منظومه شمسی

این نوشتار خرد توسط مؤلف آن تکمیل می‌شود . لطفا شکیبا باشید .

منظومه شمسی شامل یک ستاره مرکزی به‌‌‌نام خورشید، هشت سیاره، چند سیاره کوتوله، ده‌‌‌ها قمر، میلیون‌‌‌ها سیارک و اجسام فرا نپتونی، و هزاران دنباله دار و شهاب‌‌‌واره می‌‌‌شود..

پرونده:Solar System size to scale.svg

منظومه شمسی

مرز بین این دسته‌‌‌ها چندان واضح نیست. کشف اجسام جدید در منظومه شمسی سبب شد که در سال 2006، اتحادیه‌‌‌ بین‌‌‌المللی ستاره‌‌شناسی (IAU) در نشست عمومی خود سه گروه متمایز را برای روشن شدن وضعیت تعریف کند:

1)سیاره یک جسم سماوی است که:

الف) به‌‌‌دور خورشید می‌‌‌چرخد.

ب) آنقدر جرم دارد تا خودگرانیِ آن بر نیروهای جسم صلب غلبه کرده، جسمی با تعادل هیدرواستاتیک (تقریباً گِرد) به‌‌‌وجود آید. [Self-Gravity=خودگرانی ]

ج) در اطراف مدار خود، محیط را پاک کرده است .

2)سیاره‌‌‌ کوتوله یا شبه‌‌‌سیاره یک جسم سماوی است که:

الف) دور خورشید می‌‌‌چرخد.

ب) آنقدر جرم دارد تا خودگرانی آن بر نیروهای جسم صلب غلبه کرده، جسمی با تعادل هیدرواستاتیک (تقریباً گِرد) به‌‌‌وجود آید.

ج) در اطراف مدار خود، محیط را پاک نکرده است.

د) یک قمر نیست.

3)تمام اجسام دیگری که اطراف خورشید در گردش هستند، روی هم، اجسام کوچک منظومه شمسی نامیده می‌‌‌شوند. بیش‌تر سیارک‌‌‌ها، اجسام فرا نپتونی ، دنباله‌‌‌دارها و دیگر اجسام کوچک در این گروه قرار می‌‌‌گیرند.

یک قمر جسمی است که دور جسم اولیه می‌‌‌چرخد، به‌‌‌طوری که مرکز جرم درون جسم اولیه قرار دارد. در غیر این‌‌‌صورت (مرکز جرم خارج از جسم اولیه باشد)، سیستم را یک منظومه دوتایی می‌‌‌گویند. برای مثال، در مورد زمین و ماه، مرکز جرم درون زمین است و ماه قمر زمین به‌‌‌حساب می‌‌‌آید. در سیستم پلوتون-شارون، مرکز جرم خارج از پلوتون است، بنابراین آن‌‌‌ها یک منظومه دوتایی را به‌‌‌وجود آورده‌‌‌اند.

سیارات به‌‌‌ترتیب فاصله از خورشید عبارت‌اند از: عطارد (تیر)، زهره (ناهید)، زمین، مریخ (بهرام)، مشتری (برجیس)، زحل (کیوان)، اورانوس و نپتون .

بر اساس تعریف اتحادیه بین‌‌‌المللی ستاره‌‌شناسی در سال 2006، پلوتون یک سیاره کوتوله است و اولین نمونه‌‌‌ از یک گروه جدید از اجسام فرا نپتونی به‌‌‌حساب می‌‌‌آید.

از عطارد تا زحل، سیاره‌‌‌ها روشن بوده، به‌‌‌خوبی با چشم غیر مسلح دیده می‌شوند. اورانوس و نپتون را می‌‌‌توان با یک دوربین دوچشمی دید. علاوه بر سیارات روشن، تنها می‌‌‌توان دنباله‌‌‌دارهای درخشان را با چشم غیر مسلح دید.

در منظومه شمسی، اغلب فاصله‌‌‌ها را بر حسب واحد نجومی (AU) بیان می‌‌‌کنند که فاصله‌‌‌ی متوسط خورشید تا زمین است.

نیم‌‌‌قطر بزرگ مدار عطارد 0.39AU و فاصله‌‌‌ی نپتون 30AU می‌‌‌باشد. آن طرف مدار نپتون، جمعیت عظیمی از اجسام کوچک یخی وجود دارد که تا ده‌‌‌ها هزار AU کشیده شده‌‌‌اند. منظومه شمسی هیچ لبه‌‌‌ی بیرونی مشخصی ندارد. فاصله تا نزدیک‌‌‌ترین ستاره، پروکسیما قِنطورس بیش از 270000AU است.

گرانش، حرکت اجسام منظومه شمسی را کنترل می‌‌‌کند. مدار سیاره‌‌‌ها به‌‌‌دور خورشید، بیضی‌‌‌هایی است تقریباً هم‌‌‌صفحه، که تنها اندکی با دایره اختلاف دارد. صفحات مداری سیارک‌‌‌ها (اجسام کوچکی که عمدتاً بین مدار مریخ و مشتری ‌‌‌دور خورشید در گردش‌‌‌اند) اغلب کج‌‌‌تر از صفحات مداری سیاره‌‌‌ها است. سیارک‌‌‌ها و اجسام فرا نپتونی، هم‌‌‌جهت با سیاره‌‌‌های بزرگ به‌‌‌دور خورشید می‌‌‌چرخند؛ اما ممکن است دنباله‌‌‌دارها در جهت مخالف حرکت کنند. مدار دنباله‌‌‌دارها ممکن است بسیار کشیده باشد، و حتی به هذلولی تبدیل شود. جهت گردش بیش‌تر قمرها به‌‌‌دور سیارات خود، هم‌‌‌جهت با حرکت سیاره دور خورشید است. باد خورشیدی، فشار تابشی، و میدان‌‌‌های مغناطیسی تنها بر حرکت ذرات ریز، مانند گاز و غبار، اثر می‌‌‌گذارند.

شکلa : مدار سیاره ها از عطارد تا مریخ. خط چین، قسمتی از مدار را نشان می دهد که زیر دایرة البروج قرار دارد. پیکان ها، فاصله پیموده شده سیارات را در مدت یک ماه نشان می دهند.شکل b: سیاره ها از مشتری تا نپتون و سیاره کوتوله پلوتون. پیکان ها سرعت پیموده شده سیارات را در مدت 10 سال، یعنی از سال 2000 تا 2010 نشان می دهند.

سیاره‌‌‌ها را می‌‌‌توان از لحاظ فیزیکی به دو گروه تقسیم کرد. عطارد، زهره، زمین و مریخ را سیارات زمین‌‌‌سان (Terrestrial Planets) می‌‌‌نامند. این سیارات یک سطح جامد دارند؛ با قطر بین 5000 تا 12000 کیلومتر، اندازه‌‌‌ی نسبتاً یکسانی دارند؛ و با چگالی میانگین 4000 تا 5000kgm^-3 ، از چگالی نسبتاً بالایی برخوردارند (چگالی آب 1000kgm^-3 است). از مشتری تا نپتون، سیاره‌‌‌ها را مشتری‌‌‌سان (Jovian) یا سیاره‌‌‌های غول (Giant Planets) می‌‌‌نامند. چگالی این سیارات بین 1000 تا 2000kgm^-3 بوده، بیش‌تر حجم آن‌ها مایع می‌‌‌باشد. قطرآن‌‌‌ها ده برابر سیاره‌‌‌های زمین‌‌‌سان است.

سیاره‌‌‌ی‌‌‌ کوتوله‌‌‌ پلوتون خارج از این دسته‌‌‌بندی قرار می‌‌‌گیرد. پلوتون نمونه‌‌‌ی اولیه برای خانواده‌‌‌ی اجسام یخی است که در لبه‌‌‌های بیرونی منظومه شمسی به‌‌‌دور خورشید می‌‌‌چرخند. از اوایل دهه‌‌‌ی 1990، کشف اجسام بزرگی بعد از مدار نپتون، سؤالی را پیرامون وضعیت پلوتون برانگیخت. در نشست عمومی IAU در سال 2006 این بحث به اوج رسید و در نهایت یک تعریف جدید برای سیارات مورد قبول واقع شد. این تعریف، تعداد سیاره‌‌‌ها را به هشت عدد کاهش داد.

فضاپیماها روز به روز، داده‌‌‌های دقیق‌‌‌تری از منظومه شمسی جمع‌‌‌آوری می‌‌‌کنند. امروزه بسیاری از شیوه‌‌‌های مورد استفاده در علومِ مربوط به زمین‌‌‌شناسی را برای مطالعه‌‌‌ سیارات به‌‌‌کار می‌‌‌برند. سفینه‌‌‌هایی بر روی ماه، زهره، مریخ و تیتان، قمر زحل، فرود آمده‌‌‌اند؛ و به‌‌‌وسیله‌‌‌ی فضاپیما، تمام سیاره‌‌‌ها، قمرهایشان، و بسیاری از سیارک‌‌‌ها و دنباله‌‌‌دارها مورد مطالعه قرار گرفته‌‌‌اند. <ref name="multiple">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۱]</ref>

اجزای منظومه شمسی

عطارد

پرونده:Mercury in color - Prockter07 centered.jpg

درونی‌‌‌ترین سیاره‌‌‌ی منظومه شمسی عطارد است. قطر آن 4800Km و فاصله‌‌‌ میانگین آن از خورشید 0.39AU می‌‌‌باشد. خروج از مرکز مدار آن 0.21 است، و این یعنی اینکه فاصله‌‌‌ی آن بین 0.31AU تا 0.47AU تغییر می‌‌‌کند. به‌‌‌دلیل این خروج از مرکز، تغییرات دما در نقطه‌‌‌ی زیر‌‌‌خورشیدی زیاد است ( Subsolar Point؛ نقطه‌‌‌ی زیرخورشیدی در یک سیاره عبارت از محلی است که تصور می‌‌‌کنیم خورشید درست بالای سرمان، در سمت‌‌‌الرأس، قرار دارد؛ یعنی جایی که پرتوهای خورشید درست به‌‌‌صورت عمودی به سیاره می‌‌‌تابد)؛ به‌‌‌ این‌‌‌ صورت که در حضیض، دمای این نقطه حدود 700K می‌‌‌باشد، اما در زمان اوج، 100K کاهش می‌‌‌یابد. در منظومه شمسی، بیش‌ترین تغییرات دما مربوط به عطارد است، چرا که در هنگام شب، دما به زیر 100K سقوط می‌‌‌کند.

حرکت تقدیمی حضیض عطارد بیش از 0.15 درجه در قرن است. اگر اختلالات نیوتونی را از این مقدار کم کنیم، 43 ثانیه اضافه باقی می‌‌‌ماند. نظریه‌‌‌ی نسبیت عام، این اضافه را به‌‌‌صورت کامل توجیه می‌‌‌کند. توضیح حرکت تقدیمی حضیض عطارد، یکی از نخستین آزمایش‌‌‌های نظریه‌‌‌ی نسبیت عام بود.

بیشینه‌‌‌ی کشیدگی عطارد تنها 28 درجه است، از این رو همواره آن‌‌‌را باید در نزدیکی خورشید جستجو کرد. رصد آن مشکل است، چرا که همیشه در آسمان روشن و نزدیک افق دیده می‌‌‌شود. به علاوه، در مقارنه‌‌‌ی درونی که نزدیک‌‌‌ترین موقعیت آن به زمین است، سمت تاریک این سیاره رو به ما می‌‌‌باشد.

نخستین نقشه‌‌‌های عطارد در پایان قرن نوزدهم رسم شد، اما واقعیت جزئیات آن مورد تأیید قرار نگرفت. تا اوایل دهه‌‌‌ی 1960، عقیده بر این بود که همواره یک‌‌‌ طرف عطارد به‌‌‌سمت خورشید است. بر این اساس برای سمت تاریک آن، انتظار دمایی نزدیک به صفر مطلق را داشتند. اما اندازه‌‌‌گیری‌‌‌های تابش گرمایی نشان داد که دما بالاتر از حد مورد انتظار است و به حدود 100 کلوین می‌‌‌رسد. بالاخره دوره تناوب چرخشی را به‌‌‌وسیله‌‌‌ی رادار به‌‌‌دست آوردند. یک گردش به دور خورشید 88 روز طول می‌‌‌کشد؛ در حالی که دوره تناوب چرخشی دو سوم این مقدار است، یعنی 59 روز. این یعنی اینکه عطارد باید دو بار به‌‌‌دور خورشید بچرخد تا همان نیم‌‌‌کره‌‌‌ی اولیه رو به خورشید قرار گیرد. این نوع جفت‌‌‌شدگی اسپین-مدار نتیجه‌‌‌ی نیروهای کشندی است که به‌‌‌وسیله‌‌‌ی یک جسم مرکزی بر جسمی که در یک مدار نسبتاً کشیده حرکت می‌‌‌کند، وارد می‌‌‌شود.

طول شیانه روز در عطارد. موقعیت های عطارد را در اولین چرخش،خارج از بیضی می بینید. در بازگشت به نقطه اوج، سیاره 540 درجه یا یک و نیم دور چرخیده است. پس از دوبار گردش دور خورشید، عطارد سه بار دور خود چرخیده است و همان سمت نخستین به سوی خورشید قرار خواهد گرفت. بدین ترتیب طول شبانه روز176 روز خواهد بود، یعنی طولانی تر از تمام سیاره های دیگر.

بررسی دوباره‌‌‌ی مشاهدات قدیمی مشخص کرد که چرا تصور می‌‌‌شد عطارد دارای چرخش هم‌‌‌زمان است. به‌‌‌دلیل هندسه‌‌‌ی عطارد، آسان‌‌‌ترین زمان رصد آن، بهار و پاییز می‌‌‌باشد. در مدت شش ماه، عطارد دو بار دور خورشید گردش کرده، دقیقاً سه مرتبه دور محور خود می‌‌‌چرخد. در نتیجه، در آن مشاهدات همیشه یک سمت سیاره رو به خورشید بود! جزئیاتی هم که روی سطح دیده می‌‌‌شود، خیلی مبهم است؛ بنابراین چند رصد استثنا هم به‌‌‌عنوان خطاهای رصدی تعبیر می‌‌‌شد.

بهترین و ناب‌‌‌ترین اطلاعات از این سیاره در سال‌‌‌های 1974 و 1975 به‌‌‌دست آمد؛ و آن زمانی بود که فضاپیمای آمریکا، مارینر 10 (Mariner 10)، سه بار از کنار عطارد عبور کرد. دوره تناوب مداری مارینر 10 به‌‌‌دور خورشید دقیقاً دو برابر عطارد بود. این ضریب دو سوم یعنی اینکه در این چند عبور، همواره یک سمت عطارد روشن بوده است! طرف دیگر همچنان ناشناخته می‌‌‌باشد .

داده‌‌‌های مارینر 10، چشم‌‌‌اندازی شبیه به ماه را نشان می‌‌‌داد. سطح سیاره پر است از دهانه و مناطق دایره‌‌‌ای بزرگ‌‌‌تر. این عوارض از برخورد سیار‌‌‌ک‌‌‌ها به‌‌‌وجود آمده است. قدمت دهانه‌‌‌ها به سه تا چهار میلیارد سال می‌‌‌رسد، چیزی که نشان می‌‌‌دهد سطح سیاره قدیمی بوده، رانه‌‌‌ قاره‌‌‌ای یا فوران‌‌‌های آتش‌‌‌فشانی در آن خللی ایجاد نکرده است. بیش‌تر سطح عطارد را دشت‌‌‌هایی کهن و پر از دهانه پوشانده است؛ اما مناطقی نیز وجود دارد که تراکم دهانه‌‌‌ها کم‌تر است و قطر دهانه‌‌‌ها به کم‌تر از 15Km می‌‌‌رسد. احتمالاً جریان‌‌‌های گدازه‌‌‌ای در این مناطق، عوارض قدیمی‌‌‌تر را دفن کرده است.

سمت چپ: تصویری از عطارد. سمت راست:سطح عطارد با جزئیات بیشتر.

بزرگ‌‌‌ترین منطقه دایره‌‌‌ای که از گدازه پر شده است، حفره‌‌‌ای است به عرض 1300Km که کالوریس بِیسین (Caloris Basin ) نام دارد. موج ضربه‌‌‌ی ناشی از برخورد کالوریس، در سمت دیگر سیاره درست در نقطه‌‌‌ی مقابل آن متمرکز شده، پوسته را در یک منطقه‌‌‌ی وسیع به قطر حدود 100Km به قطعاتی پیچیده خرد کرده است. شکست‌‌‌هایی نیز وجود دارد که احتمالاً دلیل آن فشرده شدن پوسته است. شاید این تغییر حجم از سرد شدن سیاره سرچشمه گرفته باشد.

اندازه‌‌‌ی نسبتاً کوچک عطارد و فاصله‌‌‌ی کم آن با خورشید، گرانی کوچک و دمای بالای آن‌‌‌را به‌‌‌دنبال دارد و همین، دلیل فقدان جو در این سیاره است. البته لایه‌‌‌ای وجود دارد که از اتم‌‌‌های جدا شده از سطح به‌‌‌وسیله‌‌‌ی باد خورشیدی به‌‌‌وجود آمده است. عناصر اصلی تشکیل دهنده‌‌‌ی این لایه، که با اغماض آن‌‌‌را جو رقیق می‌‌‌نامند، عبارت است از اکسیژن، سدیم و هلیوم. اتم‌‌‌ها به سرعت به فضا گریخته، جای خود را به اتم‌‌‌های جدید می‌‌‌دهند.

در نبود جو، دمای عطارد پس از غروب آفتاب به‌‌‌سرعت کاهش می‌‌‌یابد. محور چرخش سیاره تقریباً عمود بر صفحه‌‌‌ی مداری است؛ در نتیجه ممکن است بتوان در نزدیکی دو قطب نقاطی را یافت که دمای آن‌‌‌ها پیوسته زیر نقطه‌‌‌ی انجماد باشد.

پژواک‌‌‌های راداری از سطح عطارد، نقاطی را در دو قطب شمال و جنوب نشان می‌‌‌دهد که بازتابش آن غیر عادی و به‌‌‌شدت غیر قطبی است. تعدادی از این مناطق را می‌‌‌توان به حفره‌‌‌هایی نسبت داد که اعماقشان همیشه در سایه قرار دارد. برخی دانشمندان دلیل بازتاب‌‌‌های روشن راداری را یخی (از نوع آب) می‌‌‌دانند که توانسته است در این سایه‌‌‌های دایمی پایدار بماند. تنها اطلاعات ما از درون عطارد، در زمان عبور مارینر 10 از کنار آن و اندازه‌‌‌گیری میدان گرانی، به‌‌‌دست آمده است. عطارد هیچ قمری ندارد، در نتیجه، پیش از اندازه‌‌‌گیری نیروی وارد بر یک فضاپیما به‌‌‌وسیله‌‌‌ی میدان جاذبه، امکان تعیین جرم (و توزیع جرم) و چگالی وجود نداشت.

گفته شده که عطارد از بیرون مانند ماه، و از درون چون زمین است. بر اساس مدل‌‌‌های نظری، ساختار درونی آن شبیه به زمین است، اما هسته‌‌‌ خیلی بزرگ‌‌‌تر می‌‌‌باشد. چگالی این سیاره تقریباً برابر با زمین است، به این معنی که اندازه‌‌‌ی هسته‌‌‌ی آهنی-نیکلی حدود 75% شعاع سیاره را اشغال کرده است.

به دلیل نزدیکی به خورشید، دمای سحابی نخستین در فاصله‌‌‌ی عطارد و در زمان شکل‌‌‌گیری سیارات، بالا بوده است. از این رو، فراوانی نسبی عناصر فرّار در این سیاره کم‌تر از دیگر سیاره‌‌‌های زمین‌سان می‌‌‌باشد.

عطارد یک میدان مغناطیسی ضعیف دارد که شدت آن حدود 1% میدان زمین است. حضور این میدان مغناطیسی غیرمنتظره است، چرا که عطارد بسیار کوچک‌‌‌تر از زمین بوده، به‌‌‌کندی می‌‌‌چرخد. بر اساس نظریه‌‌‌ی دینامو، جریان‌‌‌ مواد مذاب و رسانای الکتریکی درون هسته، به تولید میدان مغناطیسی می‌‌‌انجامد. این میدان مغناطیسی را نمی‌‌‌توان به‌جامانده از دوره‌‌‌های اولیه دانست، چرا که عقیده بر این است که در گذشته، دمای درونی سیاره از نقطه‌‌‌ی بحرانی کوری تجاوز کرده است. بنابراین باید پذیرفت که قسمتی از هسته به‌‌‌صورت مذاب می‌‌‌باشد. <ref name="multiple">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۲]</ref>

زهره

پرونده:Venus-real.jpg

زهره، پس از خورشید و ماه، روشن‌‌‌ترین جسم در آسمان است. این سیاره نیز شبیه به عطارد، تنها در آسمان صبحگاهی و شامگاهی دیده می‌‌‌شود. اگر محل دقیق زهره معلوم باشد، گاهی می‌‌‌توان آن‌‌‌را حتی در حضور خورشید بالای افق نیز دید. در گذشته زهره را دو سیاره‌‌‌ی مجزا تصور می‌‌‌کردند؛ ستاره‌‌ی شامگاهی یا هسپروس ( Hesperus ) و ستاره‌‌ی صبحگاهی یا فسفروس ( Phosphorus ).

بیشینه‌‌‌ی کشیدگی زهره حدود 47 درجه می‌‌‌باشد. زهره، در درخشان‌‌‌ترین حالت خود، جسمی خیره‌‌‌کننده در آسمان تیره است. این حالت، 35 روز قبل یا بعد از مقارنه‌‌‌ی داخلی رخ می‌‌‌دهد، و آن زمانی است که یک سوم سطح آن روشن دیده می‌‌‌شود. در مقارنه‌‌‌ی داخلی، فاصله‌‌‌ی زمین تا زهره تنها 42 میلیون کیلومتر است. قطر زهره حدود 12000Km می‌‌‌باشد، و این یعنی اینکه قطر ظاهری آن می‌‌‌تواند به یک دقیقه قوسی برسد. در شرایط مطلوب، حتی می‌‌‌توان شکل هلال زهره را با یک دوربین دوچشمی نیز دید. در مقارنه‌‌‌ی بیرونی، قطر ظاهری تنها 10 ثانیه قوسی است.

در سال 1610 گالیله اهله‌های زهره را کشف کرد. این نقاشی، تغییرات اندازه ظاهری زهره را در اهله‌های مختلف نشان می دهد. زمانی که سمت روشن آن به رو به زمین است، در فاصله دوری از ما پشت خورشید قرار دارد.

زهره پوشیده از ابر است و هیچ نقطه از سطح آن را نمی‌‌‌توان دید. تنها قله‌‌‌ی ابرهای زردرنگ آن که ویژگی خاصی نیز ندارند قابل رؤیت است. مدت‌‌‌های طولانی، دوره تناوب چرخشی آن ناشناخته بود؛ و دوره‌‌‌ تناوب چهار روزه‌‌‌ی اندازه‌‌‌گیری شده، به زمان چرخش ابرها مربوط می‌‌‌شد. بالاخره در سال 1962، اندازه‌‌‌گیری‌‌‌های راداری مشخص کرد که دوره تناوب چرخشی 243 روز و به‌‌‌صورت پس‌‌‌رونده (رِجعی) است؛ به عبارتی خلاف دیگر سیارات می‌‌‌چرخد. محور چرخش، با کجی 177درجه، تقریباً عمود بر صفحه‌‌‌ی مداری می‌‌‌باشد.

تصویری از زهره در نور مرئی که در سال 1990 به وسیله مدارگرد گالیله گرفته شد.

نیمکره شمالی زهره، این تصویر را رایانه و بر اساس مشاهدات راداری فضاپیمای ماژلان ساخته است. قطب شمال زهره در وسط این تصویر است.

در بالای ابرها، دما حدود 250K است. از آنجا که سپیدایی بوند تا 75% می‌‌‌رسد، تصور می‌‌‌شد که سطح آن دارای دمایی ملایم، و حتی مناسب برای حیات باشد. با دریافت گسیل‌‌‌ رادیویی گرمایی در پایان دهه‌‌‌ی 1950، نظر‌‌‌ها به‌‌‌کلی تغییر کرد. این گسیل از سطح سیاره سرچشمه می‌‌‌گیرد و می‌تواند از میان ابرها بگذرد. معلوم شد که دمای سطحی 750K است؛ دمایی بالاتر از نقطه ذوب سرب. ورای این دمای بالا، اثر گلخانه‌‌‌ای قرار دارد. تابش فروسرخ خروجی به‌‌‌وسیله‌‌‌ی کربن دی‌‌‌اکسید جو، اصلی‌‌‌ترین مؤلفه‌‌‌ی آن، به‌‌‌دام می‌‌‌افتد.

پیش از عصر فضا نیز ترکیب شیمیایی جو زهره را می‌‌‌دانستند. مشاهدات طیف‌‌‌نمودی وجود CO₂ را تأیید می‌‌‌کرد. از رصدهای قطبش‌‌‌سنجی نیز سرنخ‌‌‌هایی از ترکیب ابرها به‌‌‌دست آمد. در دهه 1920، منجم سیاره‌‌‌ای معروف فرانسوی برنارد لیوت چندین رصد قطبش‌‌‌سنجی انجام داد؛ اما توضیح این رصدها تا دهه‌‌‌های بعد طول کشید. با فرض پراکنده ‌‌‌شدن نور به‌‌‌وسیله‌‌‌ی ذرات کروی مایع با ضریب شکست 1.44، این مشاهدات قابل توضیح بود. این ضریب شکست بسیار بالاتر از ضریب شکست 1.33 آب است. به علاوه، در آن دمای بالا، آب به صورت مایع نیست. یک نامزد خوب اسید سولفوریک H₂SO₄ بود، چیزی که بعداً به‌‌‌وسیله‌‌‌ی فضاپیما مورد تأیید قرار گرفت.

اتمسفر زهره بسیار خشک است. مقدار بخار آب موجود تنها یک میلیونیم جو زمین می‌‌‌باشد. یک توضیح ممکن این است که به دلیل تابش فرابنفش خورشید، آب در لایه‌‌‌های بالایی جو به هیدروژن و اکسیژن تجزیه شده، هیدروژن به فضای بین‌‌‌سیاره‌‌‌ای گریخته است.

حدود 1% نور ورودی، به سطح زهره می‌‌‌رسد. پس از عبور از میان ابرها و جو غلیظ، این نور به رنگ قرمز تیره است. البته بیش‌تر نور تابشی، حدود 75%، از لایه‌‌‌های بالایی ابرها منعکس می‌‌‌شود. گسیل دوباره‌‌‌ی نور جذب شده، به‌‌‌صورت فروسرخ است. کربن دی‌‌‌اکسید اتمسفر به‌‌‌خوبی از فرار تابش فروسرخ جلوگیری می‌‌‌کند، و دما در 750K به تعادل رسیده است.

فشار جو در سطح سیاره به 90atm می‌‌‌رسد. در آنجا میدان دید چندین کیلومتر است، و حتی در ابرها، به چند صد متر می‌‌‌رسد. متراکم‌ترین ابرها در ارتفاع 50 کیلومتری قرار دارد، اما ضخامت آن‌ها فقط 2 تا 3 کیلومتر می‌‌‌باشد. بالای این ابرها، لایه‌‌‌های مه‌‌‌مانندی قرار دارد که «سطح» مرئی سیاره را می‌‌‌سازد. ابرهای بالا به‌‌‌سرعت حرکت می‌‌‌کنند و در مدت حدود 4 روز سیاره را دور می‌‌‌زنند. این ابرها را بادهای قوی، که انرژی خود را از خورشید گرفته‌‌‌اند، به جلو می‌‌‌رانند. قطرات اسید سولفوریک بر سطح زهره نمی‌‌‌بارد؛ بلکه در پایین جو و قبل از رسیدن به سطح، بخار می‌‌‌شود.

نخستین فضاپیمایی که با زهره روبرو شد، مارینر 2 (1962) بود. پنج سال بعد، وِنرا 4 شوروی (Venera 4) نخستین داده‌‌‌ها را از زیر ابرها فرستاد، و اولین تصاویر از سطح سیاره را ونراهای 9 و 10 در سال 1975 ارسال کردند. در سال 1980 و پس از 18 ماه نقشه‌‌‌برداری به‌‌‌وسیله‌‌‌‌‌‌ فضاپیمای آمریکایی پیونیر زهره ‌‌‌1 (Pioneer Venus 1) نخستین نقشه‌‌‌ی راداری زهره تکمیل شد. در بین سال‌های 1990 تا 1994، با استفاده از فضاپیمای ماژلان (Magellan) و به‌‌‌وسیله‌‌‌ی مشاهدات راداری دهانه مصنوعی (synthetic aperture radar observations)، بهترین و کامل‌‌‌ترین نقشه‌‌‌های سطح زهره (حدود 98% از سطح) تهیه گردید. تفکیک‌‌‌پذیری نقشه‌‌‌ها به 100 متر می‌‌‌رسد، و بلندی با دقت 30 متر اندازه‌‌‌گیری شد.

این نقشه‌‌‌برداری‌‌‌های راداری، وجود ژرف‌‌‌دره (Canyon )، کوه، دهانه، آتش‌‌‌فشان و دیگر عوارض آتش‌‌‌فشانی را نشان ‌‌‌داد (شکل زیر). 20% سطح زهره را زمین‌‌‌های پست، 70% آن‌‌‌را زمین‌‌‌های بلند با شیب ملایم و جریان‌‌‌های گدازه‌‌‌ای، و 10% آن‌‌‌را مناطق کوهستانی تشکیل می‌‌‌دهد. تنها دو منطقه‌‌‌ی اصلی کوهستانی وجود دارد. بزرگ‌‌‌ترین قاره، آفرودیت ترا (Aphrodite Terra ) ، با اندازه‌‌‌ای برابر با آمریکای جنوبی، نزدیک به استوای زهره است. دیگر قاره‌‌‌ی بزرگ، ایشتار ترا (Ishtar Terra ) در عرض 70درجه شمالی قرار دارد. در این قاره، بلندترین کوه‌‌‌های زهره به ارتفاع 12Km ، موسوم به کوه‌‌‌های ماکسول به‌‌‌چشم می‌‌‌خورد. (Maxwell Montes؛ بنا به تصمیم اتحادیه‌‌‌ی بین‌‌‌المللی ستاره‌‌شناسی IAU، در زهره باید از اسامی مؤنث استفاده کرد. نام کوه‌‌‌های ماکسول که از فیزیکدان معروف، جیمز کلرک ماکسول گرفته شده یک استثنا است.)

برخلاف زمین، مشخصه‌‌‌های آتش‌‌‌فشانی تقریباً به‌‌‌شکلی یکنواخت در تمام سطح زهره پراکنده شده است. هر چند تغییرشکل‌‌‌های موضعی به چشم می‌‌‌خورد، نشانه‌‌‌ای از حرکت سنگین زمین‌‌‌ساختی وجود ندارد. به‌‌‌نظر می‌‌‌رسد تمام فعالیت‌‌‌های آتشفشانی در زهره به جریان‌‌‌هایی از مواد مذاب، بدون فوران‌‌‌های انفجاری، محدود شود. به‌‌‌دلیل فشار بالا، برای اینکه گدازه‌‌‌های زهره به‌‌‌صورت انفجاری فوران کنند، به محتویات گازی بیش‌تری نسبت به زمین نیاز دارند. در زمین، اصلی‌‌‌ترین گازی که انفجارهای گدازه‌‌‌ای را موجب می‌‌‌شود، بخار آب است؛ چیزی که در زهره وجود ندارد.

در بین سیاره‌‌‌های منظومه شمسی، زهره بیش‌ترین آتشفشان را دارد. بیش از 1500 آتشفشان بزرگ یا عارضه‌‌‌ی آتش‌‌‌فشانی شناخته شده است، و احتمالاً تعداد کوچک‌‌‌ترها به یک میلیون می‌‌‌رسد. بیش‌تر آن‌ها آتشفشان سپری {Shield Volcano ؛ آتشفشانی به شکل گنبد صاف شده، وسیع و کم ارتفاع که توسط جریان‌‌‌های گدازه بازالتی سیال یا جریان‌‌‌های خاکستر ریولیتی ساخته می‌‌‌شود. (سایت http://ngdir.ir/Glossary/PGlossary.asp)} هستند، اما ویژگی‌‌‌های پیچیده‌‌‌ی بسیاری وجود دارد. در حال حاضر، هیچ آتشفشان فعالی شناخته نشده است، هر چند که تغییرات زیاد سولفور دی‌‌‌اکسید در جو ممکن است ناشی از چند آتشفشان فعال باشد.

ساختار پهن قله‌‌‌ آتش‌‌‌فشان‌‌‌ها، موسوم به گنبدهای کلوچه‌‌‌ای (Pancake Domes )، احتمالاً از فوران گدازه‌‌‌های فوق‌‌‌العاده چسبناک به‌وجود آمده است. تاج عبارت است از یک گودال دایره‌‌‌ای که اطراف یک دشت بلند را احاطه کرده است. قطر دشت ممکن است به چند صد کیلومتر برسد. این عارضه احتمالاً نمونه‌‌‌ای از نقاط داغ موضعی است، یعنی بیرون‌‌‌ریزی‌‌‌هایی از گوشته که منبسط شده و برآمدگی‌‌‌هایی را درست کرده است. پس از توقف جریان بیرون‌‌‌ریز، برآمدگی فرو نشسته، مجموعه‌‌‌ای از کوه‌‌‌های حلقوی را به‌‌‌وجود آورده است.

در جاهای دیگر، جریان گدازه‌‌‌های مایع، شیارهایی مارپیچ به طول صدها کیلومتر ساخته است.

ویژگی های سطح زهره. بالا سمت راست: تصویر ماژلان از حفره دهانه حلقوی بارتون به قطر 54 کیلومتر در 27.4 درجه شمالی و 237.5 درجه شرقی.بالا سمت چپ: تصویر راداری ماژلان از منطقه ای به عرض 300 کیلومتر، واقع در دشتی وسیع در جنوب آفرودیت ترا که این ساختار دایره ای تاج آین (Aine Corona) نام دارد. پایین: تصویر سطح زهره که توسط سطح نشین ونرا 14 در مارس 1982 گرفته شد.

بیش‌تر دهانه‌‌‌های برخوردی زهره تغییر شکل نداده‌‌‌اند. این نشان می‌‌‌دهد که سطح زهره جوان است، چرا که فرسایش، فعالیت‌‌‌های آتش‌‌‌فشانی و نیروهای زمین‌‌‌ساختی، باید بر دهانه‌‌‌ها نیز اثر بگذارد. احتمالاً فرایندهای تجدید سطح، هر از گاهی دهانه‌‌‌های قدیمی را می‌‌‌پوشاند و از این رو، تمام دهانه‌‌‌های قابل رؤیت جوان هستند. تصور می‌شود که سن این دهانه‌‌‌ها کم‌تر از 500 میلیون سال باشد. هیچ دهانه‌‌‌ی برخوردی کوچک‌‌‌تر از 1.5 تا 2 کیلومتر وجود ندارد، چرا که شهاب‌‌‌سنگ‌‌‌های کوچک‌‌‌تر در جو غلیظ می‌‌‌سوزند.

زمین و زهره تقریباً هم‌‌‌اندازه‌‌‌اند، و تصور بر این است که درون آن‌ها نیز یکسان باشد. زهره یک هسته‌‌‌ی آهنی با شعاع تقریبی 3000Km دارد، و گوشته‌‌‌ی صخره‌‌‌ای مذاب آن بیش‌تر سیاره را پوشانده است. با وجود این، احتمالاً به دلیل چرخش آهسته، زهره هیچ میدان مغناطیسی ندارد. تجزیه و تحلیل‌‌‌های زهره‌‌‌نورد ونرا نشان داده است که مواد سطح زهره شبیه به گرانیت و بازالت زمینی است.

زهره هیچ قمری ندارد. <ref name="multiple">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۳]</ref>

زمین

پرونده:The Earth seen from Apollo 17.jpg

ساختار درونی زمین. سرعت امواج لرزه ای، چگالی، فشار و دما به صورت تابعی از عمق نشان داده شده است.

زمین، سومین سیاره از خورشید، به همراه قمر خود ماه، تقریباً یک سیاره‌‌‌ی دوگانه (Double Planet ) را می‌‌‌سازد. اندازه‌‌‌ نسبی ماه از تمام قمرهای دیگر، به جز قمر پلوتون، بیش‌تر است. در حالی که قمرها معمولاً خیلی کوچک‌‌‌تر از سیاره‌‌‌ی مادر هستند.

زمین یک جسم منحصر به فرد است، چرا که مقدار بسیار زیادی آب آزاد بر سطح آن یافت می‌‌‌شود. تنها دلیل این وضعیت آن است که دما، بالاتر از نقطه‌‌‌ی انجماد و زیر نقطه‌‌‌ی جوش آب است و ضخامت جو نیز به حد کافی می‌‌‌باشد. زمین تنها سیاره‌‌‌ی شناخته شده‌‌‌ای است که زندگی در آن وجود دارد (البته باید بین شکل هوشمند و غیر هوشمند حیات تمیز قائل شد). دمای مناسب و آب، دو شرط اصلی حیات زمینی است؛ هر چند که برخی از گونه‌‌‌های حیات را می‌‌‌توان در شرایط حاد نیز یافت.

قطر زمین 12000Km است. در مرکز زمین یک هسته‌‌‌ی آهنی-نیکلی وجود دارد، که در آنجا دما 5000K، فشار Nm^-210¹¹×3و چگالی 12000Kg m^-3 می‌‌‌باشد.

هسته به دو لایه تقسیم می‌‌‌شود: هسته‌‌‌ی درونی و بیرونی. هسته‌‌‌ی درونی، پایین‌‌‌تر از 5150Km، تنها 1.7% جرم زمین را در بر می‌‌‌گیرد و به‌‌‌دلیل فشار بالا، جامد است. فقدان امواج لرزه‌‌‌ای عرضی S در پایین‌‌‌تر از عمق 2890Km نشان می‌‌‌دهد که هسته بیرونی مذاب می‌‌‌باشد. اما سرعت امواج طولی P به‌‌‌سرعت در عمق 5150Km تغییر می‌‌‌کند؛ چیزی که به‌‌‌وضوح یک گذار فاز را نشان می‌‌‌دهد. مشخص شده است که هسته‌‌‌ی جامد درونی نسبت به هسته‌‌‌ی بیرونی و گوشته در حال چرخش است.

هسته‌‌‌ی بیرونی، که حدود 31% از جرم زمین را به خود اختصاص داده، لایه‌‌‌ای است داغ و رسانای الکتریکی از آهن و نیکل مایع؛ و حرکات همرفتی در آن به‌‌‌وقوع می‌‌‌پیوندد. در این لایه‌‌‌ی رسانا، جریان‌‌‌های قوی‌‌‌ای وجود دارد، و همین جریان‌‌‌ها مسئول میدان مغناطیسی زمین هستند.

بین هسته‌‌‌ی بیرونی و گوشته‌‌‌ی زیرین، یک لایه‌‌‌ی گذار به ضخامت 200KM وجود دارد. گر چه این لایه‌‌‌ی "D را اغلب جزئی از گوشته‌‌‌ی پایینی در نظر می‌‌‌گیرند ، از ناپیوستگی‌‌‌های زمین‌‌‌لرزه‌‌‌ای بر می‌‌‌آید که ترکیب شیمیایی این لایه باید با گوشته زیرین فرق داشته باشد.

یک گوشته‌‌‌ی سیلیکاتی از عمق 2890Km تا عمق چند ده کیلومتری کشیده شده است. بخش پایین‌‌‌تر از 650Km را اغلب گوشته‌‌‌ی زیرین (Lower Mantle ) می‌‌‌نامند. این لایه حدود 49% جرم را در بر می‌‌‌گیرد و به‌‌‌طور عمده از سیلیسیوم، منیزیم و اکسیژن ساخته شده است؛ البته مقداری آهن، کلسیم و آلومینیوم نیز ممکن است وجود داشته باشد. معدنی‌‌‌های عمده عبارت‌اند از اولیوین (Olovine) و پروکسن (Pyroxene) . تحت فشار، این مواد مانند یک مایع غلیظ و چسبنده، یا یک محیط اَریخت (Amorphous Medium )(بی‌‌‌شکل و نامنظم)، رفتار می‌‌‌کنند؛ چیزی که به جریان‌‌‌هایی آهسته در جهت عمودی منجر می‌‌‌شود.

بین گوشته‌‌‌ بالایی و زیرین، یک لایه‌‌‌ی گذار به ضخامت 250 کیلومتر، یا میان‌‌‌کره (Mesosphere)، وجود دارد. این لایه، منبع ماگمای بازالتی (Basaltic Magma ) است و سرشار از کلسیم و آلومینیوم می‌‌‌باشد. گوشته‌‌‌ی بالایی، که از عمق چند ده کیلومتری شروع و تا عمق 400 کیلومتری امتداد دارد، حدود 10% جرم را شامل می‌‌‌شود. بخشی از گوشته‌‌‌ بالایی، موسوم به سست‌‌‌کره (Asthenosphere ) ، احتمالاً تا حدی مذاب است.

روی گوشته را پوسته‌‌‌ای نازک می‌‌‌پوشاند. ضخامت پوسته (Crust ) تنها 10 تا 70 کیلومتر است. بیش‌ترین ضخامت در زیر رشته کوه‌‌‌های بلند مانند هیمالیا، و کم‌ترین ضخامت زیر بسترهای میان‌‌‌اقیانوسی (Mid-Ocean Basins ) دیده می‌‌‌شود. کشف ناپیوستگی زمین‌‌‌لرزه‌‌‌ای، که مرز بین پوسته و گوشته را نشان می‌‌‌دهد، به سال 1909 توسط دانشمند کروات آندریجا موهورویسیچ (Andrija Mohorovičić )برمی‌‌‌گردد؛ بنابراین امروزه آن‌‌‌را به ناپیوستگی موهو (Moho Discontinuity ) می‌‌‌شناسند.

پوسته‌‌‌ی بازالتی اقیانوسی خیلی جوان است؛ سن بیش‌تر آن کم‌تر از 100 میلیون سال بوده، هیچ جا به بیش از 200 میلیون سال نمی‌‌‌رسد. این پوسته در زمان فعالیت زمین‌‌‌شناختی در پشته‌‌‌های میان‌‌‌اقیانوسی (Mid-Ocean Ridges ) ساخته شده است. پوسته‌‌‌ی قاره‌‌‌ای (Continental Crust ) به‌‌‌طور عمده متشکل از سنگ‌‌‌های بلورین است، بیش‌تر این سنگ‌‌‌ها از جنس کوارتز Sio₂ و فلداسپار (Feldspar) (سیلیکات‌‌‌های با فلز کم) می‌‌‌باشد. با توجه به سبک‌‌‌تر بودن پوسته‌‌‌ قاره‌‌‌ای از پوسته‌‌‌ اقیانوسی (چگالی میانگین به‌‌‌ترتیب عبارت است از 2700Kg m^-3 و 3000Kg m^-3)، قاره‌‌‌ها بر روی دیگر لایه‌‌‌ها شناورند، و در حال حاضر نه خلق می‌‌‌شوند و نه از بین می‌‌‌روند.

بخش سخت و بیرونی زمین (پوسته و بالاترین قسمت گوشته‌‌‌ی بالایی) سنگ‌‌‌کره (Lithosphere )نام دارد. در زیر این لایه، سست‌‌‌کره قرار گرفته است که بخشی از آن مذاب می‌‌‌باشد. استهلاک امواج زمین‌‌‌لرزه در سست‌‌‌کره بیش‌تر از سنگ‌‌‌کره است.

سنگ‌‌‌کره یک لایه‌‌‌ی سختِ یکپارچه نیست، بلکه به بیش از 20 صفحه‌‌‌ی مجزا تقسیم می‌‌‌شود. زمین‌‌‌ساخت صفحه‌‌‌ای (plate tectonics )(رانه قاره‌‌‌ای) انرژی خود را از حرکت مواد در گوشته به‌‌‌دست می‌‌‌آورد. در پشته‌‌‌های میان‌‌‌اقیانوسی، مواد جدید به‌‌‌سمت بالا حرکت کرده، این صفحات زمین‌‌‌ساختی را از هم جدا می‌‌‌کند. پوسته‌‌‌ی جدید اقیانوسی با نرخ 17Km³ در سال تولید می‌‌‌شود. زمین تنها سیاره‌‌‌ای است که فعالیت زمین‌‌‌ساختی بزرگ‌‌‌مقیاس در آن به‌‌‌چشم می‌‌‌خورد. تاریخچه‌‌‌ی این فعالیت را می‌‌‌توان، برای مثال، با استفاده از اطلاعات دیرینه‌‌‌مغناطیسی (Paleomagnetism) مربوط به جهت‌‌‌گیری مغناطیسی سنگ‌‌‌های بلورین مورد مطالعه قرار داد.

در پایان دوره‌‌‌ی پیش‌‌‌کامبرین (Precambrian Era ) ، حدود 700 میلیون سال قبل، بیش از نیمی از قاره‌‌‌ها در کنار هم بوده، قاره‌‌‌ای را به‌‌‌نام گوندوانا می‌‌‌ساختند. این قاره، آفریقا، آمریکای جنوبی، استرالیا و قاره‌‌‌ی قطب جنوب را در بر می‌‌‌گرفت. حدود 350 میلیون سال قبل، گوندوانا (Gondwana) بر روی قطب جنوب بود؛ اما پیش از قطعه‌‌‌قطعه شدن نهایی به‌‌‌سوی استوا حرکت کرد. برخوردهای دوطرفه به ساخت کوه‌‌‌های جدید انجامید. بالاخره در آغاز عصر میانه‌‌‌زیستی حدود 200 میلیون سال قبل، تمام قاره‌‌‌ها به هم پیوسته، یک ابرقاره به نام پانگه‌‌‌آ (Pangaea ) به‌‌‌وجود آوردند.

پس از اندکی، الگوی جریان در پوسته تغییر کرد و پانگه‌‌‌آ به قطعات کوچک‌‌‌تر تقسیم شد. اقیانوس اطلس همچنان در حال بزرگ شدن است، و مواد جدید در پشته‌‌‌های میان‌‌‌اقیانوسی به بالا جریان دارد. آمریکای شمالی با سرعت چند سانتیمتر در سال از اروپا دور می‌‌‌شود (ناخن‌‌‌های شما نیز با همین سرعت رشد می‌‌‌کند). در همین زمان، بخش‌‌‌هایی از صفحه‌‌‌ی اقیانوس آرام در حال ناپدید شدن زیر صفحات دیگر است. زمانی که یک پوسته‌‌‌ی اقیانوسی به زیر یک پوسته‌‌‌ی قاره‌‌‌ای فشرده می‌‌‌شود، ناحیه‌‌‌ای از آتش‌‌‌فشان‌‌‌های فعال به‌‌‌وجود می‌‌‌آید. در نواحی فرورانش (Subduction Zones)، ممکن است که زمین‌‌‌لرزه حتی از عمق 600 کیلومتری نیز سرچشمه گیرد. در پشته‌‌‌های میان‌‌‌اقیانوسی، این عمق تنها چند ده کیلومتر است.

صفحات زمین ساختی. نقطه های روی نقشه، محل زمین لرزه های بیش از 5 ریشتر را بین سال های 1980 تا 1989 نشان می دهند. پیکان ها سرعت ها را نشان می دهد که به وسیله ایستگاه های دائمی مشاهده شده است.

کوه‌‌‌ها از برخورد دو صفحه به‌‌‌وجود می‌‌‌آیند. حدود 45 میلیون سال قبل، از فشار صفحه‌‌‌ی آفریقایی به‌‌‌سمت صفحه‌‌‌ اوراسیایی (Eurasian Plate ) ، رشته کوه آلپ پدید آمد. برخورد صفحه‌‌‌ی هند نیز به تشکیل رشته کوه هیمالیا انجامید. این رشته کوه همچنان در حال رشد است.

بیش‌تر سطح زمین پوشیده از آبی است که از میعان بخار آب فوران‌‌‌های آتش‌‌‌فشانی به‌‌‌وجود آمده است. جو ابتدایی زمین بسیار متفاوت از جو جدید آن بود. برای مثال، هیچ اکسیژنی وجود نداشت. بیش از دو میلیارد سال قبل، زمانی که فرایندهای شیمیایی آلی در اقیانوس‌‌‌ها شروع شد، مقدار اکسیژن به‌‌‌سرعت افزایش یافت (این اکسیژن برای گونه‌‌‌های ابتدایی حیات حکم سم را داشت!). تابش فرابنفش خورشید نیز متان را تجزیه کرد. کربن دی‌‌‌اکسید ابتدایی، هم‌‌‌اکنون به‌‌‌صورت عمده در صخره‌‌‌های کربناتی، مانند سنگ آهک، متمرکز شده است.

طوفان کاترینا در خلیج مکزیک.

اجزای اصلی جو زمین عبارت‌‌‌اند از نیتروژن (77% حجم) و اکسیژن (21%). مقدار اندکی از گازهای دیگر، مانند آرگون، کربن دی‌‌‌اکسید و بخار آب، نیز وجود دارد. ترکیب شیمیایی در لایه‌‌‌ی زیرین جو، موسوم به وردسپهر (Troposphere )(زیرین‌‌‌سپهر)، تغییر نکرده است. بیش‌تر پدیده‌‌‌های اقلیمی در این لایه و تا ارتفاع 8 تا 10 کیلومتری اتفاق می‌‌‌افتد. ارتفاع وردسپهر متغیر است؛ کم‌ترین ارتفاع در قطب‌‌‌ها، و بیش‌ترین آن در استوا می‌‌‌باشد. در استوا، ممکن است ارتفاع به 18Km نیز برسد.

لایه‌‌‌ی بالای وردسپهر، پوشن‌‌‌سپهر (Stratosphere ) نام دارد که تا ارتفاع 60 کیلومتری کشیده شده است. مرز بین وردسپهر و پوشن‌‌‌سپهر را وردْ‌‌‌ایست (Tropopause )(زیرین‌‌‌مرز) می‌‌‌نامند. در وردسپهر دما با سرعت 5 تا 7 کلوین بر کیلومتر کاهش می‌‌‌یابد؛ اما در پوشن‌‌‌سپهر، دما رو به افزایش می‌‌‌گذارد. این افزایش ناشی از جذب تابش خورشیدی به وسیله‌‌‌ی کربن دی‌‌‌اکسید، بخار آب و اوزون است. لایه‌‌‌ی اوزون که سپر محافظ زمین در مقابل تابش فرابنفش است، در ارتفاع 20 تا 25 کیلومتری قرار دارد.

وردسپهر و پوشن‌‌‌سپهر، در مجموع، 99% هوا را در خود جای داده‌‌‌اند. پوشن‌‌‌ایست (Stratopause ) در ارتفاع 50 تا 60 کیلومتری، پوشن‌‌‌سپهر را از میان‌‌‌سپهر (Mesosphere ) جدا می‌‌‌کند.

میان‌‌‌سپهر تا ارتفاع 85 کیلومتری امتداد دارد. در این لایه، دوباره دما کاهش می‌‌‌یابد و در ارتفاع 80 تا 90 کیلومتری، در میان‌‌‌ایست (Mesopause )، به کمینه‌‌‌ی حدود 95- درجه سانتی گراد می‌‌‌رسد. با توجه به جذب انرژی از خورشید، بیش‌تر مواد شیمیایی در میان‌‌‌سپهر در حالت برانگیخته قرار دارند.

در بالای میان‌‌‌ایست، گرم‌‌‌سپهر (Thermosphere ) قرار گرفته که تا ارتفاع 500 کیلومتری کشیده شده است. در اینجا دما با ارتفاع افزایش می‌‌‌یابد و در ارتفاع 500Km ممکن است به بیش از 1200 درجه سانتی گراد برسد. گاز به شکل یک پلاسمای کاملاً یونیده است؛ بنابراین، لایه‌‌‌ی بالای میان‌‌‌ایست را گاهی یون‌‌‌سپهر نیز می‌‌‌نامند.

در ارتفاعات کم‌تر از 150Km، چگالی هوا به اندازه‌‌‌ای است که شهاب‌‌‌واره‌‌‌ها بر اثر اصطکاک سوخته، خاکستر می‌‌‌شوند. این قسمت نقش مهمی در ارتباطات رادیویی ایفا می‌‌‌کند، چرا که امواج رادیویی به‌‌‌وسیله‌‌‌ی یون‌‌‌سپهر بازتابش می‌‌‌شوند. پدیده‌‌‌ی شفق قطبی نیز در قسمت بالایی یون‌‌‌سپهر اتفاق می‌‌‌افتد.

در ارتفاع 500Km، گرم‌‌‌سپهر در برون‌‌‌سپهر (Exosphere ) ادغام می‌‌‌شود. آنجا فشار هوا از بهترین خلأهای آزمایشگاهی نیز بسیار پایین‌‌‌تر است.

میدان مغناطیسی زمین از جریان‌‌‌های درون هسته به‌‌‌وجود می‌‌‌آید. میدان تقریباً دوقطبی است، اما ناپایداری‌‌‌های موضعی و گذرای بسیاری نیز وجود دارد. میانگین شدت میدان نزدیک به استوا ^5-10 ×3.1 تسلا است (0.31 گاوس). دوقطبی نسبت به محور زمین 11 درجه کج است، اما راستای آن به‌‌‌تدریج با زمان تغییر می‌‌‌کند. به علاوه در یک میلیون سال گذشته، قطب شمال و جنوب مغناطیسی چندین بار جای خود را عوض کرده‌‌‌اند.<ref name="multiple">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۴]</ref>

پدیده های جوی زمین

یکی از معروف‌‌‌ترین پدیده‌‌‌های جوی رنگین‌‌‌کمان است که از شکست نور به‌‌‌وسیله‌‌‌ی قطرات آب به‌‌‌وجود می‌‌‌آید. شعاع قوس رنگین‌‌‌کمان حدود 41 درجه و پهنای آن 1.7 درجه است. مرکز کمان در سمت مقابل خورشید (یا هر منبع دیگر نور) قرار دارد. وقتی که نور درون یک قطره‌‌‌ی آب می‌‌‌شکند، به‌‌‌ یک طیف تجزیه می‌‌‌شود. در این حالت، رنگ قرمز در لبه‌‌‌ی بیرونی و رنگ آبی در لبه‌‌‌ی درونی قرار دارد. ممکن است نور دو بار درون یک قطره بشکند که نتیجه‌‌‌ی آن، یک رنگین‌‌‌کمان ثانویه بیرون از رنگین‌‌‌کمان ابتدایی است. در رنگین‌‌‌کمان دوم، ترتیب رنگ‌‌‌ها برعکس قبل است و شعاع آن 52 درجه می‌‌‌باشد. نور ماه نیز می‌‌‌تواند رنگین‌‌‌کمان تولید کند که معمولاً خیلی ضعیف و بی‌‌‌رنگ است؛ چرا که چشم انسان قادر نیست رنگ‌‌‌ها را در یک جسم کم‌‌‌نور تشخیص دهد.

پرونده:Halo around moon.jpg

هاله ماه

یک هاله زمانی پیش می‌‌‌آید که نور ماه یا خورشید از کریستال‌‌‌های یخ موجود در جو منعکس شود. رایج‌‌‌ترین هاله، کمان یا دایره‌‌‌ای 22 درجه‌‌‌ای اطراف ماه یا خورشید می‌‌‌باشد. معمولاً هاله به رنگ سفید است، اما گاهی رنگ‌‌‌های روشن را نیز می‌‌‌توان دید. یک شکل رایج دیگر، لُب‌‌‌های کناری ((Side Lobes است که در ارتفاع خورشید، ولی با فاصله‌‌‌ی 22 درجه از آن قرار دارد. دیگر شکل‌‌‌های هاله چندان رایج نمی‌‌‌باشد. بهترین آب و هوا برای هاله زمانی است که ابرهای پرسا (Cirrus) ، پرساپوشنی (Cirrostratus) ، یا یک مه یخی در آسمان وجود دارد.
ابرهای ناکتیلوسنت پدیده‌‌‌ای رقیق و شبه ابر در ارتفاع تقریباً 80 کیلومتری است. این ابرها از ذراتی به قطر کم‌تر از یک میکرون تشکیل شده‌‌‌اند و تنها زمانی دیده می‌‌‌شوند که خورشید (که زیر افق است) آن‌ها را روش می‌‌‌کند. مناسب‌‌‌ترین شرایط در عرض‌‌‌های شمالی و در طی شب‌‌‌های تابستان پیش می‌‌‌آید، یعنی زمانی که خورشید تنها چند درجه زیر افق قرار دارد.

آسمان شب هرگز به‌‌‌طور مطلق تیره نیست. یک دلیل آن (علاوه بر آلودگی نوری) هوادرخش (airglow) است، یعنی نوری که از مولکول‌‌‌های برانگیخته‌‌‌ی هوا ساطع می‌‌‌گردد. بیش‌تر تابش در محدوده‌‌‌ی فروسرخ قرار دارد، اما، برای مثال، خط ممنوعه‌‌‌ی اکسیژن در 558nm نیز شناسایی شده است.

پرونده:Polarlicht 2.jpg

پدیدهٔ شفق قطبی در گرینلند.

در شفق‌‌‌های قطبی به‌‌‌وضوح همان خط سبزرنگ اکسیژن دیده می‌‌‌شود. این پدیده در ارتفاع 80 تا 300 کیلومتری رخ می‌‌‌دهد. شفق‌‌‌ها را به‌‌‌طور عمده در عرض‌‌‌های نسبتاً بالای شمالی یا عرض‌‌‌های جنوبی می‌‌‌توان دید؛ چرا که میدان مغناطیسی زمین، ذرات بارداری را که از خورشید می‌‌‌رسند به سمت قطب‌‌‌های مغناطیسی می‌‌‌راند. آلاسکا و شمال اسکاندیناوی بهترین نقاط برای تماشای شفق قطبی است. گاهی شفق‌‌‌های قطبی را تا عرض 40درجه نیز دیده‌‌‌اند. آن‌ها معمولاً سبزرنگ، یا زرد و سبز، هستند، اما شفق‌‌‌های قرمزرنگ نیز دیده شده است. شفق‌‌‌های قطبی بیش‌تر به شکل کمان جلوه می‌‌‌کنند که در این‌‌‌صورت، اغلب کم‌‌‌رنگ و بی‌‌‌حرکت‌‌‌اند؛ و یا به‌‌‌صورت کمربندهایی فعال‌‌‌تر، که ممکن است دارای پرتوهایی عمودی باشند که به‌‌‌سرعت تغییر می‌‌‌کند.
شهاب‌‌‌ها دانه‌‌‌های کوچک شن هستند، با وزنی از چند میکروگرم تا چند گرم، که به جو زمین برخورد می‌‌‌کنند. به‌‌‌دلیل اصطکاک، این ذرات داغ شده، در ارتفاع 100 کیلومتری افروخته می‌‌‌شوند. 20 تا 40 کیلومتر پایین‌‌‌تر، دانه به‌‌‌طور کامل سوخته و خاکستر شده است. معمولاً شهاب، کم‌تر از یک ثانیه عمر می‌‌‌کند. شهاب‌‌‌های خیلی روشن را آتش‌‌‌گوی می‌‌‌نامند (قدر کوچک‌‌‌تر از 2-). برخی از سنگ‌‌‌های بزرگ‌‌‌تر ممکن است حتی به سطح زمین نیز برسند.<ref name="multiple">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۵]</ref>

ماه

نزدیک‌‌‌ترین همسایه‌‌‌ی ما در فضا ماه است. بر روی ماه، مناطق تاریک و روشن را می‌‌‌توان حتی با چشم غیرمسلح نیز دید. به دلایل تاریخی، نقاط تاریک را دریاها یا ماریا می‌‌‌نامند. نقاط روشن‌‌‌تر، زمین‌‌‌های بلندتر است. البته ماریا هیچ چیز مشترکی با دریاهای زمینی ندارد، چرا که اصلاً آبی در ماه نیست. حتی با یک دوربین دوچشمی یا تلسکوپ کوچک، می‌‌‌توان دهانه‌‌‌های بی‌‌‌شماری را دید که از برخورد شهاب‌‌‌سنگ به‌‌‌وجود آمده‌‌‌اند. فقدان جو، آتش‌‌‌فشانی، و فعالیت زمین‌‌‌شناختی، به حفظ این ظاهر کمک می‌‌‌کند.

نقشه ای از سطح ماه. این نقشه از تصویر چند تصویر که به وسیله فضاپیمای کلمنتین در سال 1994 گرفته شد، فراهم آمده است. مناطق وسیعی از ماریا در طرف نزدیک ماه، در مرکز تصویر، دیده می شود. این در حالی است که سمت دور کاملا فاقد ماریا است.

ماه بهترین جسم شناخته‌‌‌شده پس از زمین است. در سال 1969 و در مأموریت آپولو 11، نخستین انسان پا بر روی ماه گذاشت. بیش از 2000 نمونه، به وزن 382Kg، در شش پرواز آپولو جمع‌‌‌آوری شد. به علاوه، فضاپیمای بدون سرنشین شوروی، لونا (Luna)، حدود 310 گرم از خاک ماه را جمع‌‌‌آوری کرده، به زمین آورد. تجهیزاتی را که فضانوردان آپولو روی ماه نصب نمودند، تا هشت سال کار می‌‌‌کرد. این تجهیزات عبارت بودند از چندین لرزه‌‌‌نگار که وظیفه‌‌‌ی ثبت زلزله‌‌‌های ماه و برخورد شهاب‌‌‌سنگ‌‌‌ها را بر عهده داشتند، و بازتابنده‌‌‌های لیزری انفعالی (غیرفعال) که اندازه‌‌‌گیری‌‌‌های دقیق فاصله‌‌‌ی ماه تا زمین را ممکن ساختند. این بازتابنده‌‌‌ها همچنان در اندازه‌‌‌گیری‌‌‌های فاصله تا ماه، موسوم به LLR) Lunar laser ranging)، مورد استفاده قرار می‌‌‌گیرند.

فضانورد آپولو 17، هاریسون اشمیت در سال 1972 بر روی ماه.

اندازه‌‌‌گیری‌‌‌های زلزله‌‌‌سنجی و گرانی‌‌‌سنجی، اطلاعاتی بنیادی پیرامون ساختار درون ماه در اختیار ما قرار داده است. زلزله‌‌‌های ماه در عمق 800 تا 1000 کیلومتری رخ می‌‌‌دهد، بسیار عمیق‌‌‌تر از زمین‌‌‌لرزه، و از زلزله‌‌‌های زمینی خیلی ضعیف‌‌‌تر است. بیش‌تر لرزه‌‌‌ها در مرز بین گوشته‌‌‌ی جامد، سنگ‌‌‌کره، و سست‌‌‌کره اتفاق می‌‌‌افتد . امواج عرضی S نمی‌‌‌توانند به سست‌‌‌کره نفوذ کنند، و این دلالت بر این دارد که حداقل قسمتی از آن مذاب می‌‌‌باشد. دست کم تعدادی از زلزله‌‌‌های ماه را نیروهای کشندی به‌‌‌وجود می‌‌‌آورد، چرا که بیش‌تر آن‌‌‌ها در زمان اوج یا حضیض مداری ماه به‌‌‌دور زمین رخ می‌‌‌دهد.

ساختار ماه که به طور مبالغه آمیز رسم شده است.

مدارگردهای ماه توده‌‌‌هایی از جرم متراکم را موسوم به Mascon در زیر ماریا مشاهده کرده‌‌‌اند. این‌ها توده‌‌‌هایی بازالتی هستند که پس از برخوردهای عظیمی که به تولید ماریا انجامید، شکل گرفته‌‌‌اند. در طول چند میلیارد سال بعد، حفره‌‌‌ها در چند مرحله به‌‌‌وسیله‌‌‌ی جریان‌‌‌های مواد مذاب پر شده‌‌‌اند. این فرایند را می‌‌‌توان، برای مثال، در منطقه‌‌‌ی دریای ایمبریوم دید. حدود چهار میلیارد سال قبل، زمانی که بمباران‌‌‌های شهاب‌‌‌سنگی بسیار سنگین‌‌‌تر از امروز بود، دریاهای بزرگ به‌‌‌وجود آمدند. در سه میلیارد سال اخیر، آرامش نسبی حکم‌‌‌فرما بوده و اتفاق بزرگی رخ نداده است.

مرکز جرم ماه 2.5Km از مرکز هندسی آن فاصله دارد. دلیل این جابه‌‌‌جایی، صفحات بزرگ بازالتی به‌‌‌ضخامت 20 تا 30 کیلومتر زیر دریاهای بزرگ است. به علاوه، ضخامت پوسته متغیر است و در طرف دور ماه به حدود 100Km می‌‌‌رسد. در طرف نزدیک، ضخامت پوسته حدود 60Km می‌‌‌باشد.

چگالی میانگین ماه 3400Kgm-3 است که با چگالی گدازه‌‌‌های بازالتی زمین قابل مقایسه می‌‌‌باشد. سطح ماه را لایه‌‌‌ای از خاک به همراه تخته‌‌‌سنگ‌‌‌های پراکنده پوشانده است. این ساختار را سنگ‌‌‌پوشه می‌‌‌نامند. آنچه در این پوشش به چشم می‌‌‌خورد، ناشی از برخورد شهاب‌‌‌سنگ‌‌‌ها و انفجار‌های پس از آن است. در هیچ جایی نمی‌‌‌توان سطح نخستین را دید. برآورد می‌‌‌شود که ضخامت سنگ‌‌‌پوشه ماه دست کم به چند ده متر برسد. در همه جای ماه می‌‌‌توان نوع ویژه‌‌‌ای صخره را موسوم به برکسیا یافت. از برخورد شهاب‌‌‌سنگ‌‌‌ها، خرده‌‌‌های مختلف سنگ در کنار هم قرار گرفته، جوش می‌‌‌خورند و این نوع صخره را به‌‌‌وجود می‌‌‌آورند.

ماریا به‌‌‌صورت عمده از بازالت تیره ساخته شده است؛ ماده‌‌‌ای که از سرد شدن سریع جریان‌‌‌های پرجرم گدازه به‌‌‌وجود می‌‌‌آید. بیش‌تر نقاط مرتفع را آنورتوزیت تشکیل می‌‌‌دهد که نوعی سنگ آذرین است. اگر گدازه‌‌‌ با سرعت کم‌تری نسبت به مورد بازالت سرد شود، این نوع صخره به‌‌‌وجود می‌‌‌آید. این نشان می‌‌‌دهد که صخره‌‌‌های ماریا و ارتفاعات، با سرعت مختلفی از حالت مذاب سرد شده‌‌‌اند و تحت شرایط متفاوتی شکل گرفته‌‌‌اند.

اطلاعات به‌‌‌دست آمده از دو فضاپیمای لونار پروسپکتور و کلمنتین وجود یخِ آب را در دو قطب شمال و جنوب ماه نشان می‌‌‌دادند. بر اساس این اطلاعات، احتمالاً یخِ تقریباً خالص آب در زیر سنگ‌‌‌پوشه خشک مدفون است. تمرکز یخ، در ژرفای دره‌‌‌های عمیق و حفره‌‌‌هایی است که به‌‌‌صورت دایم در سایه قرار دارند و دما زیر 100 کلوین می‌‌‌باشد.

ماه هیچ‌‌‌گونه میدان مغناطیسی سراسری ندارد. در برخی از سنگ‌‌‌ها بقایایی از مغناطیس دیده می‌‌‌شود که نشان می‌‌‌دهد احتمالاً ماه در ابتدا دارای میدان مغناطیسی سراسری بوده است. بدون جو و میدان مغناطیسی، باد خورشیدی می‌‌‌تواند مستقیماً به سطح ماه برسد. یون‌‌‌های باد خورشیدی در سنگ‌‌‌پوشه‌‌‌ی ماه جا خوش کرده‌‌‌اند. از این رو نمونه‌‌‌های جمع‌‌‌آوری شده در سفرهای آپولو از اهمیت ویژه‌‌‌ای در مطالعه‌‌‌ی باد خورشیدی برخوردارند.

هنوز با اطمینان نمی‌‌‌دانیم ماه چگونه به‌‌‌وجود آمده است. البته علیرغم تصور برخی، ماه در قسمت اقیانوس آرام از زمین جدا نشده است. اقیانوس آرام، سنی کم‌تر از 200 میلیون سال دارد و در نتیجه‌‌‌ی رانه‌‌‌ی قاره‌‌‌ای شکل گرفته است. به علاوه، ترکیب شیمیایی خاک ماه با مواد زمینی فرق دارد.

اخیراً این نظریه مطرح شده که ماه در مراحل ابتدایی تشکیل زمین، زمانی که تعداد زیادی پیش‌‌‌سیاره در حال چرخش به‌‌‌دور خورشید بودند، به‌‌‌وجود آمده است. از برخورد جسمی هم اندازه‌‌‌ی مریخ به کنار زمین، مقادیر زیادی از سنگ و قطعات دیگر زمین به فضا پرتاب شد. سپس بخشی از این مواد دور هم جمع شده، ماه را به‌‌‌وجود آوردند. با این نظریه می‌‌‌توان تفاوت‌‌‌های دیده شده در ترکیب شیمیایی کنونی زمین و ماه، جهت‌‌‌گیری و تحول مدار ماه، و چرخش نسبتاً سریع زمین به‌‌‌دور خود را توضیح داد.<ref name="multiple">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۶]</ref>

مریخ

پرونده:Mars and Syrtis Major - GPN-2000-000923.jpg

مریخ، با قطری تنها نصف زمین، دورترین سیاره‌‌‌ی زمین‌سان از خورشید است. از درون تلسکوپ، مریخ چون قرصی قرمزرنگ، با نقاطی تیره و کلاهک‌‌‌های قطبی سفید، دیده می‌‌‌شود. با تغییر فصل‌‌‌های مریخ، کلاهک‌‌‌های قطبی کوچک و بزرگ می‌‌‌شوند؛ و این نشان می‌‌‌دهد که آن‌ها از یخ درست شده‌‌‌اند. تصور بر این بود که نقاط تیره‌‌‌تر، پوشش‌‌‌های گیاهی باشد. در پایان قرن نوزدهم، یک ستاره‌‌شناس ایتالیایی به‌‌‌نام جووانی اسکیاپارلی ادعا کرد که روی مریخ آب‌‌‌راه‌‌‌هایی وجود دارد.

در آمریکا، ستاره‌‌شناس سیاره‌‌‌ای معروف، پرسیوال لاول ، به مطالعه‌‌‌ی کانال‌‌‌ها پرداخت و حتی کتابی را در این زمینه منتشر کرد. در ادبیات داستان‌‌‌های علمی نیز مریخی‌‌‌ها بسیار شهرت داشتند. امروزه خبری از کانال‌‌‌ها نیست. به نظر می‌‌‌رسد یک توهم اپتیکی، منشأ خطوط مستقیمی بوده‌‌‌اند که کانال نام گرفتند. در نهایت، نخستین تصاویر واضح به وسیله‌‌‌ی مارینر 4 در سال 1965، خوش‌‌‌بینانه‌‌‌ترین امیدها را نیز پیرامون حیات مریخی به ناامیدی کشاند. فضاپیماهای بعدی، جزئیات بیش‌تری را از این سیاره آشکار نمودند.

مریخ یک سیاره‌‌‌ی بیرونی است، یعنی بهترین و راحت‌‌‌ترین زمان مشاهده‌‌‌ی آن وقتی است که در نزدیکی زمین می‌‌‌باشد. این رویداد در هنگام مقابله رخ می‌‌‌دهد، زمانی که سیاره در تمام شب بالای افق قرار دارد.

محور چرخش مریخ 25 درجه نسبت به دایرة‌البروج کج است؛ تقریباً برابر با کجی محور زمین. یک شبانه روز مریخی، تنها نیم ساعت طولانی‌‌‌تر از شبانه روز زمین است. مدار مریخ به‌‌‌شکل قابل‌‌‌توجهی بیضوی است؛ در نتیجه در نقطه‌‌‌ی زیر‌‌‌خورشیدی، تفاوت دما در اوج و حضیض به حدود 30 درجه سانتی گراد می‌‌‌رسد. این موضوع تأثیر شگرفی بر آب و هوا دارد. گهگاه طوفان‌‌‌های عظیمی از غبار را می‌‌‌توان در مریخ دید. معمولاً این طوفان‌‌‌ها در زمان حضیض مریخ آغاز می‌‌‌شود. گرم شدن سطح به تغییرات وسیع دمایی منجر شده، بادهای شدیدی را به دنبال دارد. غباری که به‌‌‌وسیله‌‌‌ی باد به حرکت درآمده است، گرمای بیش‌تری جذب می‌‌‌کند و در نهایت، طوفانی از غبار تمام سیاره را می‌‌‌پوشاند. سرعت باد از 100ms^-1 تجاوز می‌‌‌کند.

دو تصویر از مریخ که توسط نقشه بردار سراسری مریخ گرفته شده اند. تصویر راست منطقه آتشفشانی تارسیس، والیس مارینریس و کلاهک زمستانی قطب جنوب را نشان می دهد. تصویر چپ همان مناطق را همراه با طوفان های غباری نشان می دهد که جزئیات را پوشانده اند.

95% از جو مریخ را کربن دی‌‌‌اکسید تشکیل می‌‌‌دهد؛ تنها 2% به نیتروژن و 0.1 تا 0.4% آن به اکسیژن اختصاص دارد. جو سیاره بسیار خشک است؛ به‌‌‌طوری که اگر تمام رطوبت آن بر روی سطح سیاره جمع شود، ضخامت لایه‌‌‌ی آب کم‌تر از 0.1 میلی‌متر خواهد بود. حتی همین مقدار اندک بخار آب برای آنکه هر از گاهی ابرهای نازک یا مه تشکیل شود، کافی است.

فشار هوا تنها 5 تا 8 میلی‌‌‌بار است. علیرغم فرار بخشی از جو مریخ، به‌‌‌نظر نمی‌‌‌رسد که در گذشته هم از جو غلیظی برخوردار بوده است. با وجود این، جو نخستین مریخ تا اندازه‌‌‌ای به جو ابتدایی زمین شباهت داشته است. تقریباً تمام کربن دی‌‌‌اکسید آن در ساخت صخره‌‌‌های کربناتی مورد استفاده قرار گرفت. به‌‌‌دلیل فقدان پدیده‌‌‌ای شبیه به زمین‌‌‌ساخت صفحه‌‌‌ای در مریخ، این کربن دی‌‌‌اکسید نتوانست مانند زمین به جو مریخ بازگردد. بنابراین، اثر گلخانه‌‌‌ای در آنجا بسیار کوچک‌‌‌تر از زمین است.

در همان تصاویر ابتدایی، دهانه‌‌‌ها قابل تشخیص بودند. نیم‌‌‌کره‌‌‌ی جنوبی به‌‌‌صورت ویژه، به‌‌‌وسیله‌‌‌ی دهانه‌‌‌ها مشخص شده است، چیزی که نشان می‌‌‌دهد هنوز سطح ابتدایی را می‌‌‌توان در آنجا دید. بزرگ‌‌‌ترین دهانه‌‌‌های برخوردی عبارت‌‌‌اند از هِلاس و آرجیری به قطر 2000 کیلومتر . از طرف دیگر، نیم‌‌‌کره‌‌‌ی شمالی پر است از بسترهای وسیع گدازه‌‌‌ای و کوه‌‌‌های آتشفشان.در اینجا سطح سیاره جوان‌‌‌تر از نیم‌‌‌کره‌‌‌ی جنوبی است. بزرگ‌‌‌ترین آتشفشان، قله‌‌‌ی اولیمپوس ، بیش از 20Km از سطح زمین مجاور خود بالاتر بوده، قطر پایه‌‌‌ی آن به حدود 600Km می‌‌‌رسد.

نقشه عارضه نگاشتی از مریخ. برجسته‌ترین ویژگیهای قابل مشاهده عبارتند از آتشفشان های بزرگ سپری در نیمکره شمالی و ژرف دره والیس مارینریس با بیش از 3000 کیلومتر طول و ارتفاعی که در برخی نقاط به 8 کیلومتر می رسد.

آتش فشان ها، دهانه های برخوردی، رودها. الف) قله اولیمپوس ب)دهانه های برخوردی کوچک و تپه های شنی در دشت ایسیدیس ج) سه مجموعه بزرگ دره ای در شرق دشت های هیلاس که احتمالا از طغیان های گسترده آب به وجود آمده اند ولی سن آنها مشخص نیست. عمق دره ها حدود یک کیلومتر و پهنای آن 10 تا 40 کیلومتر است.

هیچ آتشفشان فعالی در مریخ وجود ندارد. دشت‌‌‌های شبیه به دریا در مریخ، سنی مشابه ماریا در ماه دارند، یعنی حدود سه میلیارد سال. در همان سه میلیارد سال قبل، فعالیت آتشفشانی در دشت‌‌‌ها و نقاط مرتفع متوقف شد، اما آتشفشان‌‌‌های سپری غول پیکر، بسیار جوان‌‌‌ترند و احتمالاً سن آن‌ها بیش‌تر از یک تا دو میلیارد سال نیست. به‌‌‌نظر می‌‌‌رسد که سن جوان‌‌‌ترین جریان گدازه‌‌‌ای در قله‌‌‌ی اولیمپوس کم‌تر 100 میلیون سال باشد. هیچ‌ نوع پدیده‌‌‌ی زمین‌‌‌ساخت صفحه‌‌‌ای در مریخ دیده نمی‌‌‌شود. رشته کوهی در آنجا وجود ندارد، و هیچ الگوی سراسری آتشفشانی نیز مشاهده نمی‌‌‌گردد.

چندین ژرف‌‌‌دره (Canyon )وجود دارد که بزرگ‌‌‌ترین آن‌ها والس مارینریس است. طول آن 5000Km، پهنای آن 200Km، و عمق آن حدود 6Km است. در مقایسه با والس مارینریس، ژرف‌‌‌دره‌‌‌ی بزرگ (Grand canyon؛ تنگه‌ای در کنار رود کولورادو در ایالت آریزونای آمریکا) تنها یک خراش سطحی است.

بستر قدیمی رودها آنقدر کوچک‌‌‌اند که از زمین دیده نمی‌‌‌شوند. این بسترها را نیز به‌‌‌وسیله‌‌‌ی فضاپیما کشف کردند. احتمالاً رودها اندکی پس از تشکیل خود مریخ به‌‌‌وجود آمدند، یعنی زمانی که مقدار زیادی آب وجود داشت و فشار و دمای جو بالاتر بود. در حال حاضر، دما و فشار هوا پایین‌‌‌تر از آن است که آب آزاد وجود داشته باشد؛ هر چند گمانه‌‌‌هایی مبنی بر چرخه‌‌‌های آب و هوای گرم در تاریخ اخیر سیاره نیز وجود دارد. هم‌‌‌اکنون دمای میانگین زیر 50- درجه سانتی گراد است و در یک روز گرم تابستانی، دما ممکن است در نزدیکی استوا به صفر درجه هم نزدیک شود. بیش‌تر آب در لایه‌‌‌هایی دایماً منجمد به ضخامت چند کیلومتر، زیر سطح و در کلاهک‌‌‌های قطبی قرار دارد. این نظریه در سال 2002 مورد تأیید قرار گرفت، زمانی که فضاپیمای اودیسه‌‌‌ی مریخ مخزنی بزرگ از یخِ آب زیرسطحی را در ناحیه‌‌‌ای وسیع نزدیک قطب جنوب کشف کرد. در آنجا، یخ در عمق یک متری با خاک مخلوط شده است. در سال 2004، دو مریخ‌‌‌نورد روح و فرصت ، کانی‌‌‌هایی چون هماتیت و گوتیت را کشف کردند که وجود آب مایع بر سطح مریخ را ثابت می‌‌‌کرد. البته هنوز معلوم نیست که آب مایع در چه دوره‌‌‌ای وجود داشته است.

کلاهک‌‌‌های قطبی متشکل است از یخِ آب و کربن دی‌‌‌اکسید. کلاهک شمالی تقریباً مستقل از فصول است و تا عرض 70 درجه امتداد دارد. از طرف دیگر، کلاهک جنوبی که در زمستان تا عرض 60- درجه کشیده می‌‌‌شود، تقریباً به‌‌‌صورت کامل در تابستان ناپدید می‌‌‌گردد. کلاهک جنوبی به‌‌‌طور عمده از یخ کربن دی‌‌‌اکسید درست شده است. بخش‌‌‌های دایمی به یخِ آب معمولی اختصاص دارد، چرا که دمای 73- درجه سانتی گراد برای یخِ CO₂ بیش از حد بالا است. ضخامت لایه‌‌‌های یخ آب ممکن است به صدها متر برسد.

مناطق تیره ربطی به پوشش‌‌‌ گیاهی ندارد، بلکه دلیل آن، غبار سستی است که به‌‌‌وسیله‌‌‌ بادهای قوی جابه‌‌‌جا می‌‌‌شود. باد این غبار را تا ارتفاعات جو بالا برده، رنگ آسمان مریخ را قرمز می‌‌‌کند. فضاپیماهای فرود آمده بر مریخ، سطحی سنگ‌‌‌پوش و قرمز رنگ را، با تخته‌‌‌سنگ‌‌‌های پراکنده، نشان داده‌‌‌اند. دلیل عمده‌‌‌ی رنگ قرمز، زنگار آهن یا اکسید آهن است. پیش از این، در دهه‌‌‌ی 1950، از راه اندازه‌‌‌گیری‌‌‌های قطبش‌‌‌سنجی وجود لیمونیت را دریافته بودند. تحلیلِ در محل نشان داد که خاک شامل 13% آهن و 21% سیلیسیوم است. فراوانی گوگرد نیز 10 برابر زمین می‌‌‌باشد.

تصویر 360 درجه که در سال 1997 توسط سطح نشین مریخی پتفایندر گرفته شد. مریخ نورد سوجورنر در وسط تصویر دیده می‌شود.

درون مریخ به‌‌‌خوبی شناخته شده نیست. احتمالاً مریخ یک هسته‌‌‌ی چگال با شعاع تقریبی 1700Km دارد، به همراه یک گوشته‌‌‌ی صخره‌‌‌ای مذاب که متراکم‌‌‌تر از گوشته‌‌‌ی زمین است، و یک پوسته‌‌‌ی نازک. ضخامت پوسته در نیم‌‌‌کره‌‌‌ جنوبی به 80Km می‌‌‌رسد، ولی در نیم‌‌‌کره‌‌‌ی شمالی تنها حدود 35Km است. چگالی میانگین پایین مریخ نسبت به دیگر سیارات زمین‌سان نشان می‌‌‌دهد که احتمالاً علاوه بر آهن، بخش نسبتاً زیادی از هسته را گوگرد به خود اختصاص داده است.

در سال 1997، نقشه‌‌‌بردار سراسری مریخ وجود یک میدان ضعیف مغناطیسی را تأیید کرد. احتمالاً این میدان، به‌جامانده از یک میدان سراسری پیشین است که هم‌‌‌اکنون ناپدید شده است. این میدان به‌‌‌صورت ضمنی نشانه‌‌‌های مهمی را از ساختار درونی مریخ ارائه می‌‌‌کند. هیچ جریان الکتریکی که به تولید یک میدان مغناطیسی بینجامد، وجود ندارد؛ بنابراین، دست کم بخشی از هسته ممکن است جامد باشد.

در سال 1976، دو سطح‌‌‌نشین وایکینگ (Viking) روی مریخ فرود آمدند. آنها در سه آزمایش زیست‌‌‌شناختی به دنبال نشانه‌‌‌هایی از حیات بودند. هر چند هیچ ترکیب آلی یافت نشد، اما از این آزمایش‌‌‌های زیست‌‌‌شناختی نتایجی غیرمنتظره به‌‌‌دست آمد. بررسی دقیق‌‌‌تر نتایج هیچ‌گونه حیاتی را نشان نمی‌‌‌داد، اما چندین واکنش شیمیایی غیرمعمول مشاهده شد.

مریخ دو قمر دارد، فوبوس و دیموس. ابعاد تقریبی فوبوس به کیلومتر عبارت است از 19 * 21 * 27. دوره تناوب مداری این قمر به‌‌‌دور مریخ تنها 7 ساعت و 39 دقیقه می‌‌‌باشد. در آسمان مریخ، فوبوس از غرب طلوع کرده، در مشرق غروب می‌‌‌کند. دیموس، با ابعاد 11 * 12 * 15 کیلومتر، کوچک‌‌‌تر است. حفره‌‌‌هایی بر روی هر دو قمر وجود دارد. نتایج نورسنجی و قطبش‌‌‌سنجی نشان می‌‌‌دهد که آن‌ها از موادی شبیه به شهاب‌‌‌‌‌‌سنگ‌‌‌های کندریت کربن‌‌‌دار ساخته شده‌‌‌اند. <ref name="multiple">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۷]</ref>

دو قمر مریخ. سمت راست دیموس و سمت چپ فوبوس است.

مشتری

پرونده:Jupiter by Cassini-Huygens.jpg

قلمرو سیاره‌‌‌های زمین‌سان در کمربند سیارکی پایان می‌‌‌پذیرد. خارج از آن، فراوانی نسبی عناصر فرّار بیش‌تر است و هنوز سیاره‌‌‌های غول، ترکیب ابتدایی سحابی خورشیدی را در خود حفظ کرده‌‌‌اند. اولین و بزرگ‌‌‌ترین این سیاره‌‌‌ها مشتری است با جرمی معادل 2.5 برابر مجموع جرم تمام سیاره‌‌‌های دیگر؛ یعنی حدود 0.001 جرم خورشید. عمده‌‌‌ی این سیاره را هیدروژن و هلیوم تشکیل می‌‌‌دهد. فراوانی نسبی این عناصر تقریباً شبیه به خورشید، و چگالی نیز از همان مرتبه است، یعنی 1330Kgm^-3.

در هنگام مقابله، قطر زاویه‌‌‌ای مشتری به "50 می‌‌‌رسد. کمربند‌‌‌های تیره (Belt) و نواحی روشن (Zone) را می‌‌‌توان حتی با یک تلسکوپ کوچک نیز دید . این‌ها نوارهایی هستند به‌‌‌صورت ابر و به‌‌‌موازات استوای مشتری. معروف‌‌‌ترین ویژگی مشتری لکه‌‌‌ی سرخ بزرگ ( Great Red Spot ) است؛ یک تندباد بزرگ با چرخشی در خلاف جهت عقربه‌‌‌های ساعت، که هر شش روز یک بار به‌‌‌دور خود می‌‌‌چرخد. این لکه را نخستین بار جیووانی کاسینی (Giovanni Cassini ) در سال 1655 کشف کرد. علیرغم گذشت چندین قرن از کشف این لکه، هنوز سن واقعی آن معلوم نیست.

پرونده:Great Red Spot From Voyager 1.jpg

لکه سرخ بزرگ مشتری و چندین بیضوی در اطراف آن.

مشتری با دَورانی سریع، هر 9 ساعت و 55 دقیقه و 29.7 ثانیه یک بار دور خود می‌‌‌چرخد. این دوره تناوب، که آن‌‌‌را از روی تغییر میدان مغناطیسی تعیین کرده‌‌‌اند، سرعت بخش‌‌‌های درونی مشتری را منعکس می‌‌‌کند، یعنی جایی که میدان مغناطیسی زاده می‌‌‌شود. همان‌طور که احتمالاً انتظار داشته‌‌‌اید، مشتری مانند یک جسم صلب رفتار نمی‌‌‌کند. دوره تناوب چرخشی ابرها در مناطق قطبی حدود پنج دقیقه طولانی‌‌‌تر از استوا است. به‌‌‌دلیل چرخش سریع، مشتری شکلی غیر کروی دارد و تخت‌شدگی آن 1/15 است.

احتمالاً یک هسته‌‌‌ی آهنی-نیکلی در مرکز مشتری وجود دارد. به‌‌‌نظر می‌رسد جرم هسته چند ده برابر جرم زمین باشد. این هسته را لایه‌‌‌ای از هیدروژن فلزی مایع احاطه کرده است که در آن، دما به بیش از 10000K و فشار به سه میلیون اتمسفر می‌‌‌رسد. در این فشار هولناک، هیدروژن به اتم‌‌‌های جدا تجزیه می‌‌‌شود؛ و این حالتی ناشناخته در محیط‌‌‌های معمولی آزمایشگاهی است. در این حالت غیرمعمول، هیدروژن ویژگی‌‌‌های زیادی را از خود بروز می‌‌‌دهد که ویژه‌‌‌ی فلزات می‌‌‌باشد. این لایه که رسانای الکتریکی است، یک میدان مغناطیسی قوی را به‌‌‌وجود می‌‌‌آورد. نزدیک‌‌‌تر به سطح، جایی که فشار کم‌تر است، هیدروژن شکل مولکولی معمولی خود را بازمی‌‌‌یابد. در بالا، اتمسفری غلیظ به ضخامت 1000Km وجود دارد.

ترکیب و شرایط جو مشتری را به‌‌‌صورت دقیق به‌‌‌وسیله‌‌‌ی فضا‌‌‌پیما اندازه گرفته‌‌‌اند. در سال 1995، زمانی که فضاپیمای گالیله، کاوشگر خود را به درون جو مشتری رها کرد، یک سری مشاهداتِ در محل به‌‌‌دست آمد. کاوشگر، قبل از مچاله شدن تحت فشار، یک ساعت دوام آورد و نخستین اندازه‌‌‌گیری‌‌‌های مستقیم را از جو مشتری انجام داد.

کمربندها و نواحی، آرایش‌‌‌هایی پایدار از ابر هستند. پهنا و رنگ آن‌ها ممکن است با زمان تغییر کند، اما الگوی نیمه‌‌‌منظم را می‌‌‌توان تا عرض 50 درجه دید. رنگ مناطق قطبی نزدیک به رنگ کمربندها است. کمربندها قرمز یا قهوه‌‌‌ای هستند و حرکت گاز درون آن‌ها به‌‌‌سمت پایین است. در نواحی سفید، گاز به‌‌‌سمت بالا جریان دارد. در نواحی، نسبت به کمربندها، ابرها اندکی در ارتفاع بالاتر قرار دارند و دمای آن‌ها پایین‌‌‌تر است. در امتداد نواحی و کمربندها، بادهای قوی یا جریان‌‌‌های جت‌‌‌مانند می‌‌‌وزد. سرعت باد در برخی نقاط بالای جو به 150ms^-1 می‌‌‌رسد. بر اساس اندازه‌‌‌گیری‌‌‌های کاوشگر گالیله، سرعت باد در لایه‌‌‌های پایین ابرها می‌‌‌تواند به 500ms^-1 برسد. این نشان می‌‌‌دهد که محرک بادها در لایه‌‌‌های پایین‌‌‌تر جو، شار خروجیِ انرژی درونی است، نه گرمای خورشید.

رنگ لکه سرخ بزرگ به رنگ کمربندها شباهت دارد. گاهی اوقات تقریباً بی‌‌‌رنگ است، اما هیچ نشانه‌‌‌ای از ضعف نشان نمی‌‌‌دهد. پهنای این لکه 14000Km است و طول آن به 30 تا 40 هزار کیلومتر می‌‌‌رسد. تعدادی لکه‌‌‌ی کوچک‌‌‌تر سفید و قرمز نیز روی مشتری دیده می‌‌‌شود، اما معمولاً عمر آن‌ها از چند سال فراتر نمی‌‌‌رود.

در عمق اتمسفر، نسبت هلیوم به هیدروژن شبیه به خورشید است. آنچه از فضاپیمای گالیله به‌‌‌دست آمد نشان می‌‌‌داد که فراوانی هلیوم بسیار بیش‌تر از مقدار برآورد شده بود؛ و این یعنی اینکه پدیده‌‌‌ی تفریق در مورد هلیوم چندان قابل توجه نبود. به عبارت دیگر، بر خلاف آنچه از نتایج اولیه انتظار داشتیم، هلیوم به‌‌‌درون سیاره فرو نمی‌‌‌رفت. ترکیبات دیگری که در جو یافت شدند عبارت‌اند از متان، اتان و آمونیاک. دما در بالای ابرها حدود 130K است.

مشتری دو برابر گرمایی را که از خورشید دریافت می‌‌‌کند، تابش می‌‌‌نماید. این گرما، باقی‌‌‌مانده‌‌‌ی انرژی آزاد شده در انقباض گرانشی در زمان تشکیل سیاره است. بنابراین، هنوز مشتری به‌‌‌تدریج در حال سرد شدن است. همرفت، گرمای درونی را به بیرون منتقل می‌‌‌کند. این موضوع جریان‌‌‌هایی را در هیدروژن فلزی پدید می‌‌‌آورد و به تولید میدان مغناطیسی قوی می‌‌‌انجامد.

الف) این تصویر که توسط فضاپیمای کاسینی گرفته شده، حباب ذرات باردار را که در مغناطیس سپهر به تله افتاده اند، نشان می دهد. ب) تصویر بسته تلسکوپ فضایی هابل ار یک شفق قطبی در مشتری. این تصویر بیضی اصلی شفق را نشان می دهد که مرکز آن روی قطب شمال مغناطیسی است. همچنین گسیل های پراکنده از درون کلاهک قطبی به چشم می خورد.

حلقه‌‌‌ مشتری در سال 1979 کشف شد. هاله‌‌‌ی درونیِ چنبره‌‌‌مانند، بین 92000 تا 122500 کیلومتر از مرکز مشتری فاصله دارد و شامل غباری است که از حلقه‌‌‌ی اصلی به سمت سیاره سقوط می‌‌‌کند. حلقه‌‌‌ی اصلی از مرز هاله تا حدود 128940 کیلومتری، درست درون مدار قمر ادراستیا (Adrastea) کشیده شده است. ذرات این حلقه، با ابعاد تنها چند میکرون، کوچک هستند، و بازده آن‌ها در پخش نور به‌‌‌سمت جلو بسیار بیش‌تر از به‌‌‌سمت عقب است. از این رو، این ذرات را تا قبل از عبور وُیجر (Voyager) از کنارشان کشف نکرده بودند. حلقه‌‌‌ای که از چنین ذرات ریزی درست شده است نمی‌‌‌تواند پایدار باشد، و پیوسته باید ماده‌‌‌ی جدید به حلقه وارد شود. منبع احتمالی قمر آیو می‌‌‌باشد.

تصویری از حلقه مشتری توسط فضاپیمای گالیله. این تصویر زمانی که زمین در سایه مشتری قرار داشت و با چرخش به سمت خورشید گرفته شده است. حلقه های مشتری از سه قسمت تشکیل شده است: حلقه نازک بیرونی، یک هاله چنبره شکل درونی و حلقه پهن اصلی. این حلقه ها از ذراتی به اندازه غبار درست شده اند و از آیو سرچشمه می گیرند، یا اینکه از قمرهای نزدیک و بر اثر برخوردهای کوچک جدا می شوند.

دو حلقه‌‌‌ی ضعیف بیرونی، طبیعتی نسبتاً یکپارچه دارند. حلقه درونی‌تر، از مدار ادراستیا شروع و تا مدار آمالتیا (Amalthea ) در 181000 کیلومتری کشیده شده است. حلقه‌‌‌ی ضعیف‌‌‌تر بیرونی تا مدار تبه (Thebe ) در 221000 کیلومتری امتداد دارد.

حلقه‌‌‌ها و اقمار مشتری درون یک کمربند تابشی شدید، متعلق به میدان مغناطیسی مشتری، قرار دارند. مغناطیس‌‌‌سپهر، بسته به شدت باد خورشیدی، سه تا هفت میلیون کیلومتر به‌‌‌سمت خورشید امتداد می‌یابد. در سمت مقابل، مغناطیس‌‌‌سپهر دست کم تا فاصله‌‌‌ی 750 میلیون کیلومتری کشیده شده است، یعنی تا پشت مدار زحل.

مشتری یک منبع قوی رادیویی است. گسیل رادیویی آن‌‌‌را می‌‌‌توان به سه مؤلفه تقسیم کرد: تابش گرمایی میلی‌متری و سانتیمتری، تابش غیرگرمایی دسی‌متری، و تابش فورانی دکامتری. گسیل غیرگرمایی از همه جالب‌‌‌تر است. قسمتی از آن به‌‌‌صورت تابش سنکروترون است که الکترون‌‌‌های نسبیتی در مغناطیس‌‌‌سپهر مشتری آن‌‌‌را تولید کرده‌‌‌اند. شدت آن به‌‌‌صورت هم‌‌‌فاز با چرخش مشتری تغییر می‌‌‌کند؛ بنابراین، از این گسیل رادیویی می‌‌‌توان برای تعیین دقیق سرعت چرخش مشتری استفاده کرد. فوران‌‌‌های دکامتری به موقعیت درونی‌ترین قمر بزرگ، یعنی آیو، ارتباط دارد؛ و احتمالاً به وسیله‌‌‌ی جریان الکتریکی میلیون آمپری، که بین مشتری و چنبره‌‌‌ی پلاسما در مدار آیو مشاهده می‌‌‌شود، تولید می‌‌‌گردد.

تا ابتدای سال 2006، مشتری 63 قمر شناخته شده داشت . چهار قمر بزرگ آن، آیو، اروپا، گانیمد و کالیستو (Io, Europa, Ganymede and Callisto )، به افتخار گالیله که آن‌ها را در سال 1610 کشف کرد، قمرهای گالیله‌‌‌ای نام دارند. این قمرها را می‌‌‌توان حتی با یک دوربین دوچشمی نیز دید. آن‌ها به‌‌‌اندازه‌‌‌ی ماه یا حتی سیاره‌‌‌ی عطارد هستند. قمرهای دیگر کوچک‌‌‌اند و قطر بیش‌تر آن‌ها تنها چند کیلومتر می‌‌‌باشد.

به‌‌‌دلیل نیروهای کشندی، مدارهای آیو، اروپا و گانیمد در یک تشدید قفل شده است، به‌‌‌طوری که طول جغرافیایی آن‌ها، λ، دقیقاً در رابطه‌‌‌ی زیر صدق می‌‌‌کند:

از این رو اگر از مشتری به این قمرها نگریسته شود، هرگز در یک راستا قرار نمی‌‌‌گیرند .

الف) قمرهای گالیله‌ای مشتری. از چپ به راست: آیو، اروپا، گانیمد و کالیستو. ب) سطح اروپا ج) سطح آیو د) سطح کالیستو ه) سطح گانیمد

آیو نزدیک‌‌‌ترین قمر گالیله‌‌‌ای به مشتری است؛ اندکی بزرگ‌‌‌تر از ماه می‌‌‌باشد، با سطحی‌‌‌ پر از کالدرا، که آتشفشان‌‌‌هایی است بدون کوه . ماده‌‌‌ی مذاب تا ارتفاع 250Km به بالا پرتاب شده، بخشی از گاز به مدار آیو وارد می‌‌‌شود. فعالیت آتش‌‌‌فشانی در آیو بسیار قوی‌‌‌تر از زمین است. مشتری، توده‌‌‌ای از یک کشند دایمی 100 متری را در آن بالا می‌‌‌آورد. به‌‌‌دلیل اختلالات مداری ناشی از اروپا و گانیمد، مدار آیو کمی بیضوی است؛ از این رو سرعت مداری آن تغییر می‌‌‌کند. توده‌‌‌ی کشندی ناچار است نسبت به سطح جابه‌‌‌جا شود. اصطکاک ناشی از این حرکت، گرما تولید می‌‌‌کند. این گرما، ترکیبات گوگردی را زیر سطح رنگارنگ آیو، مذاب نگه می‌‌‌دارد. اثری از حفره‌‌‌های برخوردی به‌‌‌چشم نمی‌‌‌خورد. کل سطح جدید است، و به‌‌‌صورت پیوسته به‌‌‌وسیله‌‌‌ی فوران‌‌‌های آتش‌‌‌فشانی تازه نگه‌‌‌داشته می‌‌‌شود. هیچ آبی در آیو وجود ندارد.

کوچک‌‌‌ترین قمر گالیله‌‌‌ای، اروپا، اندکی کوچک‌‌‌تر از ماه است. سطح این قمر را یخ پوشانده است و سپیدایی هندسی آن به 0.6 می‌‌‌رسد. سطح آن صاف است و تنها چند عارضه با ارتفاع بیش از 100 متر وجود دارد. به‌‌‌نظر می‌‌‌رسد بیش‌تر علایم سطحی، ویژگی‌هایی ناشی از سپیدایی، با ارتفاع خیلی کوتاه باشد. تنها چند دهانه‌‌‌ی برخوردی یافت شده است، و این نشان می‌‌‌دهد که سطح این قمر جوان می‌‌‌باشد. سطح به‌‌‌وسیله‌‌‌ی آب تازه‌‌‌ای که قطره‌‌‌قطره از اقیانوس درونی نشت می‌‌‌کند، تجدید می‌‌‌شود. فضاپیمای گالیله یک میدان مغناطیسی خیلی ضعیف را کشف کرده است. این میدان با گذر قمر از میان میدان مغناطیسی مشتری به‌‌‌صورت دوره‌‌‌ای تغییر می‌‌‌کند. این نشان می‌‌‌دهد که یک ماده‌‌‌ی رسانا زیر سطح اروپا قرار دارد. به احتمال زیاد، این ماده یک اقیانوس شور است که ممکن است عمق آن به 100Km برسد. در مرکز اروپا، یک هسته‌‌‌ی سیلیکاتی جامد وجود دارد.

گانیمد با قطر 5300Km ، بزرگ‌‌‌ترین قمر در منظومه شمسی است. این قمر حتی از سیاره‌‌‌ی عطارد نیز بزرگ‌‌‌تر است. تراکم دهانه‌‌‌ها بر روی سطح آن متفاوت است؛ و این نشان می‌‌‌دهد که مناطق مختلف، سن متفاوتی دارند. بخشی از سطح گانیمد، با تعداد زیادی حفره‌‌‌ تیره‌‌‌رنگ، بسیار قدیمی است؛ و مناطق تا حدی جوان‌‌‌تر، پر است از شیار و پشته. منشأ این عوارض، زمین‌‌‌ساختی است؛ هر چند جزئیات آن همچنان ناشناخته می‌‌‌باشد. حدود 50% جرم این قمر را آب و یخ تشکیل می‌‌‌دهد، و نیم دیگر به سیلیکات (صخره) اختصاص دارد. بر خلاف کالیستو، گانیمد دچار تفریق شده است: یک هسته‌‌‌ی کوچک آهنی یا آهنی-گوگردی که یک گوشته‌‌‌ از سیلیکات صخره‌‌‌ای آن‌‌‌را احاطه کرده است و پوسته‌‌‌ای از یخ (یا آب مایع) روی آن قرار دارد. گانیمد دارای یک میدان مغناطیسی ضعیف است.

دورترین قمر بزرگ، کالیستو می‌‌‌باشد. این قمر، با سپیدایی هندسی کم‌تر از 0.2، تیره است. به نظر نمی‌‌‌رسد که کالیستو تفریق شده باشد و تنها به سمت مرکز، یک افزایش جزیی از صخره وجود دارد. حدود 40% کالیستو را یخ تشکیل می‌دهد و 60% دیگر به صخره و آهن تعلق دارد. دهانه‌‌‌های برخوردی، سطح قدیمی و کهن آن‌‌‌را گلوله‌‌‌باران کرده‌‌‌اند و هیچ فعالیت زمین‌‌‌ساختی در آن دیده نمی‌‌‌شود. با وجود این، چند فرایند متأخرتر وجود داشته است، چرا که بیش‌تر دهانه‌‌‌های کوچک محو شده‌‌‌اند و دهانه‌‌‌های قدیمی فرو ریخته‌‌‌اند.

قمرهایی را که تاکنون شناخته شده‌‌‌اند می‌‌‌توان به دو گروه گسترده تقسیم کرد:

• قمرهای منظم ، شامل قمرهای گالیله‌‌‌ای و قمرهای ریزی که داخل مدار آن‌ها قرار دارند.
• قمرهای نامنظم، شامل آن‌هایی که خارج از مدار قمرهای گالیله‌‌‌ای قرار گرفته‌‌‌اند.

مدار گروه نخست نسبت به استوای مشتری، کم‌تر از یک درجه کج است. مدار بیش‌تر قمرهای خارجی کشیده، یا پس‌‌‌رونده، و یا کشیده و پس‌‌‌رونده است. ممکن است این‌ها سیارک‌‌‌هایی باشند که به‌‌‌چنگ مشتری افتاده‌‌‌اند.<ref name="multiple">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۸]</ref>

زحل

پرونده:Saturn-cassini-March-27-2004.jpg

زحل دومین سیاره‌‌‌ بزرگ منظومه شمسی است. قطر آن حدود 120000Km ، یعنی 10 برابر قطر زمین، و جرم آن 95 برابر جرم زمین می‌‌‌باشد. چگالی آن کم‌تر از آب و تنها 700Kg m^-3 است. محور چرخش آن نسبت به صفحه‌‌‌ی مداری، 27 درجه کج است؛ بنابراین در هر 15 سال، قطب شمال یا جنوب آن به‌‌‌خوبی مشاهده می‌‌‌شود .

فضاپیمای وُیجر در سال 1981، بر اساس تغییرات دوره‌‌‌ای میدان مغناطیسی، دوره تناوب چرخشی را 10 ساعت و 39.4 دقیقه تعیین کرد. اما فضاپیمای کاسینی در سال 2004، این دوره تناوب را 10 ساعت و 45 دقیقه به‌‌‌دست آورد. دلیل این تغییر معلوم نیست. به‌‌‌دلیل این چرخش سریع، زحل تخت شده است، چیزی که با یک تلسکوپ کوچک نیز به‌‌‌راحتی دیده می‌‌‌شود. مقدار تخت‌شدگی برابر است با 1/10.

زحل و حلقه های آن.

ساختمان درونی زحل به مشتری شباهت دارد. به‌‌‌دلیل اندازه‌‌‌ی کوچک‌‌‌تر آن، لایه‌‌‌ی هیدروژن فلزی به ضخامت این لایه در مشتری نیست. تابش گرمایی زحل، 2.8 برابر شار ورودی از خورشید است. گرمای اضافه از تفریق هلیوم سرچشمه می‌‌‌گیرد. اتم‌‌‌های هلیوم به‌‌‌تدریج به درون سیاره فرو می‌‌‌روند و انرژی پتانسیل آزاد شده به‌‌‌صورت یک تابش گرمایی تابیده می‌‌‌شود. فراوانی هلیوم در جو زحل، تنها نصف مشتری است.

در زحل نیز شبیه به مشتری، بادهای قوی، یا جریان‌‌‌های جت‌‌‌مانند، وجود دارد؛ اما زحل به اندازه‌‌‌ی مشتری رنگارنگ نیست. از زمین، زحل مانند یک قرص زردرنگ، بدون هیچ جزئیات آشکار، دیده می‌‌‌شود. مشخصه‌‌‌های ابرها در زحل کم‌تر از مشتری است؛ چرا که یک غبار ، متشکل از هیدروژن، آمونیاک و متان، روی قله‌‌‌ی ابرها شناور است. به علاوه، زحل نسبت به مشتری در فاصله‌‌‌ی دورتری از خورشید قرار دارد؛ بنابراین سهم انرژی آن متفاوت است.

بالای ابرها، دما به 94K می‌‌‌رسد. نزدیک استوا، سرعت باد از 400ms^-1 تجاوز می‌‌‌کند، و جهت باد تا عرض 40درجه از استوا یکسان باقی می‌‌‌ماند. این سرعت بالا را نمی‌‌‌توان با گرمای ناشی از خورشید توجیه کرد و دلیل آن شار گرمای درونی است.

برجسته‌‌‌ترین مشخصه‌‌‌ی زحل، سامانه‌‌‌ی حلقه‌‌‌های باریک آن است که در صفحه‌‌‌ی استوای آن قرار دارد. حلقه‌‌‌های زحل را حتی با یک تلسکوپ کوچک می‌‌‌توان دید. این حلقه‌‌‌ها را گالیله در سال 1610 دیده بود؛ اما پس از 45 سال، کریستین هویگنس دریافت که برخلاف تصور گالیله، آن‌ها واقعاً حلقه هستند، و نه دو حباب با رفتار عجیب ! در سال 1857، جیمز کلرک ماکسول به‌‌‌صورت نظری نشان داد که حلقه‌‌‌ها نمی‌‌‌توانند یکپارچه و جامد بوده، باید از ذرات ریز تشکیل شده‌‌‌ باشند.

ساختار حلقه های زحل

حلقه‌‌‌ها از یخ آب معمولی درست شده‌‌‌اند؛ با اندازه‌‌‌هایی از میکرون گرفته تا قطعاتی به‌‌‌بزرگی کامیون. بیش‌تر ذرات در محدوده‌‌‌ی چند سانتیمتر تا چند متر هستند. پهنای این سامانه‌‌‌ی حلقوی بیش از 60000Km است (تقریباً برابر با شعاع زحل) و ضخامت آن که در بیشینه به 100 متر می‌‌‌رسد، تنها چند متر است. فضاپیمای کاسینی، اکسیژن مولکولی را نیز در اطراف حلقه‌‌‌ها کشف کرد، که احتمالاً نتیجه‌‌‌ی تجزیه‌‌‌ی یخ آب موجود در حلقه‌‌‌ها است.

بر پایه‌‌‌ی مشاهدات زمینی، حلقه‌‌‌ها به سه بخش تقسیم می‌‌‌شوند که برای سادگی آن‌ها را با حروف A، B و C نشان می‌‌‌دهند. پهنای حلقه‌‌‌ی درونی C به 17000Km می‌‌‌رسد، و از ماده‌‌‌ی بسیار رقیقی تشکیل شده است. البته درون این حلقه نیز موادی وجود دارد (که با D نشان می‌‌‌دهند)، و غباری از ذرات ممکن است تا بالای ابرهای زحل کشیده شده باشد.

حلقه‌‌‌ی B روشن‌‌‌ترین حلقه است. پهنای کلی آن به 26000Km می‌‌‌رسد. البته این حلقه به هزاران حلقه‌‌‌ی باریک تقسیم شده است که تنها به‌‌‌وسیله‌‌‌ی فضاپیما می‌‌‌توان آن‌ها را دید. از زمین، این حلقه کم و بیش یکپارچه به‌‌‌نظر می‌‌‌رسد. بین A و B یک فاصله‌‌‌ی 3000 کیلومتری وجود دارد که به شکاف کاسینی شناخته می‌‌‌شود. برخلاف آنچه در گذشته تصور می‌‌‌شد، این شکاف کاملاً خالی نیست؛ کاوشگرهای فضایی وُیجر، مقداری ماده و حتی چند حلقه باریک در آن یافته‌‌‌اند.

حلقه‌‌‌ی A نیز به حلقه‌‌‌های کوچک‌‌‌تر تقسیم شده است، اما نه به همان وضوح حلقه‌‌‌ی B. نزدیک به لبه‌‌‌ی بیرونی این حلقه، یک شکاف باریک، اما آشکار، وجود دارد که آن‌‌‌را شکاف اِنکه می‌‌‌نامند. به‌‌‌دلیل وجود «قمر شبان » در حدود 800 کیلومتری خارج از این حلقه، لبه‌‌‌ی بیرونی بسیار تیز است. این قمر، از گسترش مواد حلقه به مدارهای بزرگ‌‌‌تر جلوگیری می‌‌‌کند. این احتمال وجود دارد که ظاهر حلقه‌‌‌ی B ناشی از قمرهای کوچکی در حلقه باشد که هنوز کشف نشده‌‌‌اند.

حلقه‌‌‌ی F که در سال 1979 کشف شد، حدود 3000Km خارج از حلقه‌‌‌ A قرار دارد. پهنای این حلقه تنها چند صد کیلومتر است. در دو طرف حلقه یک قمر شبان وجود دارد . این شبان‌‌‌ها از گسترش حلقه جلوگیری می‌‌‌کنند. یک قمر داخلی، زمانی که از کنار یک ذره از حلقه عبور می‌‌‌کند، آن ذره را به مدار بزرگ‌‌‌تر می‌‌‌راند. به همین صورت، قمر دیگر در لبه‌‌‌ی بیرونی حلقه، ذرات را به داخل می‌‌‌فشارد. نتیجه اینکه حلقه باریک می‌‌‌ماند.

خارج از حلقه‌‌‌ی F، ناحیه‌‌‌هایی با مواد بسیار پراکنده وجود دارد، که گاهی آن‌ها را با حلقه‌‌‌های G و E می‌‌‌شناسند. این نواحی، صرفاً اجتماعی از ذرات ریز است.

احتمالاً حلقه‌‌‌های زحل همراه با خود سیاره به‌‌‌وجود آمده‌‌‌اند، نه اینکه بقایای یک فاجعه‌‌‌ی کیهانی، مانند یک قمر متلاشی شده، باشند. در مجموع، جرم حلقه‌‌‌ها 7-10 برابر جرم زحل است. اگر تمام ذرات حلقه‌‌‌ها دور هم جمع می‌‌‌شدند، یک توپ یخی را به‌‌‌قطر 600Km می‌‌‌ساختند.

تا اواخر سال 2006، 56 قمر زحل شناسایی شده است . بسیاری از قمرهای بزرگ زحل را فضاپیماهای پیونیر 11 و وُیجر 1 و 2 کشف کرده‌‌‌اند. قمرهای بزرگ، به‌‌‌استثنای تیتان ، به‌‌‌طور عمده از یخ ساخته شده‌‌‌اند. دمای سحابی نخستین در فاصله‌‌‌ی زحل به‌‌‌قدری پایین بود که اجسامی از یخ خالص می‌‌‌توانستند تشکیل شده، باقی بمانند.

قمرهای زحل. الف) هیپریون ب) انسلادوس ج) یاپتوس د) تتیس ه) تصویر راداری از عرض شمالی تیتان. لکه های سیاه احتمالا دریاچه هایی ازمتان هستند.

برخی از قمرها از نظر دینامیکی جالب‌‌‌اند، و برخی یک گذشته‌‌‌ی نامتعارف زمین‌‌‌شناختی دارند. خارج از حلقه‌‌‌ی F، دو قمر کوچک اپیمتیوس و ژانوس ، تقریباً در یک مدار، قرار دارند. اختلاف نیم‌‌‌قطر بزرگ مدار این دو حدود 50Km است، یعنی کم‌تر از شعاع این قمرها. قمر درونی‌‌‌تر به قمر خارجی نزدیک‌‌‌ می‌‌‌شود، ولی هرگز برخوردی رخ نخواهد داد؛ چرا که سرعت قمر درونی افزایش یافته، به‌‌‌سمت بیرون حرکت می‌‌‌کند. در همین اثنا، سرعت قمر بیرونی کاهش یافته، به‌‌‌سمت داخل می‌غلتد. این دو قمر، تقریباً هر چهار سال یک بار، جای خود را عوض می‌‌‌کنند. چندین قمر شبان، مانند اطلس، پرومتیوس و پاندورا نیز وجود دارد که حلقه‌‌‌ها را در جای خود نگه می‌‌‌دارد. کشش جاذبه‌‌‌ی این قمرها، ذرات حلقه‌‌‌ها را از پراکنده شدن باز می‌‌‌دارد.

داخلی‌‌‌ترین قمر قدیمی، میماس است. یک حفره‌‌‌ی بزرگ بر سطح میمیاس به قطر 100Km و عمق 9Km وجود دارد. حفره‌‌‌های بزرگ‌‌‌تری نیز در منظومه شمسی وجود دارد، اما نسبت به سیاره‌‌‌ی مادر، این بزرگ‌‌‌ترین حفره‌‌‌ی ممکنی است که می‌‌‌تواند وجود داشته باشد (در غیر این‌‌‌صورت، حفره از خود میماس بزرگ‌‌‌تر بود). در سمت مقابل حفره، طرف دیگر قمر، شیارهایی دیده می‌‌‌شود؛ چیزی که ممکن است نشان دهد که میماس بر اثر ضربه، به دو قسمت پاره شده است.

سطح قمر دیگر، انسلادوس، از یخ تقریباً خالص تشکیل شده و یک طرف آن نسبتاً بدون حفره است. در نیم‌‌‌کره‌‌‌ دیگر، حفره‌‌‌ها و شیارهایی را می‌‌‌توان یافت. نیروهای کشندی منجر به فعالیت آتشفشانی می‌‌‌شود؛ و آب، و نه گدازه یا ماده‌‌‌ی داغ دیگری، به سطح قمر رانده می‌‌‌شود.

تیتان بزرگ‌‌‌ترین قمر زحل بوده، با قطر 5150Km ، اندکی کوچک‌‌‌تر از قمر مشتری گانیمد می‌‌‌باشد. تیتان تنها قمر با یک جو متراکم است. جو آن را به‌‌‌صورت عمده، نیتروژن (98%) و متان تشکیل می‌‌‌دهد، و فشار در سطح، بین 1.5 تا 2bar است. دما حدود 90K می‌‌‌باشد. ابرهای قرمز رنگ حدود 200Km بالاتر از سطح جامد، سطح مرئی قمر را می‌سازند. اندازه‌‌‌گیری‌‌‌ها و تصاویر کاوشگر هویگنس که در سال 2005 روی تیتان فرود آمد، دریاچه‌‌‌هایی از متان مایع را نشان نمی‌‌‌داد. با وجود این، اطلاعات راداری مدارگرد کاسینی در سال 2006، وجود این دریاچه‌‌‌ها را قویاً تأیید می‌‌‌کند. یک دلیل مستقل بر وجود مایع در گذشته‌‌‌ی نه چندان دور، چندین عارضه‌‌‌ی سطحی است که احتمالاً بر اثر جریان مایع به‌‌‌وجود آمده است.<ref name="multiple">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۹]</ref>

اورانوس

پرونده:Uranus2.jpg

ستاره‌‌ شناس آماتور معروف انگلیسی-آلمانی، ویلیام هرشل ، اورانوس را در سال 1781 کشف کرد. در ابتدا خود هرشل فکر می‌‌‌کرد که این جسم جدید یک دنباله‌‌‌دار است. اما سرعت بسیار کند آن نشان داد که این جسم فراتر از مدار زحل قرار دارد. بر اساس مشاهدات اولیه، ستاره‌‌شناس فنلاندی آندرس لکسل یک مدار دایره‌‌‌ای برای آن به دست آورد. او از نخستین کسانی بود که پیشنهاد کرد که جسم تازه کشف شده یک سیاره است. یوهان بُده از رصدخانه‌‌‌ی برلین، نام اورانوس را پیشنهاد کرد؛ اما بیش از پنج دهه گذشت تا این نام به اتفاق آراء مورد قبول واقع شد.

فاصله‌‌‌ی میانگین اورانوس 19AU، و دوره تناوب مداری آن 84 سال است. کجی محور چرخش، با تفاوت کلی نسبت به سایر سیارات، 98درجه می‌‌‌باشد. به‌‌‌دلیل همین هندسه‌‌‌ی غیرمتعارف، قطب‌‌‌ها برای ده‌‌‌ها سال در تاریکی یا روشنایی قرار دارند. بر اساس اندازه‌‌‌گیری‌‌‌های مغناطیس‌‌‌سنجی وُیجر 2 در سال 1986، دوره تناوب چرخشی آن 17.3 ساعت است. تا پیش از عبور این فضاپیما، دوره تناوب دقیق معلوم نبود.

از درون تلسکوپ، اورانوس سبزرنگ است. رنگ آن ناشی از نوارهای جذبی قوی متان در فروسرخ نزدیک می‌‌‌باشد. بخشی از نور قرمز نیز جذب می‌‌‌شود، و بخش آبی و سبز طیف دست‌‌‌ نخورده باقی می‌‌‌ماند. ویژگی به‌‌‌خصوصی در اورانوس دیده نمی‌‌‌شود، چرا که ابرهای آن در زیر یک غبار یا دود غلیظ قرار گرفته‌‌‌اند.

تاریکی لبه‌‌‌ در این سیاره به قدری قوی است که تعیین اندازة آن از زمین مشکل می‌‌‌باشد. از این رو تا سال 1977، شعاع دقیق آن مشخص نبود. در این سال و در جریان یک اختفای ستاره‌‌ای به‌‌‌وسیله‌‌‌ی اورانوس، شعاع آن تعیین شد. کشف حلقه‌‌‌های اورانوس نیز در همین اختفا روی داد .

عقیده بر این است که ساختمان درونی اورانوس با دیگر سیاره‌‌‌های غول فرق دارد. روی هسته‌‌‌ی صخره‌‌‌ای آن، لایه‌‌‌ای از آب (و آمونیاک و متان) قرار گرفته است، و آن‌‌‌را نیز گوشته‌‌‌ای از هیدروژن و هلیوم احاطه می‌‌‌کند. در آنجا و تحت فشار زیاد، مخلوط آب، آمونیاک و متان به یون تبدیل می‌‌‌شوند. رفتار این مخلوط بیش‌تر به نمک مذاب شبیه است تا آب. جریان‌‌‌های همرفتی در این محیط رسانای الکتریکی، میدان مغناطیسی اورانوس را پدید می‌‌‌آورد. قدرت این میدان در قله‌‌‌ی ابرها، قابل مقایسه با میدان زمین است. اما اورانوس بسیار بزرگ‌‌‌تر از زمین است، از این رو شدت واقعی میدان 50 برابر میدان زمین می‌‌‌باشد. میدان مغناطیسی اورانوس، 60 درجه نسبت به محور چرخش آن کج است. در هیچ سیاره‌‌‌ی دیگری، این مقدار کجی برای میدان مغناطیسی دیده نمی‌‌‌شود.

در سال 1977 و در زمان یک اختفای ستاره‌‌ای، حلقه‌‌‌های اورانوس کشف شد. در این رویداد، قبل و بعد از اختفای اصلی، اختفاهای ثانویه‌‌‌ای ملاحظه گردید. در مجموع 13 حلقه شناسایی شده است که نُه‌‌‌تای آن در زمان اختفا کشف شد. درونی‌‌‌ترین حلقه، پهن و پراکنده است. تمام حلقه‌‌‌های دیگر، با پهنای تنها چند صد متر یا چند کیلومتر، تیره و خیلی باریک می‌‌‌باشند. داده‌‌‌های به‌‌‌دست آمده از وُیجر 2 نشان داد که حلقه‌‌‌ها، برخلاف حلقه‌‌‌های مشتری و زحل، مقدار بسیار کمی غبار را در بر می‌‌‌گیرند. اندازه‌‌‌ی میانگین ذرات موجود در حلقه‌‌‌ها، بیش از یک متر است. این ذرات از هر ماده‌‌‌ی شناخته شده‌‌‌ی دیگری در منظومه شمسی تیره‌‌‌ترند؛ دلیل این تیرگی هنوز معلوم نیست.

تا سال 2007، تعداد قمرهای اورانوس به 27 قمر می‌‌‌رسید که 10تای آن‌ها را وُیجر 2 کشف کرد. تاریخ زمین‌‌‌شناختی برخی از قمرها گیج کننده است؛ و مشخصه‌‌‌های زیادی را می‌‌‌توان یافت که یادآور یک گذشته‌‌‌ی فعال هستند.

چهار قمر اورانوس .بالا سمت چپ: میراندا بالا سمت راست: آریل پایین سمت چپ: تیتانیا پایین سمت راست: امبریل

درونی‌‌‌ترین قمر بزرگ، میراندا ، یکی از عجیب‌‌‌ترین اجسامی است که تاکنون کشف شده است. در این قمر، چندین آرایش زمین‌‌‌شناختی که در دیگر جاها نیز یافت شده‌‌‌اند، به صورت مخلوط دیده می‌‌‌شود؛ به علاوه‌‌‌ی آرایش‌‌‌هایی کاملاً منحصر به فرد به شکل V. ممکن است ظاهر فعلی میراندا، نتیجه‌‌‌ی یک برخورد گسترده باشد که به متلاشی شدن قمر انجامید؛ سپس برخی از تکه‌‌‌ها به‌‌‌صورت وارونه کنار هم قرار گرفته‌‌‌اند. یک جسم عجیب دیگر، قمر اُمبریل است. این جسم به خانوادة رو به گسترش «اجسام تیره‌‌‌ی غیرعادی»، مانند حلقه‌‌‌های اورانوس و یک طرف قمر یاپتوس و دنباله‌‌‌دار هالی ، تعلق دارد. سطح تیره‌‌‌ی اُمبریل پوشیده از حفره است، بدون هیچ ردپایی از فعالیت زمین‌‌‌شناختی. <ref name="multiple">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۱۰]</ref>

نپتون

پرونده:Neptune.jpg

تا آغاز قرن نوزدهم، مدار اورانوس را به‌‌‌خوبی شناخته بودند. یا وجود این برخی اختلالات نامعلوم، اورانوس را از مدار پیش بینی شده برای آن جابه‌‌‌جا می‌‌‌کرد. بر اساس همین اختلالات، جان آدامز از کمبریج و اوربین لِوریه از پاریس ، به‌‌‌صورت مستقل، محل سیاره‌‌‌ی ناشناخته را که موجب اختلال می‌‌‌شد، پیش‌‌‌بینی کردند.

این سیاره را در سال 1846، یوهان گاله در رصدخانه برلین کشف کرد. محل سیاره تنها یک درجه با پیش‌‌‌بینی لِوریه اختلاف داشت. این کشف جر و بحث داغی را برانگیخت، مبنی بر اینکه افتخار کشف متعلق به کیست؛ چرا که محاسبات آدامز خارج از رصدخانه‌‌‌ی کمبریج منتشر نشده بود. پس از فروکش کردن نزاع در سال‌‌‌های بعد، افتخار کشف به‌‌‌صورت مساوی به ‌‌‌هر دوی این‌ها (لِوریه و آدامز) داده شد . کشف نپتون، همچنین، یک موفقیت بزرگ برای نظریه‌‌‌ی جاذبه نیوتون به حساب می‌‌‌آمد.

نیم‌‌‌قطر بزرگ مدار نپتون 30AU، و دوره تناوب مداری آن دور خورشید 165 سال است. دوره تناوب چرخش داخلی، مورد تأیید وُیجر 2 در سال 1989، 16 ساعت و هفت دقیقه، و دوره تناوب لایه‌‌‌های ابر بیرونی حدود 17 ساعت می‌‌‌باشد. کجی محور چرخش 29 درجه است، اما میدان مغناطیسی حدود 50 درجه نسبت به این محور کج شده است. این کجی، به میدان مغناطیسی اورانوس شباهت دارد، اما در اینجا میدان مغناطیسی بسیار کوچک‌‌‌تر است.

چگالی نپتون 1660Kg m^-3 ، و قطر آن 48600Km می‌‌‌باشد. بدین ترتیب، چگالی نپتون از دیگر سیاره‌‌‌های غول بیش‌تر است. ساختار داخلی آن نسبتاً ساده است. هسته، متشکل از سیلیکات (صخره)، حدود 16000Km قطر دارد و با لایه‌‌‌ای از آب و متان مایع پوشیده شده است. بیرونی‌‌‌ترین لایه‌‌‌ی گازی، یعنی اتمسفر این سیاره، به‌‌‌طور عمده از هیدروژن و هلیوم ساخته شده، سهم ناچیزی به متان و اتان تعلق دارد.

ساختار ابرها پیچیده‌‌‌تر از اورانوس است، و در زمان عبور وُیجر، چند لکه‌‌‌ی تیره، مانند مشتری، دیده شد. سرعت بادها زیاد است و به 400ms^-1 می‌‌‌رسد.

همچون دیگر سیاره‌‌‌های غول، نپتون نیز حلقه دارد. این حلقه‌‌‌ها را وُیجر 2 کشف کرد، هر چند که قبل از عبور آن، وجود حلقه‌‌‌ها را انتظار داشتند. دو حلقه‌‌‌ی نسبتاً روشن، ولی خیلی باریک، در فاصله‌‌‌ 35000 و 62000 کیلومتری از مرکز سیاره قرار دارد. به‌‌‌علاوه، مناطق کم‌‌‌نوری از غبار ظریف نیز وجود دارد.

پرونده:Neptune ring arcs.jpg

حلقه های نپتون

پرونده:Triton moon mosaic Voyager 2 (large).jpg

نیمکره جنوبی بزرگترین قمر نپتون، تریتون. احتمالا لکه های تیره، فوران های آتشفشان های یخی را نشان دهد.

13 قمر شناخته شده وجود دارد که شش‌‌‌تای آن‌ها را وُیجر 2 کشف کرد. بزرگ‌‌‌ترین قمر، تریتون ، 2700Km قطر داشته. از یک جو رقیق، عمدتاً از نیتروژن، نیز بهره‌‌‌مند است. تریتون سپیدایی بالایی دارد و 60 تا 80 درصد نور فرودی را بازمی‌‌‌تاباند. سطح آن نسبتاً جوان است و دهانه‌‌‌ی برخوردی چندانی در آن وجود ندارد. چند آبفشان فعال از نیتروژن مایع وجود دارد که تا حدی سپیدایی بالا و نبود حفره را توجیه می‌‌‌کند. دمای پایین سطح تریتون، 3K ، یعنی آنکه نیتروژن به‌‌‌صورت جامد است و سطح را چون برف می‌‌‌پوشاند. این دما، پایین‌‌‌ترین دمای سطحی شناخته شده در منظومه شمسی است. <ref name="multiple">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۱۱]</ref>

آینده منظومه شمسی

تا انجا که می دانیم تغیرات عمده ای با پیر شدن خورشید در منظومه شمسی روی خواهد داد.خورشید اکنون سنین بلوغ را می گذارند و انرزی خود را از فرایند های گرما هسته ای یعنی از واکنشی که ئیدروزن را به هلیوم تبدیل می کند به دست می اورد.این دوران احتمالا تا چند بیلیون سال دیگر ادامه خواهد یافت.

سپس خورشید راهی را اغاز می کند که به غول سرخ می انجامد در ان زمان:

آ.خورشید بزرگتر خواهد شد و احتمالا مدار عطارد یا حتی زهره را فرا خواهد گرفت.

ب.دمای سطح خورشید کاهش خواهد یافت و خورشید سرختر به نظر خواهد رسید

پ.مقدار تابشی که از خورشید به زمین خواهد رسید احتمالا هزار برابر خواهد شد.بر روی زمین در نتیجه این حوادث (1) اقیانوس ها تبخیر خواهند شد.(2) ملکول هایی که جو را تشکیل می دهند انرژی کافی کسب می کنند و به فضا خواهند گریخت (3) زمین به صورت خاکستری سوخته و سیاه در خواهد امد.

مرحله غول سرخ برای خورشید احتمالا چند صد میلیون سال طول خواهد کشید و به دنبال ان گذر به مرحله کوتوله سفید روی خواهد داد. یعنی:

آ:خورشید کوچکتر خواهد شد (سر انجام کوچکتر از سیاره زمین)

ب.رنگ خورشید تغییر کرده احتمالا ابی یا سفید خواهد شد.

پ.روشنی خورشید به 1/10000 روشنی کنونی اش خواهد رسید.

ت.خورشید در چشم یک ناظر فرضی زمینی چون نقطه ای نورانی به نظر خواهد رسید.

در نتیجه این رویداد ها بر روی زمین:(1) دما به شدت نزول خواهد کرد و سر انجام به صفر مطلق نزدیک خواهد شد (2) تاریکی در 24 ساعت روز حاکم خواهد بود (3) ستارگان همواره در اسمان دیده خواهند شد که در میان انها یکی خورشید خیلی پرنور تر از دیگران خواهد بود.سیارات دیده نخواهند شد و ماهی بسیار رنگ پریده اهله خود را تکرار خواهد کرد و گه گاه دنباله داری در نزدیکی ان ستاره خیلی پر نور دیده خواهد شد.

همه این حوادث دوران بسیار داغ و بسیار سرد بیلون ها سال دیگر روی خواهد داد و این زمان دراز می‌تواند برای پیشبرد ارزش های اخلاقی معنوی و علمی بر سیاره ای که اکنون در اختیار ادمی است مورد استفاده قرار گیرد.<ref>نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور</ref>

منابع

<references />