie, a średnia gęstość materii będzie wówczas dążyła do zera, albo rozszerzy się do pewnych maksymalnych rozmiarów, po czym zacznie się kurczyć i po odpowiednio długim, ale skończonym czasie gęstość materii stanie się znowu nieskończona, czyli zaistnieje stan o własnościach podobnych do osobliwości początkowej. W modelu Friedmana przyszłość Wszechświata jest zdeterminowana przez wartość stałej Hubble`a i średnią gęstość materii. Obecne dane obserwacyjne sugerują, że Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie.

Początkowo wydawało się, że galaktyki na sferze niebieskiej są rozłożone przypadkowo. Późniejsze badania wykazały jednak, że galaktyki mają wyraźną tendencję do grupowania się w gromady galaktyk, a gromady galaktyk w supergromady. Na początku lat 70. XX w. astronomowie z Harvard Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) rozpoczęli badanie przestrzennego rozkładu galaktyk w wybranym obszarze nieba. Po naniesieniu położeń ok. 1000 galaktyk utworzyły one zgrupowanie przypominające swoim kształtem człowieka nazwano go “patyczakiem z Harvardu”; jego korpus tworzą galaktyki z gromady galaktyk Coma. Pełne wyniki tego przeglądu rozszerzono o obserwacje na południowej półkuli nieba. Rozkład galaktyk w przestrzeni nie jest przypadkowy. Istnieją wyraźnie widoczne płaskie skupiska galaktyk, zw. ścianami, ograniczające bardzo duże puste obszary, w których galaktyki nie występują niemal wcale. Tam, gdzie ściany się przecinają, występują gęste łańcuchy galaktyk, a miejsca, gdzie przecinają się łańcuchy, identyfikuje się z bogatymi gromadami galaktyk. Duże i długie skupisko galaktyk o długości ok. 500 mln ly (~ 150 Mpc) zostało nazwane Wielką Ścianą, jej grubość wynosi ok. 20 mln ly. Pustki widoczne w przestrzennym rozkładzie galaktyk mają zazwyczaj średnice ok. 100 mln ly. Z analizy statystycznej przestrzennego rozkładu galaktyk wynika, że ściany skupiają ok. 60% galaktyk, natomiast zajmują jedynie ok. 10% objętości Wszechświata. W gęstych łańcuchach skupia się ok. 20% galaktyk, pozostałe 20% galaktyk zaś tworzy ubogie, słabo widoczne łańcuchy galaktyk. Przestrzenna struktura rozkładu galaktyk przypomina pianę z baniek mydlanych.

Badając ruchy gwiazd w galaktykach oraz ruchy galaktyk w gromadach galaktyk stwierdzono, że galaktyki i gromady galaktyk mają znacznie większą masę niż szacowano na podstawie jasności tych obiektów. Nie świecąca materia zawarta w galaktykach i gromadach galaktyk nosi nazwę ciemnej materii. Jak wynika z oszacowań, aż 90% materii zawartej we Wszechświecie nie świeci.

Korzystając z modelu Friedmana oraz obserwowanych własności Wszechświata i praw fizyki, można odtworzyć historię Wszechświata. Ma więc sens pytanie o jego wiek. Zależy on od dwóch parametrów stałej Hubble`a i średniej gęstości materii we Wszechświecie. Niestety, dokładność wyznaczenia tych dwóch podstawowych parametrów kosmologicznych nie jest ciągle zadowalająca, dlatego też wiek Wszechświata jest znany z dokładnością ok. 30-procentową i zawiera się w granicach 12-15 mld lat. Biorąc za podstawę oszacowany wiek Wszechświata, promień możliwej do zaobserwowania części Wszechświata ocenia się na 12-15 mld ly. W tym miejscu wypada wyjaśnić, jak należy rozumieć obserwowane rozszerzanie się Wszechświata. Potocznie uważa się, że jeżeli coś się rozszerza, to rozszerza się w czymś. Z definicji Wszechświat jest największym istniejącym obiektem fizycznym, jego rozszerzanie się to ciągła kreacja przestrzeni. Trzeba przy tym zaznaczyć, że proces ten odbywa się jedynie w bardzo dużej skali (np. w obrębie atomu czy w obrębie Układu Słonecznego albo nawet w obrębie Galaktyki przestrzeń się nie rozszerza).

Z modelu Friedmana wynika, że Wszechświat rozpoczął swoją ewolucję od stanu osobliwego, gdy bardzo gorąca materia była ściśnięta do ogromnych gęstości. W 1946 r. G.A. Gamow zaczął analizować podstawowe procesy fizyczne, które mogły zachodzić podczas pierwszych faz ewolucji Wszechświata. Zaproponowany przez Gamowa model fizycznej ewolucji Wszechświata nazywa się obecnie modelem Wielkiego Wybuchu. Gamow zdawał sobie sprawę z tego, że w początkowych etapach ewolucji Wszechświata gęstość materii była tak duża, a materia tak gorąca, że nie mogły wówczas istnieć ani atomy, ani jądra atomowe, ani nawet protony i neutrony. Przypuszcza się, że materia składała się wówczas z najbardziej elementarnych składników: kwarków, gluonów, leptonów, fotonów i grawitonów. Pierwszych faz ewolucji Wszechświata nie można więc opisać bez uwzględnienia oddziaływań między podstawowymi cząstkami elementarnymi.
Zgodnie ze współczesną wiedzą wszystkie zjawiska zachodzące w otaczającym nas świecie są przejawem działania czterech podstawowych oddziaływań fizycznych: grawitacyjnych, elektromagnetycznych, słabych i silnych. Na początku lat 60. S. Weinberg, A. Salam i Sh. Glashow zaprezentowali teorię unifikującą oddziaływania słabe i elektromagnetyczne. Niemal w tym samym czasie, gdy powstawała teoria oddziaływań elektrosłabych, M. Gell-Mann i G. Zweig zaproponowali model hadronów zbudowanych z kwarków. Połączenie obu tych koncepcji doprowadziło do powstania tzw. Standardowego Modelu cząstek elementarnych. Wprawdzie Model Standardowy nadspodziewanie dobrze opisuje wszystkie przeprowadzone dotychczas eksperymenty z cząstkami elementarnymi, trwają jednak poszukiwania bardziej ogólnej teorii, która łączyłaby oddziaływania silne i elektrosłabe. Kontynuowane są też prace nad teorią integrującą wszystkie oddziaływania fundamentalne. Jakkolwiek teorie takie jeszcze nie powstały, istnieją ogólne przewidywania, które pozostaną zapewne częścią składową ostatecznej teorii. Wszystkie zaproponowane dotychczas modele Wielkiej Unifikacji przewidują pojawienie się nowych cząstek, zw. cząstkami X, oraz jako konieczny składnik teorii wprowadzają pewne pole skalarne. Oba te elementy mają dla kosmologii ogromne znaczenie.

W latach 60. A. Sacharow zauważył, że początkowy stan Wszechświata mógł być nieodróżnialny od stanu kwantowej próżni, czyli stanu, dla którego wszystkie podstawowe charakterystyki fizyczne, takie jak: ładunek, energia, liczba barionowa ( bariony), liczba leptonowa (leptony) itp., są równe zeru. Nie oznacza to jednak, że w stanie kwantowej próżni “nic nie ma”. Zachodzą tam spontanicznie procesy kreacji i anihilacji cząstek. Z praw kwantowych wiadomo, że prawdopodobieństwo spontanicznej kreacji cząstek zależy od ich masy i jest mniejsze dla cząstek o większej masie. Według Sacharowa Wszechświat powstał w wyniku kwantowej fluktuacji, gdy spontanicznie, w bardzo małym obszarze, zgromadziła się bardzo duża energia. Przedstawiony powyżej scenariusz początku Wszechświata jest tylko jednym z możliwych scenariuszy. Przypuszcza się, że o stanie początkowym Wszechświata będzie można powiedzieć znacznie więcej, gdy powstanie kwantowa teoria grawitacji.

Model Wielkiego Wybuchu zaproponowany przez Gamowa opiera się na założeniu, że Wszechświat od samego początku był jednorodny i izotropowy. W tym modelu rozmiary obserwowanego Wszechświata (rozmiary horyzontu) rosną w czasie; obecnie obserwowany Wszechświat składa się z bardzo wielu obszarów, między którymi w przeszłości nie można było przekazywać żadnych informacji. Nazywa się to problemem horyzontu. W 1981 r. A. Guth zauważył, że można łatwo pominąć problem horyzontu, jeżeli przyjmie się założenie, że w odpowiednio wczesnej fazie ewolucji Wszechświat rozszerzał się bardzo szybko, a obecnie obserwowany jest częścią jednego obszaru przyczynowo spójnego. Ten model wczesnej ewolucji Wszechświata został nazwany modelem inflacyjnym. W 1982 r. A. Linde oraz niezależnie A. Albrecht i P. Steinhardt zaproponowali model inflacyjny, w którym wykładniczy wzrost rozmiarów Wszechświata jest spowodowany przez pewne pole skalarne. Dwa lata póżniej Linde zauważył, że inflacja może być generowana przez dowolne, odpowiednio silnie wzbudzone pole skalarne, opisujące pewne cząstki o masie różnej od zera. Model ten, zw. obecnie modelem chaotycznej inflacji, jest najbardziej oszczędny w swoich założeniach. Oba modele inflacji zakładają istnienie pola skalarnego. Pola skalarne o własnościach wymaganych do generowania inflacji występują w teorii Wielkiej Unifikacji, ale istnienie takiego pola nie zostało jeszcze obserwacyjnie potwierdzone. Pole skalarne powodujące inflację nazywa się inflatonem, pełni ono rolę podobną do stałej kosmologicznej. Zgodnie z oszacowaniami wynikającymi z teorii Wielkiej Unifikacji epoka inflacyjna powinna była wystąpić, gdy temperatura, a więc średnia energia kinetyczna cząstek wypełniających wówczas Wszechświat, wynosiła ok. 1014 GeV, czyli nastąpiło to w 1035 s po Wielkim Wybuchu. W czasie trwania inflacji bardzo mały przyczynowo spójny obszar o rozmiarach rzędu 1025 cm został rozszerzony do rozmiarów co najmniej jednego kilometra. Obserwowany obecnie Wszechświat jest jedynie małym fragmentem tego obszaru przyczynowo spójnego, nic więc dziwnego, że w odpowiednio dużej skali Wszechświat jest jednorodny i izotropowy.
Model inflacyjny przewiduje, że obecnie Wszechświat powinien być niemal płaski; jest to naturalną konsekwencją jego bardzo szybkiego rozszerzania się podczas inflacji. Dzięki znacznemu poszerzeniu się Wszechświat uległ nie tylko spłaszczeniu, lecz także wszystkie początkowe niejednorodności, które mogły istnieć przed inflacją, uległy drastycznemu rozmyciu. Wszechświat nie może być jednak idealnie jednorodny i izotropowy, gdyż w takim Wszechświecie nie mogłaby powstać jego obserwowana obecnie struktura. Odpowiednio wcześnie musiały zatem powstać zaburzenia, które później doprowadziły do powstania galaktyk, gromad galaktyk i całej złożonej struktury rozkładu materii we Wszechświecie. Wśród rozpatrywanych dotychczas modeli kosmologicznych jedynie model inflacyjny wyjaśnia, w jaki sposób powstały początkowe zaburzenia. Pole skalarne odpowiedzialne za kosmiczną inflację podlega prawom kwantowym, dlatego jego wartość nie wszędzie jest dokładnie taka sama. Drobne kwantowe fluktuacje pola skalarnego sprawiły, że inflacja nie zachodziła jednocześnie we wszystkich obszarach Wszechświata. Obszary, gdzie inflacja zaczęła się najwcześniej, zostały powiększone bardziej niż obszary, gdzie inflacja zaczęła się nieco później. Spowodowało to powstanie drobnych różnic gęstości, a więc i temperatury, w różnych obszarach Wszechświata. Model inflacyjny przewiduje nie tylko wielkość zaburzenia, ale też jak amplituda zaburzenia zależy od jego rozmiarów (tzw. widmo zaburzeń).
Po zakończeniu fazy inflacyjnej energia pola skalarnego napędzającego inflację została przetworzona na cząstki. Wszechświat zapełnił się cząstkami i promieniowaniem.
Dalszą jego ewolucję opisuje model Wielkiego Wybuchu. Wkrótce po zakończeniu fazy inflacyjnej ciężkie cząstki, których istnienie przewiduje teoria Wielkiej Unifikacji, przestały być w stanie równowagi termodynamicznej z innymi cząstkami i promieniowaniem. Rozpad tych cząstek prowadził do powstania nadwyżki materii nad antymaterią. Symetria między oddziaływaniami została złamana, oddziaływania silne wyłoniły się jako nowy typ oddziaływań. W 1011 s po Wielkim Wybuchu, przy energii ok. 100 GeV, została złamana symetria między oddziaływaniami słabym i elektromagnetycznym; nastąpiło przejście do obszaru energii, w którym wszystkie oddziaływania fundamentalne występują jako niezależne typy oddziaływań. Ciągle jeszcze gęstość materii i temperatura były tak duże, że materia znajdowała się w stanie plazmy kwarkowo-gluonowo-leptonowej.

Po upływie 1025 s od Wielkiego Wybuchu, gdy temperatura Wszechświata opadła do ok. 1 GeV (wygodnie jest wyrażać temperaturę w jednostkach energii 1eV = 1K), nastąpiła rekombinacja plazmy kwarkowo-gluonowej powstały protony i neutrony. Różnica mas protonu i neutronu wynosi zaledwie 1,3 MeV, dlatego początkowo we Wszechświecie występowało tyle samo protonów i neutronów. Od tego stanu Gamow rozpoczął swoje rozważania, wprowadzając model Wielkiego Wybuchu. Własności materii znajdującej się w tym stanie są bardzo dobrze zbadane, gdyż odpowiadające mu gęstości, temperatury i energie są dostępne w bezpośrednich badaniach laboratoryjnych.
Mniej więcej w sekundę po Wielkim Wybuchu temperatura we Wszechświecie obniżyła się na tyle, że jako ostatnie anihilowały pary elektronowo-pozytonowe. Tempo rozszerzania się Wszechświata było nadal określane przez gęstość energii promieniowania. Gdy temperatura opadła do ok. 0,1 MeV, rozpoczął się proces powstawania lekkich pierwiastków. Dzięki przypadkowym zderzeniom protonów z neutronami powstały jądra deuteru. Energia wiązania jądra deuteru wynosi zaledwie 2,2 MeV, dlatego gdy temperatura była wyższa od 0,1 MeV średni czas życia jąder deuteru ze względu na procesy fotodysocjacji był bardzo krótki (w temperaturze tej istniało dużo fotonów o energii większej od 2,2 MeV), dalsze reakcje termojądrowe nie mogły więc zachodzić. Gdy temperatura Wszechświata opadła do 0,1 MeV, średni czas życia jąder deuteru stał się wystarczająco długi, by mogły zachodzić następne reakcje termojądrowe. Z analizy procesu pierwotnej nukleosyntezy wynika, że gł. powstawał wówczas hel (4He) z małą domieszką deuteru, trytu i litu (7Li). Inne cięższe pierwiastki nie powstawały, gdyż w przyrodzie nie występują stabilne jądra atomowe o liczbach masowych 5 i 8; syntetyzowanie innych pierwiastków wymaga zderzeń trójciałowych, a te w warunkach panujących wówczas we Wszechświecie były bardzo mało prawdopodobne. Jak przewiduje teoria pierwotnej nukleosyntezy, pramateria, z której następnie powstawały galaktyki i gwiazdy, była złożona w stosunku wagowym w 75% z wodoru i w 25% z helu, z małą domieszką innych izotopów najlżejszych pierwiastków. Proces nukleosyntezy dobiegł końca kilka minut po Wielkim Wybuchu.

Po zakończeniu procesu nukleosyntezy rozpoczął się długi, trwający kilkaset tysięcy lat, spokojny okres ewolucji Wszechświata. Jego temperatura i gęstość stopniowo malały. Materia, a właściwie plazma wodorowo-helowo-elektronowa, pozostawała w stanie równowagi termodynamicznej z promieniowaniem, co praktycznie uniemożliwiało wzrost powstałych podczas inflacji zaburzeń gęstości w materii barionowej.

W adiabatycznie rozszerzającym się Wszechświecie gęstość energii promieniowania malała jak odwrotność czwartej potęgi tzw. czynnika skali (parametru określającego zmiany odległości między dwoma dowolnie wybranymi punktami we Wszechświecie), gęstość materii zaś jak odwrotność trzeciej potęgi czynnika skali, a więc wolniej. W pewnej chwili szacuje się, że nastąpiło to ok. 10 000 lat po Wielkim Wybuchu gęstość energii promieniowania stała się równa gęstości energii materii; od tego momentu gęstość materii określała tempo rozszerzania się Wszechświata. Wszechświat zaczął się rozszerzać szybciej. W końcu jego temperatura obniżyła się do ok. 3000 K, protony i jądra helu mogły wówczas przyłączać elektrony i tworzyć neutralne elektrycznie atomy. Był to bardzo ważny moment w historii Wszechświata. Materia przestała oddziaływać z promieniowaniem, a średnia droga swobodna fotonu stała się porównywalna z rozmiarami Wszechświata. Wszechświat stał się przezroczysty dla promieniowania (promieniowanie to obserwowane jest obecnie jako promieniowanie reliktowe;). Bardzo małe początkowe zaburzenia gęstości materii, które nie mogły narastać w epoce promieniowania, pod wpływem oddziaływania grawitacyjnego zaczynały teraz powoli rosnąć, co w końcu doprowadziło do powstania obłoków pragalaktycznych i obłoków identyfikowanych później z gromadami galaktyk. W pragalaktykach zaczęły powstawać pierwsze gwiazdy. W jądrach gwiazd zachodziły procesy syntezy cięższych pierwiastków, aż do żelaza włącznie. Wybuchały pierwsze supernowe , powstawały pierwiastki cięższe od żelaza, część materii supernowej, wzbogaconej w cięższe pierwiastki, została rozrzucona w przestrzeń międzygwiazdową. Obłoki materii międzygwiazdowej powoli stygły i zaczynały się kurczyć. Powstały następne gwiazdy (Ewolucja gwiazd), niektóre z nich otoczone planetami, jak np. Słońce. Na niektórych planetach mogły zaistnieć warunki sprzyjające powstaniu życia. Na Ziemi rozwój życia doprowadził do pojawienia się homo sapiens.

Śmierć cieplna wszechświata
Jest to hipotetyczny końcowy stan, do którego miałby dojść ewoluujący Wszechświat; nastąpi wskutek dyssypacji energii zachodzącej w wyniku nieodwracalnych procesów we Wszechświecie; w stanie tym entropia Wszechświata osiągnęłaby wartość maksymalną, temperatura by się wyrównała, w przyrodzie nie zachodziłyby żadne procesy, nastąpiłby bezruch i spoczynek.

Bibliografia:
W. Bonnor “Zagadka rozszerzającego się Wszechświata”, Warszawa 1972,
M. Abramowicz “Astronomia popularna”, Warszawa 1990;
M. Jaroszyński “Galaktyki i budowa Wszechświata”, Warszawa 1993.
S. Weinberg “Pierwsze trzy minuty” , Warszawa 1998.

Słońce jest gwiazdą, która powstała ok. 5 miliardów lat temu. Ma średnicę 1390000 km i masę ok. 2*3030 kg, co stanowi 99,866 % masy całego Układu Słonecznego. Składa się w 70 % z wodoru, w 28 % z helu i w 2% z innych pierwiastków. Jego temperatura na powierzchni, zwanej fotosferą to ok. 5500?C, a szacowana temperatura jego jądra to 14 mln ?C. Czas obrotu Słońca wokół własnej osi wynosi od 26 dni na równiku do 35 dni w okolicach biegunów. Nad fotosferą znajdują się tzw. chromosfera, a nad nią tzw. korona, gdzie temperatura dochodzi do 2 mln ?C. Tak wysoką temperaturę nadają jej protuberancje oraz rozbłyski.

Planeta to obiekt astronomiczny okrążający gwiazdę lub pozostałości gwiezdne, nieprzeprowadzający reakcji termojądrowej w swoim wnętrzu, wystarczająco duży, by uzyskać prawie okrągły kształt oraz osiągnąć dominację w przestrzeni wokół swojej orbity. W odróżnieniu od gwiazd, świecących światłem własnym, planety świecą światłem odbitym. W Układzie Słonecznym znanych jest 8 planet: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun.

Merkury jest pierwszą, licząc od Słońca planetą Układu Słonecznego. Była ona znana przez ludzi już w starożytności. Jest planetą skalistą, jego powierzchni upstrzona jest kraterami. Merkury posiada bardzo rzadką atmosferę, składającą się głównie z tlenu, sodu oraz wodoru, w mniejszych ilościach z helu, potasu oraz innych pierwiastków.
? Średnica: 4 879 km
? Masa: 3,3×1023 kg
? Odległość od Słońca: 57 909 170 km
? Czas obrotu wokół własnej osi: 58dni 15h 26min
? Czas obiegu wokół Słońca: 88 dni ziemskich
? Średnia temperatura: dzień: 350?C, noc: -170?C
? Ciśnienie atmosferyczne: 10-12 hPa
? Liczba księżyców: 0
Wenus to druga planeta Układu Słonecznego. Jej nazwa wzięła się od rzymskiej bogini miłości, Wenus. Jest planetą skalistą, osnutą gęstymi chmurami, odbijającymi większość światła słonecznego. Jej atmosfera jest bardzo gęsta i składa się głównie z dwutlenku węgla, w znacznie mniejszej części z azotu i innych pierwiastków. Żółtawy kolor chmur atmosfery pochodzi od kwasu siarkowego. Była znana już w starożytności.
? Średnica: 12 104 km
? Masa: 4,87×1024 kg
? Odległość od Słońca: 108 208 926 km
? Czas obrotu wokół własnej osi: 243dni 0h 27min
? Czas obiegu wokół Słońca: 225 dni ziemskich
? Średnia temperatura: 470?C
? Ciśnienie atmosferyczne: 93 219 hPa
? Liczba księżyców: 0
Ziemia jest trzecią planetą Układu Słonecznego. Jest planetą skalistą, pokrytą w ? powierzchni wodą (stąd jej inna nazwa ? ?Błękitna Planeta?). Jej atmosfera składa się w 78% z azotu, w 21% z tlenu i w 1% z innych gazów.
? Średnica: 12 756 km
? Masa: 5,97×1024 kg
? Odległość od Słońca: 149 597 887 km
? Czas obrotu wokół własnej osi: 23h 56min 04s
? Czas obiegu wokół Słońca: 365 dni 6h
? Średnia temperatura: 14?C
? Ciśnienie atmosferyczne: 1013 hPa
? Liczba księżyców: 1
Mars to czwarta planeta Układu Słonecznego. Nazwa planety pochodzi od imienia rzymskiego boga wojny ? Marsa. Zawdzięcza ją swej barwie, która przy obserwacji wydaje się być rdzawo-czerwona i kojarzyła się starożytnym z pożogą wojenną. Mars jest planetą skalistą, znaną już w starożytności. Posiada cienką i rzadką atmosferę, składającą się głównie z dwutlenku węgla, w znacznie mniejszej mierze z azotu, argonu i innych pierwiastków.
? Średnica: 6 805 km
? Masa: 6,4×1023 kg
? Odległość od Słońca: 227 936 637 km
? Czas obrotu wokół własnej osi: 24h 37min 23s
? Czas obiegu wokół Słońca: 687 dni ziemskich
? Średnia temperatura: -63?C
? Ciśnienie atmosferyczne: średnio 8 hPa
? Liczba księżyców: 2
Jowisz jest piątą i największą planetą Układu Słonecznego. Jest planetą gazową. Otacza go słabo widoczny system pierścieni złożonych z cząsteczek pyłu. Jowisz ma dosyć rzadką atmosferę składającą się głównie z wodoru i helu. Znany był już w starożytności.
? Średnica: 142 984 km
? Masa: 1,9×1027 kg
? Odległość od Słońca: 778 412 027 km
? Czas obrotu wokół własnej osi: 9h 55min 30s
? Czas obiegu wokół Słońca: 4 333 dni ziemskich
? Średnia temperatura: -85?C
? Ciśnienie atmosferyczne: 700 hPa
? Liczba księżyców: 63
Saturn to szósta planeta Układu Słonecznego. Jego nazwa pochodzi od imienia rzymskiego boga – Saturna. Jest to gazowy olbrzym, drugi pod względem masy i wielkości po Jowiszu, a przy tym paradoksalnie o najmniejszej gęstości ze wszystkich planet całego Układu. Saturn znany był już w świecie starożytnym. Charakterystyczną jej cechą są bardzo liczne pierścienie składające się głównie z lodu i, w mniejszej ilości, z odłamków skalnych. Jego atmosfera składa się głównie z wodoru, w mniejszej części z helu i innych pierwiastków.
? Średnica: 120 536 km
? Masa: 5,69×1026 kg
? Odległość od Słońca: 1 426 725 413 km
? Czas obrotu wokół własnej osi: 10h 39min 22s
? Czas obiegu wokół Słońca: 10 756 dni ziemskich
? Średnia temperatura: -130?C
? Ciśnienie atmosferyczne: 1400 hPa
? Liczba księżyców: 56
? Szerokość pasa pierścieni: 300 000 km
Uran jest siódma planetą naszego Układu. Został on odkryty w 1781 r. przez Williama Herschela. Uran jest planetą gazową. Posiada bardzo cienkie i słabo widoczne pierścienie, których bezpośrednio nie da się zaobserwować z Ziemi. Atmosfera Uranu składa się głównie z wodoru i helu, w mniejszej mierze z metanu i innych pierwiastków.
? Średnica: 51 118 km
? Masa: 8,68×1025 kg
? Odległość od Słońca: 2 870 972 220 km
? Czas obrotu wokół własnej osi: 17h 14min 24s
? Czas obiegu wokół Słońca: 30 707 dni ziemskich
? Średnia temperatura: -345?C
? Ciśnienie atmosferyczne: 1200 hPa
? Liczba księżyców: 27
Neptun to ósma i ostatnia planeta Układu Słonecznego. Został on odkryty w 1846 roku, po wcześniejszym matematycznym wyliczeniu jego przypuszczalnej pozycji. Johann Gottfried Galle jako pierwszy zaobserwował Neptuna na niebie i stwierdził, że jest to nowa planeta. Neptun jest planetą gazową i posiada stosunkowo słabo rozwinięty system pierścieni. Atmosfera Neptuna składa się głównie z wodoru i helu, w mniejszej mierze z metanu i innych pierwiastków.
? Średnica: 49 528 km
? Masa: 1026 kg
? Odległość od Słońca: 4 498 252 900 km
? Czas obrotu wokół własnej osi: 16h 06min 36s
? Czas obiegu wokół Słońca: 60 223 dni ziemskich
? Średnia temperatura: -220?C
? Ciśnienie atmosferyczne: 1000 ? 3000 hPa
? Liczba księżyców: 13

Planety karłowate to ciała niebieskie, które mają zbyt małą masę, aby być uznane za planety i jednocześnie nie są satelitą planety lub innego obiektu. W Układzie Słonecznym są trzy oficjalne planety karłowate (w rzeczywistości jest ich prawdopodobnie kilkadziesiąt):
1. Pluton ? do niedawna uznawany za planetę, obiekt z pasa Kipera, jeden z plutonków. Ma średnicę równą 2 304 km i masę ok. 1,305×1022 kg.
2. Ceres ? planetoida z pasa głównego. Ma średnicę 975 km i masę 9,5×1020 kg.
3. Eris ? obiekt z dysku rozproszonego. Ma średnicę równą ok. 2 400 km.

Między orbitami Marsa, a Jowisza znajduje się tzw. pas planetoid. W tym obszarze znajdują się miliony małych ciał niebieskich, czyli planetoid (asteroid), z których znane są już dziesiątki tysięcy. Ich łączna masa szacowana jest na 2,3×10?? kg. Zdarza się, że niektóre planetoidy zbliżają się do Ziemi lub do innych planet.
Inne obszary, w których znajdują się niewielkie obiekty astronomiczne to: pas Kipera, dysk rozproszony i pas Oorta (wszystkie trzy znajdują się za orbitą Neptuna).

Planety – to typ obiektów astrologicznych; ciała niebieskie o średnicy większej niż
1000 km, obiegające gwiazdę i nie mające własnych źródeł energii promienistej, widoczne dzięki oświetleniu ich promieniowaniem słońca. Obecnie znanych jest dziewięć planet należących do układu słonecznego: Merkury i Wenus – tzw. planety dolne, Ziemia oraz Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun i Pluton – tzw. planety górne.
Spośród dziewięciu planet, gołym okiem możemy dostrzec tylko Merkurego, Wenus, Marsa, Jowisza i Saturna. Jasność Urana znajduje się na granicy widoczności gołym okiem, natomiast Neptuna i Plutona można obserwować tylko przez teleskop.

Merkury

Merkury jest pierwszą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest on stosunkowo niewielki, gdyż jego promień wynosi zaledwie 2439 km, a co za tym idzie masa jego stanowi zaledwie 5,6% masy Ziemi. Pod względem długości promienia zajmuje on zatem przedostatnie miejsce w Układzie Słonecznym. Mniejszy od niego jest już tylko Pluton.
Merkury krąży w odległości 57,91 mln kilometrów od Słońca, a więc mniej więcej w połowie drogi między Ziemią
a Słońcem. Obieg wokół Słońca po orbicie zajmuje mu ok. 88 dni. Natomiast obrót wokół własnej osi zajmuje mu 58,7 dnia (merkuriańska doba). Wynika więc z tego, że doba na Merkurym trwa aż 2/3 roku. Spowodowane jest to prawdopodobnie mocnym oddziaływaniem grawitacyjnym Słońca, które ma zapewne wpływ na zwolnienie ruchu wirowego.
Wynikiem tak wolnej rotacji Merkurego jest to, że każde miejsce na tej planecie jest nieprzerwanie, przez trzy miesiące oświetlone światłem słonecznym, co doprowadza do osiągnięcia temperatury nawet 430oC na oświetlonej części planety. W tym samym czasie natomiast na nieoświetlonej części planety temperatura spada nawet do -170oC.

Wenus

Wenus jest drugą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Znana jest również pod nazwą Jutrzenki i jest najjaśniejszym ciałem niebieskim na niebie po Słońcu
i Księżycu. Wenus jest bardzo podobna do Ziemi, o czym świadczy kulisty kształt zbliżony do ziemskiego. Ma również bardzo podobny rozmiar: średnica wynosi 12100 km, co stanowi 0,95 średnicy Ziemi. Jej masa wynosi 0,82 masy Ziemi. Wenus obiega Słońce
w odległości 108 mln kilometrów po prawie idealnie kolistej orbicie. Dokładny obieg trwa 224,7 dnia i jest krótszy od jednego obrotu wokół własnej osi trwającego 243 dni. Powoduje to, że wenusjańska doba jest dłuższa od wenusjańskiego roku. Kolejną 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.

Ziemia

Ziemia jest trzecią według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest ona największa ze wszystkich planet wewnętrznych. 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 40070 km. Ziemia krąży
w średniej odległości 150 mln km od Słońca po orbicie
w kształcie elipsy. Najbliżej Słońca znajduje się 3 stycznia,
a odległość wynosi wtedy 147 mln km (peryhelium). Najdalej od Słońca jest natomiast 4 lipca, kiedy to jej odległość wynosi 152 mln km (aphelium). W trakcie ruchu obiegowego oś ziemska nachylona jest do płaszczyzny orbity pod kątem 66o 33`. Czas, jaki zajmuje Ziemi okrążenie Słońca wynosi 365,2564 dnia, natomiast jeden pełny obrót wokół własnej osi planeta robi w czasie 23 godz. 56 min 4,09 s.

Mars

Mars jest czwartą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jego rozmiary nie dorównują rozmiarom Ziemi, są nawet o wiele mniejsze (aż o połowę). I tak średnica planety wynosi 6786 km, a zatem promień równikowy ma
3393 km i jest o 18 kilometrów dłuższy od promienia biegunowego Marsa, czego powodem jest ruch wirowy planety. Masa planety jest równa 10% masy Ziemi, a gęstość wynosi
3,9 g/cm3. Tak małą gęstość planety powoduje prawdopodobnie jądro planety zbudowane z żelaza, ale posiadające niewielkie rozmiary. Dużo żelaza znajduje się również
w powierzchniowych warstwach planety, dzięki czemu zawdzięcza ona sobie czerwoną barwę. Okres obrotu Marsa dookoła własnej osi jest bardzo zbliżony do ziemskiego i wynosi 24 godz. 37 min. 27 s. Mars obiega Słońce po swojej orbicie w odległości równej 1,5 odległości Ziemi od Słońca, czyli dokładnie odległość ta wynosi ok. 228 mln km. Jeden obrót wokół Słońca zajmuje Marsowi ok. 687 dni ziemskich.

Jowisz

Jowisz jest piątą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest on zarazem największą
i najcięższą planetą. Średni promień Jowisza wynosi
ok. 71000 km i jest jedenaście razy większy od promienia Ziemi. Różnica pomiędzy promieniem równikowym,
a biegunowym jest bardzo duża, bo ok. 4500 km, a jest to spowodowane szybkim ruchem wirowym planety. Obrót wokół własnej osi zajmuje Jowiszowi 9,9 godziny. Jowisz krąży wokół Słońca w odległości 778,4 mln km po swojej orbicie. Obieg wokół Słońca zajmuje mu 11 lat 315 dni.

Saturn- szósta planeta Układu Słonecznego według oddalenia od Słońca. Jest to gazowy olbrzym, drugi pod względem masy i wielkości po Jowiszu, a przy tym paradoksalnie o najmniejszej gęstości ze wszystkich planet całego Układu Słonecznego. Saturn znany był już w świecie starożytnym. Charakterystyczną jego cechą są pierścienie składające się głównie z lodu i (w mniejszej ilości) z odłamków skalnych. Nazwa planety pochodzi od imienia rzymskiego boga – Saturna.

Uran

Uran jest siódmą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest on trzeci spośród czterech gazowych olbrzymów. Został on odkryty w 1871r. przez Fredericka Williama Herschela. Uran zaskakuje nas tym, że jako jedyna planeta Układu Słonecznego posiada oś, która znajduje się w płaszczyźnie ruchu obiegowego wokół Słońca, a pierścienie, które posiada są prostopadłe do tej płaszczyzny. Oznacza to więc, że Uran wiruje leżąc na boku. Pory roku trwają więc na nim po ?pół roku?, czyli po 42 lata. Strefa zimna, czyli odwrócona od Słońca posiada temperaturę, od -271oC do -268oC, natomiast strefa ciepła, zwrócona ku Słońcu posiada temperaturę -213oC. Uran obiega Słońce w odległości prawie 3 mld km (2,871 mld km). Obieg taki zajmuje planecie 84 lata. Obrót wokół własnej osi zajmuje mu ok. 17 godzin, dzięki czemu ma on mniejsze spłaszczenie niż Jowisz i Saturn. Masa planety jest piętnaście razy większa od masy Ziemi, zaś gęstość wynosi 1,2g/cm3. Promień planety ma długość ok. 26200 km.

Neptun

Neptun jest ósmą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Został on odkryty w 1846r. przez Johanna Gallego. O tej planecie nie wiedzieliśmy prawie nic, aż do
25 sierpnia 1989r., kiedy to sonda ?Voyager? zbliżyła się do Neptuna na odległość 4850 km. Jest on najbardziej oddalonym gazowym olbrzymem. Znajduje się w odległości 4,5 mld km od Słońca. Jeden obieg dookoła Słońca zajmuje mu blisko 165 lat, natomiast jeden obrót wokół własnej osi trwa ok.18 godzin. Jego promień wynosi ok. 24700 km. Masa Neptuna jest równa 17 masom Ziemi, a jego gęstość wynosi 1,7g/cm3.

Pluton

Pluton jest ostatnią, dziewiątą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Został on odkryty dopiero w 1930r. przez astronoma amatora. Był nim Clyde Tombaugh. Niektórzy sądzą, że Pluton nie jest planetą i coraz częściej jest on zestawiany z Neptunem, ponieważ sądzi się, że w przeszłości mógł być on jego księżycem. Pluton posiada jeszcze jedną bardzo charakterystyczną cechę. Jego orbita jest dużo bardziej nachylona w stosunku do płaszczyzny ekliptyki niż orbity innych planet, bo kąt jej nachylenia wynosi 17o. Kolejną dziwną cechą Plutona jest to, że jego orbita przecina orbitę Neptuna, a peryhelium Plutona jest bliższe Słońca (4,43 mld km) niż peryhelium Neptuna
(4,46 mld km). Wynika, więc z tego, że Pluton przez pewien okres czasu nie jest najdalszą planetą w Układzie Słonecznym.

Bibliografia:

§ Detlev Block: Astronomia dla każdego
§ Encyklopedia powszechna PWN
§ Świat Wiedzy:
- Planeta Ziemia
- Atlas Świata
§ Jean Audouze, Jean-Pierre Chieze: Narodziny Wszechświata
§ Portale internetowe:
- Onet
- Interia
- WP

SŁOŃCE

Dane techniczne:

Średnica: 1 390 000 km
Masa: 1.9 * 1030 kg (około 333000 razy więcej, niż ziemia)
Okres obrotu: od 25 do 36 dni
Średnia gęstość: 1.41 g/cm3
Grawitacja (równik): 262.37 m/s2
Odległość od ziemi: 149 600 000 kilometrów
promień: 696 000 kilometrów

Historia:
4.5 miliarda lat temu pod wpływem grawitacji obłok materii gazowo-pyłowej stawał się coraz gęstszy. Gdy temperatura osiągnęła wartość ponad 10 milionów stopni we wnętrzu Słońca rozpoczęły się pierwsze reakcje termojądrowe, przemiana wodoru w hel. Z zewnętrznych, odrzuconych warstw obłoku gazowo-pyłowego powstały planety.

Charakterystyka:
Słońce jest ciałem gazowym o kształcie prawie kulistym, obracającym się wokół własnej osi. Jego głównym składnikiem jest wodór, stanowiący około 72,7% jego masy, hel – 26,2% oraz w mniejszych ilościach tlen, węgiel, azot, magnez, krzem, siarka, żelazo i inne w ilościach śladowych.
Słońce jest gwiazdą drugiej generacji, co oznacza, że część obłoku molekularnego, z którego powstało Słońce pochodziła z pozostałości po wybuchu gwiazdy supernowej. Również cały nasz Układ Planetarny zawiera ciężkie pierwiastki. Te elementy zostały wyprodukowane w gwieździe pierwszej generacji, która wzbogaciła przestrzeń w ciężkie elementy, gdy w końcowej fazie swojej ewolucji wyrzuciła w przestrzeń swoje zewnętrzne warstwy. Słońce jest gwiazdą średniej wielkości w porównaniu z miliardami podobnych, znajdującymi się w przestrzeni kosmicznej, jednak na tle planet w układzie słonecznym jest niewyobrażalnie wielkie.

Budowa:
Na codzień obserwujemy zewnętrzną warstwę Słońca zwaną fotosferą. Ponadto atmosfera Słońca zbudowana jest jeszcze z chromosfery i korony. Wnętrze Słońca, którego nie widzimy zbudowane jest z jądra, warstwy promienistej i konwektywnej.

Jądro : W jego wnętrzu temperatura osiąga wartość 15 milionów stopni. Reakcje termojądrowe zamieniają tam wodór w hel. Podczas tych reakcji emitowane są fotony i neutrina. W ciągu sekundy 4 miliony ton materii jest zamieniane w fotony gama. Ich ciśnienie powstrzymuje Słońce przed zapadnięciem się pod wpływem siły grawitacji. Utrzymuje ono Słońce w równowadze. Obecnie 40% wodoru zostało zamienione w hel. Słońce jest w połowie swojego życia.

Warstwa radiacyjna: Jest ona bardzo gęsta (1 do 100 g/cm3) i dlatego jest nieprzezroczysta dla światła. Fotony gamma emitowane przez jądro są absorbowane i reemitowane z nową energią i w losowo wybranym kierunku. Foton promieniowania gamma potrzebuje 1 milion lat aby przejść warstwę radiacyjną.
Warstwa konwektywna: Nie jest już taka gęsta jak warstwa radiacyjna. W warstwie konwektywnej pojawiają się wielkoskalowe ruchy konwektywne. Przy pomocy konwekcji przenoszona jest energia w kierunku fotosfery.
Uważa się, że rotacja różnicowa (rotacja Słońca wynosi 25 dni na równiku i 33 dni w okolicach bieguna) generuje silne pole magnetyczne na Słońcu.
Fotosfera: Jest to cienka “skórka” (500km grubości) okrywająca Słońce. Fotosfera emituje światło widzialne kiedy atomy wodoru wychwytują wolne elektrony dla skompletowania swoich powłok. Oglądana z Ziemi fotosfera wydaje się ziarnista. Te ziarna są wierzchołkami komórek konwekcyjnych. W fotosferze obserwujemy plamy, są to ciemniejsze obszary gdzie występują silne pola magnetyczne.
Chromosfera: Jest to warstwa rozrzedzonych gazów o grubości 2500km. Możemy ją obserwować podczas całkowitych zaćmień słońca.
Korona: Jest to warstwa bardzo rozrzedzonych gazów, gdzie temperatura wzrasta od 50 000K u podstawy do 1 miliona stopni w wyższych warstwach. Możemy ją obserwować w czasie zaćmień Słońca albo za pomocą specjalnych kamer – koronografów.
Koniec słońca??
Naukowcy szacują, iż Słońce będzie wyglądać podobnie jak obecnie przez najbliższe 5 miliardów lat. Po tym czasie większość paliwa jądrowego się wypali, natomiast jego jądro, w którym zachodzą reakcje, zacznie się zapadać pod własnym ciężarem, natomiast w rezultacie spalania wodoru otaczającego jądro energia spowoduje rozszerzenie się Słońca i powstanie czerwonego olbrzyma na tyle dużego, aby pochłonąć planety wewnętrzne układu słonecznego i zmieniając wygląd pozostałych planet, zbudowanych z gazów. Po jakimś czasie górne warstwy Słońca zostaną odrzucone i pozostanie słabo świecący biały karzeł – mała gwiazda, słabo świecąca, ale za to o bardzo dużej gęstości.

Ciekawostki o słońcu:
l Plamy na Słońcu to obszary o niższej temperaturze. Pojawiają się zwykle co 11 lat i wyglądają jak ciemne kleksy na powierzchni Słońca.
l Wyrzucane strumienie gorących gazów zwane wyskokami słonecznymi lub protuberancjami wznoszą się na tysiące kilometrów. Trwa to od kilku godzin do kilku dni.
l Aby pokonać 150 milionów kilometrów, które dzieli Słońce od Ziemi, światło słoneczne potrzebuje 8,5 minuty.
l Słońce jest na pewno zbyt jasne dla oczu. Nigdy nie należy bezpośrednio na nie patrzeć, nawet jeśli ma się okulary słoneczne. Promienie Słońca są bardzo silne i mogą być szkodliwe, a nawet spowodować ślepotę.

Bibliografia:
? ?Świat Wiedzy? – Planeta Ziemia – Słońce i Księżyc
? Słownik szkolny ?Astronomia? ?Słońce
? Świat bez tajemnic ?Słońce, gwiazdy i planety? – Czym naprawdę jest Słonce?
? Olgierd Wołczek – ?Narodziny i rozwój Układu Słonecznego?

Słońce

Klasyfikacja: Gwiazda (typ G2 V)

Średnica równikowa: 1.392.000 km

Średnica południkowa: 1.392.000 km

Temperatura max: 6.000 °C

Temperatura min.: 3.870 °C

Temperatura jądra: 15 mln °C

Masa (Ziemia=1): 332.950

Gęstość (Woda=1): 1,41

Okres obrotu: W przybliżeniu 27 dni

Przyśpieszenie grawitacyjne: 273 m/s2

Szybkość ucieczki: 620 km/s

Wedlug naszej wspolczesnej wiedzy o wewnetrznej budowie gwiazd, Slonce przedstawia sie jako gigantyczny nuklearny kociol, w ktorym wodur przemienia sie w hel. Pezy tej przemianie pierwiastkow uwalniaja sie olbrzymie ilosci energii. Z 1g wodoru powstaje nie tylko hel, ale ponad 10 do 12 potegi J energii. W ciagu kazdej sekundy 4 miliony ton wodoru przemieniaja sie w Sloncu w hel. Przez wypromieniowanie uwolnionej energii Slonce traci 0,1% swojej masy w ciagu 16 miliardow lat. Zrodlo energii promienistej Slonca, przemiana wodoru w hel, produkuje ta energie juz 5 miliardow lat i bedzie ja produkowac jeszcze przynajmniej drugie tyle, dopuki nie wyczerpia sie wszystkie zapasy wodoru w tych rejonach Slonca, gdzie panuje wystarczajaco wysoka temperatura do podtrzymania reakcji termojadrowych.

Kazdy metr kwadratowy powierzchni Slonca wypromieniowuje w ciagu sekundy w przestrzen 62,86×10 do 6 potegi J energii, cala powierzchnia Slonca 3,826×10 do 26 poregi J energii. Z tego do Ziemii dociera w kazdej sekundzie 2×10 do 17 potegi J, co odpowiada 200×10 do 12 potegi kW. Prawie polowa dochodzacej energii ulega odbiciu, rozproszeniu i pochlonieciu w atmosferze ziemskiej.

Swiatlo sloneczne jest biale, z widmem skladajacym sie z barw od czerwonej przez pomaranczowa, zolta, zielona, niebieska az do fioletowej. Rozszczepione na poszczegolne skladniki barwne mozemy obserwowac w przyrodzie jako tecze.

Slonce, oprocz promieniowania elektromagnetycznego, w ktorym nie brakuje promieniowania radiowego, rentgenowskiego i promieniowania gamma, jest rowniez zrodlem promieniowania korpuskularnego, znanego pod nazwa wiatru slonecznego. Czastki, elektrony i jony atomow, z ktorych sie sklada promieniowanie korpuskularne, wybiegaja ze Slonca z predkoscia od 1000 do 3000 km/s. W okolicy Ziemi gestosc wiatru slonecznego przy przecietnej aktywnosci Slonca wynosi 10-100 czasteczek w 1cm szesc. Przy wtargnieciu w atmosfere ziemska czastki powoduja zorze polarna i zmiany ziemskiego pola magnetycznego. Z teorii budowy wewnetrznej gwiazd wynika, ze okolo 5% produkowanej przez Slonce energii promienistej powinno przypadac na neutrina, jednak na Ziemi obserwuje sie trzykrotnie mniej neutrin, niz wynika to z teorii budowy wnetrza Slonca.

Przewazajaca czesc Slonca jest nie dostepna dla pbserwacji bezposrednich. Obseerwowane promieniowanie dochodzi do nas tylko z gornych warstw powierzchni, zwanych atmosfera sloneczna. Masa atmosfery stanowi zalledwie jedna dziesieciomiliardowa czesc calej masy Slonca.

Najnizsza warstwa atmosfery slonecznej, w ktorej powstaje obserwowane widmo ciagle i liniowe, nazywamy fotosfera. Grubosc fotosfery nie przekracza 200 do 300km. Powierzchnie fotosfery obserwujemy jako tarcze sloneczna, swiecaca bialym spojnym swiatlem. tarcza sloneczna jest jasniejsza w srodku niz przy brzegu, tam patrzymy bowiem na chlodniejsze, gorne warstwy atmosfery, podczas gdy w srodku siegamy do glebszych cieplejszych warstw. Przecietna temperatura fotosfery wynosi 5785 K.

Cecha charakterystyczna fotosfery jest jej ziarnistosc, czyli granulacja. Pojedyncze granule, maja srednice od 200 do 1800 km, najczesciej okolo 700km. Pomiedzy granulami znajduja sie ciemniejsze miejsca. Granule sa gornymi czesciami wystepujacych pradow lonwektywnych materii w fotosferze i maja temperature srednio o 200 K wyzsza niz fotosfera. Jasnosc granul jest okolo 30% wieksza niz jasnosc ciemnych obszarow miedzy nimi, a ich czas istnienia nie przekracza kilku minut. Fotosfera jest wiec w ciaglym ruchu; dzieki pradom konwektywnym materia z jej cieplejszych obszarow wyplywa na powierzchnie Slonca, a promieniowanie powierzchni slonecznej jest rozlozone rownomiernie. Granule mozna obserwowac jedynie przy pomocy teleskopu.

Na powierzchni Slonca wystepuja rowniez plamy. Sa to obszary fotosfery o temperaturze nizszej niz otoczenie. W dobrze rozwinietej plamie dostrzezemy ciemniejszy cien(umbra), bedacy jak gdyby jadrem plamy, o temperaturze od okolo 4300 do 4700 K. Cien jest otoczony jasniejszymi polocieniami(penumbra). Plamy powstaja na obszarach silnych pol magnetycznych, o indukcji siegajacej kilkuset militesli. najmniejsze maja srednice okolo 100km, najwieksze az 90 000km. Czas istnienia plamy zalezy od jej wielkosci: najmniejsze trwaja kilka godzin, najwieksze nawet kilka miesiecy. Plamy sa charakterystyczne dla tzw. aktywnych rejonow na Sloncu i scisle wiaza sie z aktywnoscia sloneczna, zmieniajaca sie w przyblizeniu w cyklu 11 letnim(rok 2001 to maximum aktywnosci).

Warstwe atmosfery slonecznej polozona nad fotosfera nazywamy chromosfera. Mozna ja obserwowac jedynie w ciagu kilku sekund calkowitego zaciemnienia Slonca. Gestosc chromosfery jest bardzo mala, dlatego jej swieceni zanika wobec swiecenia calej tarczy slonecznej. Poza zaciemnieniami, chromosfere mozemy obserwowac jedynie spektrohelioskopem lub oslugujac sie filtrem monochromatycznym w linii “H alfa” wodoru albo liniach H i K wapnia. Chromosfer siega od 12 000 do 14 000 km nad fotosfere. Ma zabarwienie jasno czerwone. Temperatura chromosfery powoli sie podnosci az do wysokosci 3000 km, gdzie wynosi 6000 K. Dalej szybko wzrasta do wartosci rzedu 100 000 K. Nad plamami obserwujemy w chromosferze pola flokul, a w nich od czasu do czasu gwaltowne pojasnienia, tzw. rozblyski chromosferyczne. Trwaja one od kilku do kilkudziesieciu minut i sa silnymi zrodlami promieniowania rentgenowskiego i koropuskularnrgo.

Poprzez chromosfere przechodza bardzo liczne strumienie wznoszach sie gazow, ktorych predkosc osiaga 20 km/s. Nazywamy je bryzgami chromosferycznymi (spikulmi).
Ostatnia najwyzsza warstwe atmosfery slonecznej tworzy korona, ktora mozemy obserwowac jedynie w czasie calkowitych zaciemnien Slonca lu tez za pomoca tzw. koronografow. Metalowoniebieskie, chlodne swiatlo korony powstaje w skutek rozproszenia swiatla fotosfery na swobodnych elektronach i czastkach puylu materii miedzyplanetarnej. Korona zaczyna sie nad chromosfera i ciagnie sie daleko w przestrzen miedzyplanetarna. Niekturzy astronomowie przypuszczaja , ze siega ona nawet poza orbite Ziemi. Gestosc koroy jest niezwykle mala a jej temperatura wynosi ok 1000 000 K. Korona jest gestsza i ma wyzsza temperature nad obszarami aktywnymi. Podczas 11-letniego cyklu slonecnego zmienia swoj ksztalt, wielkosc i intensywnosc swiecenia. Najwieksza jest w maksimum aktywnosci slonecznej.

Protuberancje- to olbrzymie masy wyrzucanego z powierzchni Slonca gazu, z predkoscia dziesiatek lub setek kilometrow. Niektore z nich maja wysokosc miliona kilometrow. Gdy predkosc prootuberancji jest wieksz niz predkosc ucieczki – 618,7km/s, wyrzucana materia ucieka w przestrzen miedzyplanetrna. Wraz ze wzrostem wyskosci protuberancja ochladz sie i rozplywa. Jej temperatura wynosi od tysiaca do kilku tysiecy kelwinow.

Słońce jest największym obiektem w układzie słonecznym. Zawiera ponad 99.8% całkowitej masy układu słonecznego (Jowisz zawiera w sobie większość reszty).
Zwykle mówi się że Słońce to “zwykła” gwiazda. Jest to prawdą w znaczeniu że istnieje wiele podobnych do niej. Ale istnieje także dużo więcej mniejszych gwiazd niż większych ; Słońce znajduje się rankingu gwiazd w strefie górnych 10% pod względem masy. Średni rozmiar gwiazd w naszej galaktyce wynosi prawdopodobnie mniej niż połowa masy Słońca .
Słońce jest personifikowane w wielu mitologiach: Grecy nazywali je Helios a Rzymianie Sol.
Wchwili obecnej Słońce,jest zbudowane z około 70% wodoru i 28% helu , reszta to (“metale”) a ich zawartość to mniej niż 2%. Zmienia się to powolnie gdy Słońce zmienia wodór w hel wewnątrz swojego jądra.
Zewnętrzne powierzchnie Słońca posiadają rotację różniczkową : przy równiku powierzchnia obraca jeden raz każdy na 25.4 dni; Przy biegunach to36 dni. To nieparzyste zachowanie ma miejsce gdyż Słońce nie jest stałym ciałem jak Ziemia. Podobne efekty były widziane na planetach gazowych. Ta różniczkowa rotacja rozprzestrzenia znacznie na dół do wnętrza Słońca lecz jego rdzeń obraca się jak stałe ciało .
Warunki przy rdzeniu Słońca (mniej więcej 25% wewnętrznego promienia ) są ekstremalne . Temperatura wynosi 15.6 milionów Kelvin i ciśnienie 250 miliardów atmosfer. Przy rdzeniu gęstość Słońca jest 250 razy większa aniżeli wody.
Słońce produkuje energię (3.86e33 ergs/second lub 386 billion billion megawatts) poprzez nuclear fusion reactions. Każdej sekundy około 700,000,000 ton wodoru zamienianych jest w 695,000,000 ton helu i 5,000,000 ton (=3.86e33 ergs) energii w formie promieniowania gamma. Gdy zmierza w kierunku powierzchnię to energia nieustannie jest pochłaniana i rewypuszczana przy niższej i niższej temperaturze tak i gdy dociera do powierzchni to generuje światło widzialne. Dla pozostałych 20% drogi na powierzchnie energia przenoszona jest poprzez convection niż promieniowanie.

Spektakularne pętle i wzniesienia są często widoczne na konarach Słońca(lewo).
Emisja Słońca nie jest całkowicie stała. Nie ma żadnej liczby aktywności plam. Kiedyś miał miejsce okres niskiej aktywności plam słonecznych w drugiej połowie 17 wieku nazywanymthe Maunder Minimum. Zbiega się to z anormalnym czasowym oziębieniem w północnej Europie czasem zwanym jako Mała Epoka Lodowcowa. Od kiedy sformowany został układ słoneczny to emisja Słońca wzrosła o ok 40%.
Słońce ma około 4.5 miliarda lat. Od czasu swych narodzin zużyło około połowę wodoru ze swego rdzenia. Będzie nadal generować energię przez kolejne 5 miliardów lat lub więcej (dwa razy dłużej będzie widoczne jego światło) Lecz pewnego dnia wyczerpie swoje wodorowe paliwo. Będzie zmuszone do radykalnych zmian, choć , though commonplace by stellar standards, będą rezultatem kompletnej destrukcji Ziemi(i prawdopodobnie stworzą obłok planetarny).
Satelity Słońca
Wokół Słońca krąży dziewięć planet i duża liczba mniejszych obiektów. (Dokładnie które ciała powinny być sklasyfikowane jako planety a które jako “mniejsze obiekty” pozostaje kwestią kontrowersji, jednakże chodzi tu tylko o definicję.)
Dystans Promień Masa
Planeta (000 km) (km) (kg) Odkrywca Data
——— ——— —— ——- ———- —–
Merkury 57,910 2439 3.30e23
Venus 108,200 6052 4.87e24
Ziemia 149,600 6378 5.98e24
Mars 227,940 3397 6.42e23
Jowisz 778,330 71492 1.90e27
Saturn 1,426,940 60268 5.69e26
Uran 2,870,990 25559 8.69e25 Herschel 1781
Neptun 4,497,070 24764 1.02e26 Galle 1846
Pluton 5,913,520 1160 1.31e22 Tombaugh 1930

Życie na Ziemi powstało na wskutek kilku czynników, w tym między innymi optymalnej temperaturze, umożliwiającej zachodzenie reakcji chemicznych, umożliwiających powstanie życia.
Z tego punkty widzenia można powiedzieć, że ojcem życia na ziemi jest właśnie Słońc, dostarczające ciepła i światła słonecznego, które powoduje reakcję fotosyntezy u roślin, a to z kolei prowadzi do powstania tlenu, niezbędnego dla zwierząt do życia. W przypadku, gdyby z kakiś powodów słońce zgasło nagle, po około 8 minutach dotrze do Ziemi ostatni jego promień i od tej pory zaczęła by się nieustająca noc. W ciągu kilku dni zginęłyby wszystkie rośliny – z braku Słońca, ale i z powodu gwałtownie spadającej temperatury. W krótkim czasie ziemia przypominała by jedną z pozostałych wyjałowionych planet, gdzie jedynie budowle świadczyły by o naszej obecności.
Jakkolwiek Słońce jest bardzo potrzebne do życia, to również dostarcza ludziom sporo problemów, związanych np. z burzami magnetycznymi, zakłócającymi pracę ziemskich, czułych na zmianę pola magnetycznego, urządzeń.

Słońce to najjaśniejszy obiekt widoczny na niebie. Od początku istnienia ludzkości przypisywano mu prawa boskie, wpływania na bieg świata i pojedynczych jednostek. Nie zdawano sobie sprawy, że jest to ciało niebieskie bardzo powszechne w przestrzeni kosmicznej, a zasada działania nie jest bardzo skomplikowana i nie ma z boskością nic wspólnego – to po prostu zestaw praw fizycznych, przekształcających miliardy ton wodory w cięższy hel i wytwarzający przy tym olbrzymie ilości ciepła, dostarczające energii całemu układowi słonecznemu. Przez tysiące lat oddawano mu cześć jako sile nadnaturalnej, która ciężko było pojąć i zrozumieć. W kilku kulturach składa również krwawe ofiary ze zwierząt i ludzi, które miały przebłagać boga słońca, aby nazajutrz ponownie pojawił się nad niebie.

Obecnie z punktu widzenia zwykłego śmiertelnika mieszkającego w mieście słońce służy jedynie do opalania (efekt opalenizny wywołuje promieniowanie nadfioletowe), w punktu widzenia rolników – to źródło światła, potrzebne do hodowli roślin, ale równie dobrze mogące go pozbawić całych plonów np. podczas suszy. Z punktu widzenia całej plany Słońce to czynnik, decydujący o klimacie na całej planecie. Napędza całą machinę, związaną z cyrkulacją powietrza i obiegiem wody w atmosferze, mające wpływ na pogodę.

Narodziny

W dziejach ludzkości nie zdarzyło się i prawdopodobnie nigdy się nie zdarzy, żeby można było obserwować narodziny gwiazdy i w ten sposób stwierdzić co było bezpośrednią przyczyną jej powstania. Istnieją teorie, które jednak są w stanie to wyjaśnić na dzisiejszym etapie naszej wiedzy. Nasze słońce pojawiło się około 4,5 miliarda lat temu, czyli stosunkowo niedawno, biorąc pod uwagę szacunkowy wiek wszechświata.
W początkowej fazie tworzenia się gwiazdy istnieje jedynie obłok wodoru, którego cząstki zaczynają oddziaływać między sobą siłami grawitacyjnymi. Z biegiem czasu powstaje coraz większa kula gazu, wewnątrz które rośnie ciśnienie – tym większe, im większa jest owa kula. Wraz z ciśnieniem pojawia się olbrzymia temperatura, na wskutek której elektrony cząstek zaczynają odrywać się od protonów. Przy temperaturze około 15 milionów stopni Celsjusza następuje znaczny wzrost prędkości protonów, które rozpoczynają oddziaływania jądrowe, tzw synteza jądrowa. Efektem reakcji syntezy jest przekształcenie 4 protonów w jądro helu, złożone z dwóch protonów i dwóch neutronów, czemu towarzyszy powstanie innych cząstek oraz uwolnienie znacznej liczby energii. Wewnątrz gwiazdy panuje nadal ogromna temperatura i ciśnienie, sprzyjające podtrzymaniu reakcji termojądrowej. Trwa to tak długo, dopóki starcza paliwa jądrowego, podtrzymującego reakcję jądrową.

Dane techniczne

Średnica: 1 390 000 km
Masa: 1.9 * 1030 kg (około 333000 razy więcej, niż ziemia)
Okres obrotu: od 25 do 36 dni
Średnia gęstość: 1.41 g/cm3
Grawitacja (równik): 262.37 m/s2
Odległość od ziemi: 149 600 000 kilometrów
promień: 696 000 kilometrów

Słońce jest gwiazdą średniej wielkości w porównaniu z miliardami podobnych, znajdującymi się w przestrzeni kosmicznej, jednak na tle planet w układzie słonecznym jest niewyobrażalnie wielkie.
Słońce jest ciałem gazowym o kształcie prawie kulistym, obracającym się wokół własnej osi. Jego głównym składnikiem jest wodór, stanowiący około 72,7% jego masy, hel – 26,2% oraz w mniejszych ilościach tlen, węgiel, azot, magnez, krzem, siarka, żelazo i inne w ilościach śladowych.

www.Sciaga.pl
www.Goggle.pl
Książki o planetach(Słońce)-Domowe i Biblioteczne!

Zaćmienie Słońca powstaje, gdy Księżyc znajdzie się pomiędzy Słońcem a Ziemią i tym samym przesłoni światło słoneczne.

Rodzaje zaćmień Słońca

zaćmienie częściowe – występuje, gdy obserwator nie znajduje się wystarczająco blisko przedłużenia linii łączącej Słońce i Księżyc, by znaleźć się całkowicie w cieniu Księżyca, lecz na tyle blisko, że znajduje się w półcieniu.
zaćmienie całkowite – występuje, gdy obserwator znajduje się w cieniu Księżyca. W takim przypadku widoczna staje się korona słoneczna. Jest to możliwe dzięki temu, że obserwowane rozmiary kątowe Księżyca są tylko nieznacznie większe od rozmiarów kątowych Słońca i w przypadku zaćmienia całkowitego, Księżyc przysłania całkowicie powierzchnię Słońca, ale nie przysłania korony słonecznej.
zaćmienie obrączkowe – zwane również zaćmieniem pierścieniowym występuje wtedy, gdy, podobnie jak w przypadku zaćmienia całkowitego, obserwator znajduje się bardzo blisko przedłużenia linii łączącej Słońce i Księżyc. W odróżnieniu jednak od zaćmienia całkowitego, w przypadku zaćmienia pierścieniowego rozmiary kątowe Księżyca są mniejsze niż rozmiary kątowe Słońca. Dzieje się tak, wtedy, gdy zaćmienie ma miejsce w czasie, gdy Księżyc znajduje się w pobliżu apogeum swojej orbity, czyli w pozycji najbardziej oddalonej od Ziemi.
zaćmienie hybrydowe – zachodzi wówczas, gdy w pewnych miejscach Ziemi to samo zaćmienie jest całkowite, a w innych obrączkowe. Tylko około 5 % wszystkich zaćmień jest hybrydowych.
W przypadku zaćmienia centralnego (całkowite, obrączkowe lub hybrydowe) obserwator nie znajdujący się w centrum, czyli nie w cieniu, ale w półcieniu obserwuje jedynie zaćmienie częściowe.

W ciągu roku występują (gdzieś na kuli ziemskiej) co najmniej dwa zaćmienia Słońca, ale nie więcej niż pięć (z tych najwyżej trzy są całkowite). I tak np. 1993 był rokiem z dwoma zaćmieniami, 1935 z pięcioma. Statystycznie rzecz biorąc, całkowite zaćmienie Słońca zdarza się na danym obszarze co 370 lat. Zdarza się oczywiście, że w danym regionie możemy takie zjawisko obserwować częściej (np. Brisbane w Australii (5 kwietnia 1856 i 25 marca 1857), czy wybrzeże Angoli (21 czerwca 2001 i 4 grudnia 2002).
Najbliższe zaćmienie Słońca widoczne w Polsce nastąpi 1 sierpnia 2008 roku, najbliższe obrączkowe zaćmienie 13 lipca 2075 roku, zaś najbliższe całkowite zaćmienie widoczne z terenów Polski dopiero 7 października 2135 roku.

Z powodu ruchów pływowych występujących na Ziemi, Księżyc stopniowo oddala się od naszej planety. Tempo tego ruchu to około 4 cm rocznie. Za mniej więcej 600 mln lat średnica kątowa tarczy Księżyca stanie się na tyle mała, że całkowite zaćmienia Słońca przestaną występować. Obserwować będzie można jedynie zaćmienia częściowe i obrączkowe.

W 1916 roku Albert Einstein opublikował ogólna teorię względności. Teoria ta uwzględnia pewna klasę obiektów znajdujących się we wszechświecie, z których pola grawitacyjnego nie może uwolnić się nic, nawet światło. Einstein nazwał je ciemnymi gwiazdami i… sam nie wierzył w ich istnienie. Jednak racja była po stronie teorii.

Ale czym są naprawdę obiekty, znane dziś pod nazwą czarne dziury. Otóż czarne dziury są ostatnim stadium ewolucyjnym gwiazd o dużych masach. Większych niż 10 mas Słońc. W czasie swojego życia gwiazdy te świecą kosztem energii wyprodukowanej w ich wnętrzach wskutek spalania kolejno coraz to cięższych pierwiastków: wodoru, helu, węgla, tlenu itd., aż do wytworzenia jądra zbudowanego z żelaza. Gdy temperatura w takim jądrze osiągnie kilka miliardów kelwinów i rozpada się ono (na hel i neutrony), w ułamku sekundy centralne części gwiazdy zapadają się pod wpływem grawitacji. Jeśli w tym czasie masa jądra wynosi około 1,4-3 mas Słońca, proces ten (tzw. kalops grawitacyjny) trwa do momentu, gdy ciśnienie zdegenerowanego gazu neutronowego zrównoważy siłę grawitacji jądra. Powstaje wtedy bardzo gęsta, mała ? o promieniu około 10 kilometrów ? gwiazda neutronowa. jeśli jednak masa jądra jest większa, nic nie może zahamować tego zapadania: ani ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronów (jak to się dzieje w przypadku białych karłów), ani nawet ciśnienie zdegenerowanego gazu neutronów. W końcu zapada się ono w punkcie nieskończenie mniejszym niż kropka zamykająca te zdanie. Staje się ona nieskończenie gęstym i bezwymiarowym obiektem zwanym osobliwością. Pole grawitacyjne wokół osobliwości jest tak silne, że nic, nawet światło, nie może się z niego wydostać.

Czarna dziura to ? mówiąc najkrócej ? obszar czasoprzestrzeni o tak silnym polu grawitacyjnym, że nie można z niego wysłać na zewnątrz żadnego sygnału ani cząsteczki. Jej rozmiar określa tzw. promień Schwarzschilda (promień grawitacyjny).
Żeby Ziemia stała się czarną dziurą, należałoby ją ścisnąć do kuli o promieniu około 1 centymetra, czyli do wielkości orzecha.

Granicę czarnej dziury stanowi tzw. horyzont zdarzeń. Pole powierzchni horyzontu ma tę właściwość, że nie może się zmniejszać, a co najwyżej rosnąć. Oznacza to w szczególności, że czarne dziury nie mogą się rozpadać, lecz łączyć. Powstaje wtedy czarna dziura o takich rozmiarach, że pole powierzchni horyzontu zdarzeń będzie nie mniejsze niż suma pól powierzchni obu czarnych dziur przed połączeniem.

Ze względu na potężne pole grawitacyjne czarnej dziury przestrzeń w ich pobliżu jest silnie zakrzywiona. Gdyby człowiek znalazł się niedaleko tego egzotycznego obiektu wszechświata i spojrzał w niebo, zobaczyłby, jak zdumiewająco odmiennie wyglądają znane mu jego fragmenty.

Gdy jakiś obserwator znajduje się niedaleko czarnej dziury, horyzont zdarzeń stwarza wrażenie całkiem spokojnego, statycznego, wręcz martwego miejsca. Jednak że tak nie jest, przekonałby się, zbliżając się do czarnej dziury. Gdyby do tego dysponował rakietą dowolnie dużej mocy, sam mógłby doświadczyć, że im bliżej horyzontu się znajduje, tym większej mocy potrzebuje dla utrzymania się w stałej odległości. W skrajnym przypadku utrzymanie się na horyzoncie zdarzeń wymagałoby już nieskończonej mocy silników rakiety. Jeśli jednak, przez pomyłkę ów obserwator przekroczyłby horyzont zdarzeń choćby o milimetr, przypieczętowałby tym samym swój los ? nie byłoby już dla niego ratunku.

Astrofizyk Neil Tyson rozważa konsekwencje spadania na czarną dziurę. ?Czarne dziury to miejsca, w których grawitacja oszalała. Dla osoby spadającej na czarną dziurę wzrost ciążenia będzie następował tak gwałtownie, że jeśli spada stopami w stronę czarnej dziury, stopy spadają szybciej niż głowa. Siły wpływowe będą takiego delikwenta rozciągać, aż w końcu rozerwą je na dwie części, a każdą z nich na dwie następne. Taki proces nazywany bifurkacją zachodzi przez całą dalszą drogę ku osobliwości, która znajduje się w samym środku czarnej dziury. Każdy obiekt dociera tam w postaci strumienia atomów, opadającego na dno otchłani. (…). To właśnie stanie się z ciałem osoby spadającej na czarną dziurę?.

Ale w odróżnieniu od opisywanej powyżej nierotującej czarnej dziury istnieje także, rotująca czarna dziura, w której inaczej rzecz się ma. Promień takiej czarnej dziury jest mniejszy od promienia stacjonarnej czarnej dziury o takiej samej masie. Wokół rotującej czarnej dziury na zewnątrz horyzontu zdarzeń powstaje obszar zwany ergosferą. W strefie pomiędzy horyzontem zdarzeń a powierzchnią ergosfery materia nie może pozostawać w stanie spoczynku. Musi obracać się razem z czarną dziurą, i to zgodnie z kierunkiem jej obrotu. Człowiek nie mógłby się więc w tej strefie utrzymać w wybranym przez siebie miejscu, nawet gdyby dysponował pojazdem kosmicznym o nieskończonej mocy silników.

W 1974 roku wybitny brytyjski fizyk Stephen Hawking wykazał, że czarne dziury wcale nie muszą być czarne i mogą świecić. Udowodnił, że można im przypisać temperaturę tym większą, im większą mają masę. Oznacza to, że tak jak każde ciało o temperaturze większej niż zero bezwzględne (zero kelwinów, czyli ?273,150C czarna dziura powinna promieniować. Źródłem tego promieniowania nie jest sama czarna dziura, ale bardzo bliskie otoczenie horyzontu zdarzeń. Z obliczeń wynika, że temperatura czarnej dziury o masie kilku mas Słońca jest zaledwie o mikroskopijną część kelwina wyższa niż zero bezwzględne. To zbyt mało, by czarna dziura mogła świecić w zauważalny sposób. Poza tym cały wszechświat przenika mikrofalowe promieniowanie tła, będące pozostałością po Wielkim Wybuchu, o wyższej temperaturze (2,7 K). Czarna dziura będzie w tej sytuacji pochłaniała energię z cieplejszego otoczenia. Nie może wobec tego świecić. Sytuacja zmienia się diametralnie w przypadku czarnych dziur o małych masach.

Z punktu widzenia fizyki nie ma ograniczeń w zakresie wielkości czarnych dziur. Można więc oczekiwać, że we wszechświecie występują zarówno niewielkie czarne dziury, jak i giganty o masach milionów czy nawet miliardów Słońc. Szacuje się że w Drodze Mlecznej występuje około 100 milionów czarnych dziur. W samym centrum naszej Drogi Mlecznej istnieje supermasywna czarna dziura, która powoli pożera naszą Drogę Mleczną.

Skoro czarne dziury o wielkich masach nie świecą , to w jaki sposób można je zaobserwować? Co prawda, nie można bezpośrednio zobaczyć czarnej dziury, ale uczeni potrafią pośrednio wnioskować o jej obecności na podstawie grawitacyjnego oddziaływania z otoczeniem. Dla zewnętrznego obserwatora pole grawitacyjne czarnej dziury niczym się nie różni od pola grawitacyjnego zwykłej gwiazdy. Aby czarna dziury zaznaczyła swoje istnienie, w jej pobliżu musi znaleźć się materia. W obecności bardzo silnego pola grawitacyjnego będzie ona ?drogowskazem? sygnalizującym czarna dziurę. Idealnym obiektem do tego typu poszukiwań są układy podwójne gwiazd. W takich przypadkach uczeni potrafią oszacować masę obiektu.
Astronomowie wytypowali kilkadziesiąt obiektów ? prawdopodobnie czarnych dziur. Najbardziej znanym, jednym z pierwszych, jest układ podwójny Cyg X-1. skrót ten oznacza, że obiekt ten znajduje się w gwiazdozbiorze Łabędzia (Cygnus), który był pierwszym zidentyfikowanym źródłem promieniowania X (rentgenowskiego) w tym gwiazdozbiorze. Cyg X-1 to jeden z najsilniejszych źródeł na całym niebie w tym zakresie widma. Znajduje się w odległości około 8 tysięcy lat świetlnych od nas. Tworzą go biały nadolbrzym i zwarty niewidoczny obiekt. Okres obiegu w tym układzie wynosi 5,6 dnia. Masę niewidocznego składnika szacuje się na około 6-10 mas Słońca. Jest to zbyt dużo jak na gwiazdę neutronową. Cygnus X-1 jest prawie stuprocentowym kandydatem na czarna dziurę.

Dzięki błyskotliwym pracom Stephena Howkinga wiemy dziś, że czarne dziury nie są nieśmiertelne ale ?parują?. Można to jednak zrozumieć tylko na gruncie mechaniki kwantowej. Możemy sobie to wyobrazić. Kiedy więc czarna dziura pożera kolejne ciała niebieskie w zamian oddaje jeden atom itd., w końcu ginie ona w ostatnim błysku promieniowania. W taki także sposób będzie koniec wszystkich galaktyk. Jednak zanim to zastąpi minie gugol lat, czyli jedynka i sto zer, jest to więc bardzo dużo…

Kwazary

Kwazary są to aktywne jądra odległych galaktyk, które swoja jasnością przewyższają całą galaktykę macierzystą. Dlatego ich obrazy w świetle widzialnym są niemal punktowych rozmiarów. Kwazary są silnymi radioźródłami. W ich widmie obserwuje się silne i szerokie linie emisyjne o bardzo dużym przesunięciu ku czerwieni (od 0,1 do nawet 6,1). Widmo ciągłe kwazarów wykazuje nadwyżkę jasności w ultrafiolecie. Za aktywność kwazarów odpowiada prawdopodobnie obecność w ich środku czarnej dziury, ściągającej materię z otoczenia.
Pierwszy kwazar odkrył w 1963 roku Maarten Schmidt. Był to kwazar nazwany 3C-273 w konsternacji Panny (Virgo). Kwazary są też znane jako QSO (ang. Quasi-stellar object ? obiekt gwiazdopodobny) lub quasi stellar astronomical radiosource.

W widmie promieniowania kwazaru obserwuje się również wąskie linie emisyjne. Za ich powstanie odpowiedzialny jest obłok gazu rozciągający się na 100 parseków. Masa obłoku wynosi około 100.000 mas Słońca, a w jego skład wchodzi wodór, hel, węgiel, azot, tlen, magnez i żelazo. Ruch obłoków nie został jeszcze dokładnie wyjaśniony. Obszar emitujący szerokie linie znajduje się bliżej centrum aktywności i ma rozmiary rzędu jednego parseka. Masa świecącego gazu nie przekracza 10 mas Słońca. Najprawdopodobniej gaz znajdujący się w formie obłoków tworzący dysk akrecyjny wokół znajdującej się w środku czarnej dziury. Skład gazu jest zbliżony do składu dalszych obłoków.

Ilość energii wysyłanej przez kwazary jest w przybliżeniu jednakowa dla każdego przydziału widma.
Ponieważ to, czy wokół kwazaru uda się zaobserwować poświatę galaktyki krążącej wokół niego, czy też będzie on widoczny jako źródło punktowe, zależy od rozmiarów teleskopu, uznano, że kwazary to obiekty o jasności absolutnej większej niż ?23 magnitudo. Dzięki tak dużej jasnościom absolutnym kwazary są widoczne z wielkich odległości, porównywalnych z rozmiarami wszechświata.

Kwazary zdają się oddalać od Ziemi z prędkościami porównywalnymi z prędkością światła. Większość astronomów wierzy, że te wielkie prędkości są wynikiem rozszerzania się wszechświata ? kwazary ?uciekają? od nas bardzo szybko, bo znajdują się bardzo daleko. Jednak dosyć silna mniejszość, włączając w to znanego astronoma Freda Hoyle?a, twierdziła, że kwazary znajdują się znacznie bliżej. W szczególności wskazywali oni na bliskość na sferze niebieskiej pomiędzy kwazarami i pobliskimi galaktykami, sugerując w ten sposób, że kwazary są czymś, co kiedyś zostało przez te galaktyki wystrzelone.

Jeden z najodleglejszych kwazarów, określany symbolem 0051-279, ?ucieka? z prędkością 280,000 km/s, czyli jedynie o 10 % wolniej niż ?biegnie? światło (300,000 km/s). W 1997 roku odkryto kwazar, któremu nadano symbol 0051-229. Oddalony jest od Ziemi o około 16 miliardów lat świetlnych. Jest to niemal sam skraj wszechświata. Jeszcze niedawno bo 7 czerwca ubiegłego roku astronomowie spojrzeli dalej niż kiedykolwiek i zarejestrowali najdalsze obiekty jakie kiedykolwiek udało się zobaczyć. Są nimi dwa kwazary, utworzone gdy wszechświat miał zaledwie 800 milionów lat. W skali wszechświata jest to mniej niż mrugnięcie okiem.

Powstanie galaktyk

Około 15 miliardów lat temu, jakieś 500 milionów lat po Wielkim Wybuchu z obłoków wodoru powstała pierwsza gwiazda. Według praw fizyki gwiazdy zbliżały się do siebie powodując powstawanie galaktyk. Grawitacja powoduje powstawanie coraz to większych skupisk gwiazd i materii, które dzielą się później na odrębne jądra galaktyk. Z upływem czasu jądra łączyły się ze sobą tworząc większy, pojedynczy obiekt. Dla astrofizyków to kluczowy proces w powstawaniu galaktyk. Na przykład Droga Mleczna została zbudowana z wielu mniejszych subgalaktyk. Struktura ewoluowała osiągając coraz większa skalę. Dziś astrofizycy sądzą, że podczas ewolucji naszej galaktyki najpierw zapadły się obłoki najmniejsze ? wiele różnych obłoków. Oddziaływały one ze sobą, krążyły wokół siebie, zderzały, łączyły się, aż w końcu powstała struktura, którą nazywamy galaktyką. W gruncie rzeczy proces ten trwa nadal.

Nasza galaktyka zachowała moment pędu gromad gwiezdnych z których powstała. Rozległy układ gwiezdny rozkręcił się tworząc dysk. Galaktyka uległa spłaszczeniu. Obecnie jej grubość jest pięćdziesięciokrotnie mniejsza od szerokości, a światło potrzebowałoby 100,000 lat, żeby przemierzyć ją wzdłuż. Układ Słoneczny znajduje się około 2/3 promienia dysku galaktycznego od jądra Drogi Mlecznej.

Galaktyki mają też wiele innych kształtów. Astrofizycy klasyfikują je jak zwierzęta. Mówi się nawet o zoogalaktykach. ?Są galaktyki duże, grube, małe, chude, wykrzywione, a nawet takie co wyglądają jak wrak pociągu? ? mówi Neil Tyson. ? ?Nasza galaktyka, układ Drogi Mlecznej jest wyjątkowo płaska, nie ma w tym nic niesamowitego, po prostu tak się zdarzyło?. Wśród stu miliardów galaktyk obserwowalnego wszechświata istnieją miliony podobnej do niej, a w samym jej środku występuje zgrubienie. Astronomowie nazywają je bołdżen. Nasza galaktyka przypomina nieco jajko sadzone, tyle tylko, że jest cieńsza.

gelo37

Źródła:
Badanie Wszechświata ? Discovery Channel
http://www.astronet.pl
Wszechświat Colina Ronana
1001 spotkań z nauką Jamesa Trefila
Życie Świata
Pozdrawiam Mam nadzieja że moja praca wam sie przyda bo ja muszę ją zanieść na poniedziałek do szkoła

Dawniej Wenus często porównywano z Ziemią. Na pierwszy rzut oka obie planety mają wiele cech wspólnych. Mają zbliżone rozmiary średnią gęstość (Ziemia: 5520 ; Merkury: 5204 kg/m3) oraz sąsiadują w Układzie Słonecznym.

Dzięki najnowszym badaniom Wenus, nasze wyobrażenie o podobieństwie tych dwóch planet trzeba było zmienić. Rosyjskie sondy z serii “Wenera”, amerykańskie sondy “Mariner” i “Pioneer”, jak również ziemska astronomia radarowa, dostarczyły mnóstwa nowych informacji dotyczących wyglądu Wenus i stanu jej atmosfery. Na powierzchni Wenus panuje temperatura około 470°C. Temperatura spada dopiero ponad warstwą chmur
i na ich górnej powierzchni wynosi około -25°C. Kolejne różnice stanowią: wysokie ciśnienie na powierzchni, przekraczające 90 atmosfer oraz skład atmosfery, która w 97% składa się
z dwutlenku węgla.
Pierwsze zdjęcia powierzchni planety z okolic miejsc lądowania przekazały sondy “Wenera 9″ i “Wenera 10″, które wylądowały na Wenus w październiku 1975 roku. Znacznie lepsze, kolorowe zdjęcia wykonały w roku 1982 sondy “Wenera 13″ i “Wenera 14″. Wszystkie zdjęcia pokazują, że powierzchnia Wenus pokryta jest niewielkimi, płaskimi odłamkami skalnymi o nieregularnym kształcie. Dzięki badaniom radarowym mamy dowody na to, że na powierzchni Wenus są też kratery i pasma górskie. Przede wszystkim odkryto dwa duże górskie obszary, którym nadano nazwy dwóch pierwszych liter alfabetu greckiego: Alpha Regio i Beta Regio. Ze względu na gęstą warstwę chmur, osłaniającą Wenus od wysokości około 65 km, nie możemy zaobserwowane szczegółów na jej powierzchni przez teleskop. Widoczna warstwa chmur rotuje wokół planety z okresem około 4 dni, podczas gdy sama planeta potrzebuje na obrót aż 243 dni. Planeta ta ma szczególnie duży współczynnik odbicia padającego nań promieniowania (albedo).

W 1981, Pioneer Venus Orbiter badał pole magnetyczne Wenus. Uważa się, że słabe pole magnetyczne Wenus powstaje w wyniku działania wiatru słonecznego z jonosferą planety, inaczej niż ziemskie pole magnetyczne powstające z dynama magnetohydrodynamicznego w płynnym jądrze Ziemi. Wenusjańska magnetosfera jest zbyt słaba, by ochronić atmosferę planety przed cząstkami niesionymi przez wiatr słoneczny. Dlatego Wenus utraciła wodór, a pośrednio wodę.
W atmosferze Wenus odnaleziono wiele związków chemicznych, które zaciekawiły naukowców i skłoniły do spekulacji na temat ich pochodzenia. Należą do nich takie substancje jak: siarkowodór i dwutlenek siarki, które bardzo rzadko występują obok siebie, gdyż wchodzą ze sobą szybko w reakcje. Innym związkiem jest siarczek karbonylu, powstający niezwykle rzadko w sposób nieorganiczny. Jednym z wyjaśnień może być obecność organizmów żywych, które produkują te substancje. Dodatkowym dowodem jest niewielka zawartość tlenku węgla, który powstaje w dużych ilościach przez oddziaływanie
z wiatrem słonecznym. Substancje te znaleziono na wysokości 50 kilometrów nad powierzchnią, gdzie temperatura spada do 70°C
Geologia
Przypuszcza się, że wnętrze Wenus jest podobne do ziemskiego. Jądro o promieniu 3000 km jest zbudowane z żelaza i niklu. Powierzchnia, została w 85% ukształtowana
w trakcie procesów o charakterze wulkanicznym. Świadczą o tym: różne struktury koliste, kopuły, potoki zastygłej lawy, kratery o asymetrycznych kształtach. Na zdjęciach radarowych można znaleźć także gęstą sieć rowów i szczelin, zmarszczki i fałdy, których obecność wyraźnie świadczy o aktywności tektonicznej. Bardzo niewiele jest za to kraterów uderzeniowych, ponieważ większość spadających na Wenus meteorów spala się w gęstej atmosferze.
8 czerwca 2004 miał miejsce tranzyt Wenus, czyli obserwowane z Ziemi przejście planety przed tarczą Słońca. Słońce, Wenus i Ziemia znalazły się na jednej linii. Wenus była widoczna na tle Słońca jako niewielka, czarna plamka. Ostatnio takie zjawisko miało miejsce w roku 1882, a w przyszłości wystąpi w latach 2012 i 2117 r. Jednak dopiero w 2247 będzie ponownie w całości widoczne w Polsce.

Venus Express – jest pierwszą sondą Europejskiej Agencji Kosmicznej wysłaną
w kierunku planety Wenus. Wstępne założenia misji zostały zaproponowane w 2001 roku.
Od początku starano się maksymalnie skrócić czas konstrukcji oraz obniżyć koszty. Do budowy pojazdu wykorzystano zapasowe części pozostałe po projektach Mars Express oraz Rosetta. Dzięki temu całkowity koszt budowy zamknął się sumą 260 milionów dolarów,
a zmontowanie pojazdu zajęło niecałe cztery lata, co stanowi obecnie rekord, spośród wszystkich misji planetarnych. Okno startowe umożliwiające wysłanie pojazdu, rozciągało się od 26 października 2005 do 23 listopada 2005. Pierwotnie start został zapowiedziany na 26 października na godzinę 04:43 UTC, jednak z powodu zanieczyszczenia wewnątrz kapsuły ochronnej orbitera, konieczne było przesunięcie terminu. Ostatecznie start odbył się 9 listopada 2005 o godzinie 03:33 UTC z kosmodromu Bajkonur w Kazachstanie na pokładzie rakiety Sojuz. Po 1 godzinie i 36 minutach okrążania Ziemi po orbicie parkingowej, Venus Express został skierowany na trajektorię transferową w kierunku Wenus.
11 kwietnia 2006 sonda weszła na orbitę wokół planety. Manewr ten wymagał uruchomienia na 50 minut głównego silnika pojazdu. Po dalszych kilkukrotnych manewrach sonda docelową orbitę roboczą osiągnęła 7 maja 2006 roku. Badania naukowe mają trwać do sierpnia 2007, ale decyzją ESA z 23 lutego 2007, misja została przedłużona do maja 2009