منظومه شمسی: تفاوت بین نسخه‌ها

نسخهٔ ‏۱۳ ژانویهٔ ۲۰۱۳، ساعت ۱۱:۰۲

Solar system.jpg

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

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.

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

2)سیاره‌‌‌ کوتوله یا شبه‌‌‌سیاره5 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 27000AU 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.

سیاره‌‌‌ها را می‌‌‌توان از لحاظ فیزیکی به دو گروه تقسیم کرد (شکل 7-2). 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. [1]

سیارات منظومه شمسی

عطارد

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 ( 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) زیاد است؛ 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.

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.

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. [1]

زهره

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.

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.

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 7-26). 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 (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.) به‌‌‌چشم می‌‌‌خورد.

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 ؛ آتشفشاني به شكل گنبد صاف شده، وسيع و كم ارتفاع كه توسط جريان‌‌‌هاي گدازه بازالتي سيال يا جريان‌‌‌هاي خاكستر ريوليتي ساخته مي‌‌‌شود. (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.

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. [1]

زمین

زمین سیاره ایست کوچک در بیکران فضا و یکی از نه سیاره ای که در منظومه شمسی به دور خورشید درحال گردش می باشند. خورشید یکی از میلیاردها ستاره ای است که کهکشان راه شیری را شکل می دهند و کهکشان راه شیری یکی از ۱۰۰ میلیارد کهکشانی است که جهان را تشکیل داده اند.

سیاره زمین تنها ذره کوچکی از عالم است، اما خانه انسان و در واقع خانه ای برای تنها گونه های یافت شده حیات در کل جهان می باشد. حیوانات، گیاهان و دیگر ارگانیزم های حیات تقریبا در همه جای سطح زمین وجود دارند. آنها می توانند در روی زمین به حیات ادامه دهند چرا که این سیاره در فاصله مناسبی نسبت به خورشید قرار گرفته است. بیشتر گونه های حیات به گرما و نور خورشید برای ادامه زندگی خود نیاز دارند. اگر زمین اندکی به خورشید نزدیک تر بود گرما و حرارت زیاد آن همه این گونه ها را می سوزاند و اگر قدری از خورشید دورتر بود بر اثر کمبود انرژی خورشید حیات در روی آن از بین می رفت. برای ادامه حیات وجود آب نیز ضروری می باشد که زمین سرشار از آن است. آب بیشتر سطح زمین را پوشانده است.

مطالعه زمین، زمین شناسی یا ژئولوژی نام دارد. زمین شناسان با بررسی عوامل فیزیکی زمین، به چگونگی پیدایش و تغییرات آنها پی می برند. بر روی بیشتر قسمتهای زمین مانند قسمتهای درون آن، نمی توان به طور مستقیم تحقیق نمود. زمین شناسان با بررسی نشانه ها و صخره ها به روش هایی برای شناخت غیر مستقیم این سیاره می پردازند. البته امروزه، زمین شناسان می توانند با اطلاعات به دست آمده از فضا نیز به بررسی زمین بپردازند. در میان نه سیاره موجود در منظومه شمسی، زمین رتبه پنجم از لحاظ اندازه را به خود اختصاص می دهد. قطر آن حدود ۱۳.۰۰۰ کیلومتر است. زمین در مداری با فاصله متوسط ۱۵۰ میلیون کیلومتر به دور خورشید در گردش است و هر دور خود را در مدت ۳۶۵ روز تکمیل می کند. زمین دارای چند نوع حرکت است که در اینجا به 4تا از مهمترین آنها اشاره میکنیم : 1-حرکت وضعی حول محوری فرضی که از دو قطب شمال و جنوب آن عبور می کند. 2-حرکت انتقالی در مداری به دور خورشید. 3-حرکت در راه شیری به همراه خورشید و دیگر اجرام منظومه شمسی 4- حرکت تقدیمی ۲۴ ساعت زمان لازم است تا زمین یک دور وضعی خود را تکمیل کند. این زمان را روز خورشیدی می گویند. در طی یک روز خورشیدی، زمین مقداری نیز در مدار خود حرکت می کند بنابراین مکان ستارگان درآسمان هرشب دچار اندکی تغییر می شود. مدت زمان واقعی یک دور حرکت وضعی زمین معادل ۲۳ ساعت و ۵۶ دقیقه و ۹/۴ ثانیه می باشد. این زمان را روز نجومی زمین می نامند. روز نجومی از روز خورشیدی کوتاه تر است بنابراین ستارگان هر روز ۴ دقیقه زودتر در آسمان دیده می شوند.

گردش زمین به دور خورشید ۳۶۵ روز و ۶ ساعت و ۹ دقیقه و ۵۴/۹ ثانیه به طول می انجامد. این دوره زمانی سال نجومی خوانده می شود. از آنجائیکه حرکت وضعی زمین در انتهای هر سال به یک عدد کامل نمی رسد، ترتیب تقویم در هر سال معادل ۶ ساعت نسبت به ترتیب فصول متفاوت می شود. برای هماهنگی تقویم و فصول، هر چهار سال یکبار ۱ روز به تقویم اضافه می شود تا عدم تناسب برطرف گردد. سالهایی که یک روز اضافی دارند سال کبیسه نامیده می شوند. در تقویم میلادی یک روز اضافه در آخر دومین ماه سال یعنی فوریه قرار می گیرد و در تقویم خورشیدی یک روز به آخر اسفند ماه اضافه می گردد. مسافت مدار زمین به دور خورشید ۹۴۰میلیون کیلومتر است و زمین این مسافت را با سرعت ۱۰۷.۰۰۰ کیلومتر در ساعت و یا ۳۰ کیلومتر در ثانیه طی می کند. محور طولی زمین به شکل عمودی، صفحه مداری را قطع نمی کند بلکه نسبت به آن زاویه ای حدود 5/23 درجه دارد. این شیب و حرکت زمین به دور خورشید باعث پدیدار گشتن فصول می شوند. در دی ماه، نیمکره شمالی زمین، به دلیل شیب محور طولی، دورتر از خورشید قرار می گیرد. نور خورشید با شدت کمتری به نیمکره شمالی می رسد و در این هنگام این بخش از زمین، زمستان را پشت سر می گذراند. در خرداد ماه وضعیت شیب زمین تغییر می کند و این بار نیمکره جنوبی در قسمتی از شیب قرار می گیرد که از خورشید دورتر است در نتیجه نوبت به این نیمکره می رسد که زمستان را تجربه نماید. مدار زمین دایره کامل نیست. در اوایل دی ماه زمین به خورشید نزدیکتر و در خرداد ماه کمی دورتر است. فاصله زمین از خورشید در ماه دی ۱/۱۴۷ میلیون کیلومتر و در ماه خرداد ۱/۱۵۲ میلیون کیلومتر می باشد. تاثیر این پدیده در سرما یا گرمای زمین بسیار کمتر از پدیده شیب زمین است. زمین و منظومه شمسی عضو یک صفحه ستاره ای وسیع به نام کهکشان راه شیری می باشند. درست همانگونه که ماه به دور زمین و سیارات به گرد خورشید در چرخشند، خورشید و دیگر ستارگان به دور مرکز راه شیری در گردش می باشند. منظومه شمسی حدودا در فاصله دو پنجم از مرکز راه شیری قرار گرفته و با سرعت ۲۴۹ کیلومتر در ثانیه حول مرکز آن در گردش است. منظومه شمسی در هر ۲۲۰ میلیون سال یکبار حول مرکز کهکشان گردش می کند. بیشتر مردم زمین را مانند یک توپ، با قطب شمال در بالا و قطب جنوب در پایین آن به تصویر می کشند. در واقع زمین، دیگر سیارات، قمرهای بزرگ و ستارگان و هر جرم دیگری که قطر آن بیشتر از ۳۲۰ کیلومتر باشد، گرد است و این به دلیل نیروی گرانش آن جرم می باشد. گرانش همه مواد را به داخل و به سمت مرکز می کشد. قمرهای کوچک مانند دو قمر مریخ، گرانش بسیار کمی دارند. کمتر از آنچه باعث گرد شدنشان شود. برای بدن های ما "پایین" همیشه در راستای مسیر کشش گرانش و به سمت مرکز زمین است. ساکنین اسپانیا و نیوزیلند دقیقا در دوسمت مخالف زمین قرار گرفته اند ولی هر دوی آنها "پایین" را به سمت مرکز زمین و "بالا" را به سمت آسمان می دانند. گرانش در سیارات دیگر و اقمار آنها نیز به همین شیوه عمل می کند. با این حال زمین به طور کامل گرد نیست. گردش وضعی آن باعث گردیده است که قسمت مرکزی آن یا استوا، دچار برآمدگی گردد. قطر زمین از قطب شمال تا قطب جنوب آن 54/12713 کیلومتر است در حالیکه قطر آن در منطقه استوا 32/12756 کیلومتر می باشد. این اختلاف 78/42 کیلومتری تنها892/1 ام قطر زمین است. این مقدار بسیار اندک است به همین دلیل در عکسهایی که در فضا از زمین گرفته شده اند محسوس نمی باشد و این سیاره کاملا گرد به نظر می رسد. برآمدگی زمین همچنین باعث می شود که محیط زمین پیرامون استوا بیشتر از محیط آن پیرامون قطبها باشد. محیط این سیاره دور استوا 16/40075 کیلومتر و دور قطبها ۴۰.۰۰۸ کیلومتر است. از آنجائیکه محیط زمین در جنوب استوا بیشتر است، زمین اندکی گلابی شکل است. زمین همچنین دارای کوهستانها و دره هایی در سطح می باشد ولی از آنجائیکه ابعاد این قسمتها نسبت به اندازه کل زمین بسیار ناچیز است لذا این سیاره از فضا مسطح به نظر می آید.

زمین دارای یک قمر می باشد. عطارد و زهره هیچ قمری نداشته و سایر سیارات منظومه شمسی هر کدام دارای دو یا چندین قمر هستند. قطر ماه، قمر زمین، ۳.۴۷0 کیلومتر، حدود یک چهارم قطر زمین است.

مریخ

مریخ چهارمین و آخرین سیاره سنگی است که به دورخورشید می چرخد. یونانی ها این سیاره را آرس و رومیان آن را مارس یا مریخ نام نهادند. هر دو اسم بیانگر خدای جنگ آنان است. این سیاره نزد کسانی که به آسمان می نگریستند مظهر جنگ و خون بود.

این سیاره در یک مدار بیضی شکل و با سرعتی حدود 1/24 کیلومتر در ثانیه به دور خورشید می چرخد که دورترین فاصله آن از خورشید 249 میلیون کیلومتر و در تردیکترین فاصله اش 207 میلیون کیلومتر از خورشید فاصله می گیرد. ولی به طور متوسط 228 میلیون کیلومتر از خورشید فاصله دارد. این سیاره همسایه بعدی زمین است که گاهی به ما نزدیک می شود و به حدود 56 میلیون کیلومتری ما می رسد و گاهی در آن سوی خورشید به فاصله 397 میلیون کیلومتری از ما قرار می گیرد. از جهاتی هم شبیه زمین است و یک شبانه روز آن حدود 5/24 ساعت طول می کشد. محور گردش آن نسبت به خط عمود حدود 24 درجه است. هر یک سال آن معادل 2 سال (687 روز) زمینی است و قطر آن حدود 6800 کیلومتر است. به علت دوری از خورشید حداقل دمای آن به 100 درجه زیر صفر و حداکثر آن به 27 درجه سانتیگراد می رسد. سرعت گریز از سطح آن 5 کیلومتر بر ثانیه است. جو آن 200 مرتبه از جو زمین رقیق تر است و فشار این جو رقیق حدود پنج میلی بار است(فشار جو زمین بیش از 1000 میلی بار است). در جو آن گازهای دی اکسید کربن ، اکسیژن ، نیتروژن و کمی بخار آب و گازهای بی اثر وجود دارد

مریخ دارای کوه آتشفشانی عظیم الجثه ای است که المپیوس نام دارد. این کوه بزرگترین کوه آتشفشانی در منظومه شمسی است. وسعت المپیوس در حدود 600 کیلومتر،ارتفاع آن 24 کیلومتر است.

تعدادی از نظریه پردازان از روی علایم موجود بر روی سیاره مریخ نماهایی از دریاهای تیره ای که بر خلاف اقلیم سرخ رنگ آن است نشان دادند. در سال 1860 میلادی یک کشیش ایتالیایی به نام پیترو آنجلو سچی تصاویری از مریخ به صورت رنگی طراحی کرد. او اطمینان داشت که می تواند خطوط غیر طبیعی را ببیند. او برای توصیف آنها از لغت ایتالیایی کانال برای عوارض سطح مریخ استفاده کرد.

سال 1877 میلادی برای ناظران مریخ دارای اهمیت بسیاری بود. در این سال مریخ و زمین نزدیکترین فاصله ممکن را داشتند. این فرصت ایده آلی برای مشاهده نزدیک با تلسکوپهای جدیدتر را فراهم می کرد. جیووانی شیپارلی که مدیر یک رصدخانه در شهر میلان ایتالیا بود به تهیه نقشه های مریخ علاقه داشت. او به خصوصیات مشاهده شده بر روی مریخ اسامی افسانه ای می گذاشت. شیپارلی در سال 1877 میلادی کانالهایی را بر روی مریخ مشاهده کرد و نام رودخانه های مشهور نیل و فرات را بر روی آنها گذاشت. در سال 1879 میلادی مریخ و زمین دوباره به یکدیگر نزدیک شدند. در این زمان شیپارلی ادعا کرد کانالهایی را مشاهده کرده است که به صورت دو خط موازی اند. ظهور این پدیده غیر طبیعی اعتقاد آنهایی را که فکر می کردند کانالها مصنوعی و ساختگی اند قویتر کرد. بعد از گذشت چند سال تعدادی از ستاره شناسان ادعا کردند که کانالها را دیده اند. لذا تعداد نقشه ها چند برابر شد. با این حال بیشتر ستاره شناسان کانالها را ندیده بودند و بسیاری از آنها درباره نظریه هایی که کانالها را توضیح می دادند تردید داشتند. بعضی از دانشمندان تصور می کردند که مریخ یک سیاره مرده است و ساکنان آن آخرین بقایا از یک نسل رو به زوال اند و منابع آبی جمع آوری شده را به سختی ذخیره و اداره می کنند. طبق این نظریه مریخیها این کانالها را ساخته بودند تا آبهای ناشی از ذوب فصلی پوششهای قطبی را به سمت شهرهای آباد خود که در دل کویر قرار داشت هدایت کنند و شهرها از طریق کانالها به یکدیگر متصل می شدند. کسانی که در مورد این نظریه تردید داشتند دلایل مختلفی برای رد آن عنوان می کردند. ولی ایده وجود کانال در مریخ توجه عموم را به خود جلب کرده بود و توسط مجلات و روزنامه های عمومی مورد حمایت قرار می گرفت.

یکی از طرفداران سر سخت نظریه کانالها پرسیوال لاول نام داشت. لاول در سال 1880 میلادی دریافت که شیپارلی بینایی خود را از دست داده است. از آن پس او نقش یک نظریه پرداز پیشرو را در زمینه کانالهای مریخ به عهده گرفت. لاول و دوستانش هزینه ساختن رصدخانه ای را تقبل کردند و آن را به مطالعه مریخ اختصاص دادند. رصدخانه لاول در فلاگ استاف ایالت آریزونا به بهترین تلسکوپ انعکاسی 61 سانتیمتری مجهز شد. در اواخر قرن نوزدهم میلادی تعداد کانالهای لاول چهار برابر کانالهایی بود که توسط شیپارلی ترسیم شده بود. او این کانالها را به صورت یک شبکه به کل سیاره مریخ گسترش داد.

لاول اعتقاد داشت که این کانالها توسط یک تمدن پیشرفته ساخته شده است. امروزه اکثر نظریات علمی ایده لاول را رد می کنند. و طبق کاوشهایی که بر سطح این سیاره انجام شده است دانشمندان به این نتیجه رسیده اند که در سطح مریخ هیچ گونه حیاتی آنطور که ما می شناسیم وجود ندارد

در سال 1666 میلادی جیووانی دومنیکو کاسینی ستاره شناس ایتالیایی و متصدی رصدخانه لویی چهاردهم در پاریس نواحی سفید رنگی را در قطبهای مریخ کشف کرد. بعد ها مشاهدات ویلیام هرشل این کشف را تایید کرد و مشخص شد که نواحی سفید رنگ در واقع پوششهای قطبی مریخ اند. این پوششها درست همانند پوششهای یخی زمین رشد می کنند و طی یک سال مریخی به تدریج تحلیل می روند. هرشل تصور می کرد که ساکنان مریخ در شرایطی نظیر شرایط حاکم بر زمین با چهار فصل و روزهایی تقریبا" برابر با روزهای زمین زندگی می کنند. طیف سنج مادون قرمز مارینر9 مشخص کرد که دمای سیاره مریخ در استوا حداکثر17 درجه سانتیگراد و در نواحی قطبی حداقل 120 درجه سانتیگراد زیر صفر است. هنگامی که سیاره در نقطه اوج مداری خود قرار دارد در نیمکره جنوبی زمستان است که سردتر از زمستان نیمکره شمالی است. پوشش یخی زمستانی در جنوب می تواند تا عرض جغرافیایی 55 درجه جنوبی امتداد یابد. هنگامی که سیاره به خورشید نزدیک می شود نواحی شمالی زمستان گرمتری دارند. در این صورت پوشش یخی زمستانی فقط می تواند تا عرض جغرافیایی 65 درجه شمالی برسد. در تابستان زمانی که با افزایش دما دی اکسید کربن منجمد(یخ خشک) به بخار تبدیل می شود پوششهای یخی نیز ذوب می شوند. دانشمندان معتقدند که یخهای قطب جنوب از دی اکسید کربن تشکیل شده اند. این یخها بر خلاف دی اکسید کربن برفکی که پایداری کمی دارد دیر ذوب می شوند. قطر پوشش قطب جنوب در اوج گرمای تابستان نیمکره جنوبی به 300 کیلومتر می رسد. قطر پوشش قطب شمال خیلی بیشتر است و هرگز کمتر از هزار کیلومتر نمی شود. دماهای اندازه گیری شده در قطب شمال نشان می دهد که پوشش یخی تابستانی باید از آب یخ زده تشکیل شده باشد. زیرا در این زمان دما از نقطه انجماد یخ خشک بالاتر است. به علاوه تجمع بخار آب بر روی پوشش یخی نیمکره شمالی به هنگام تابستان نشان می دهد که در این منطقه آب یخ زده وجود دارد.

در سال 1877 میلادی هنگامی که شیپارلی به دقت در حال ترسیم کانالها بر روی نقشه هایش بود یک ستاره شناس آمریکایی به نام آسف هال نیز در حال مشاهده مریخ بود. او از نوعی تلسکوپ انعکاسی جدید 66 سانتیمتری واقع در رصدخانه نیروی دریایی ایالات متحده در شهر واشنگتن استفاده می کرد.ستاره شناسان سالها به دنبال قمرهای مریخ بودند. آسف هال در ابتدای اوت 1877 میلادی مشاهدات طاقت فرسایی را برای یافتن اقمار مریخ آغاز کرد. در آن زمان نزدیکی مریخ به زمین مشکلاتی را ایجاد می کرد. مریخ آنقدر نزدیک بود که به هنگام مشاهده آن توسط تلسکوپ درخشندگی قابل توجهش اشکالاتی را در رصد این سیاره ایجاد می کرد. هال در یازدهم اوت متقاعد شد که چیزی نمی تواند بیابد. ولی همسرش به او اصرار کرد که بار دیگر نگاه کند. بالاخره در آن شب او متوجه چیزی شد. آن جرم آسمانی خیلی کوچک بود. ولی قطعا" وجود داشت. سپس آسمان ابری شد. در شانزدهم اوت آسمان دوباره صاف شد و هال توانست قمر مریخ را به وضوح مشاهده کند. در روز هفدهم اوت هال با پیدا کردن قمر دوم مریخ به هیجان آمد. آسف هال اقمار مریخ را به صورت نقاطی نورانی و متحرک مشاهده کرد. ولی تصاویری که در سال 1969 میلادی توسط فضاپیمای مارینر و در سال 1975 توسط وایکینگ ارسال شد نشان داد که اقمار دوقلوی مریخ ظاهری بسیار ناهنجار و بی قاعده دارند. هال این اقمار را به افتخار اسبهای کالسکه خدای جنگ در افسانه یونان فوبوس (به معنای ترس) و دیموس (به معنای وحشت) نامید. آسف هال نتوانست اندازه اقمار مریخ را تعیین کند. اما مشاهدات بعدی نشان داد که طول قمر بزرگتر مریخ یعنی فوبوس تقریبا" 27 کیلومتر است. فوبوس خیلی به مریخ نزدیک است و دریک مدار دایره ای شکل و به فاصله 9380 کیلومتری آن قرار دارد. نزدیکی زیاد باعث می شود که این قمر با سرعت زیادی حول مریخ بچرخد. به طوری که هر چرخش کامل آن 7 ساعت و 51 دقیقه طول می کشد. دیموس هم مانند فوبوس دارای یک مدار دایره ای شکل است ولی در فاصله 23500 کیلومتری مریخ قرار دارد. طول دیموس در حدود 15 کیلومتر است و 31 ساعت و 5 دقیقه طول می کشد تا یکبار به دور مریخ بچرخد.فوبوس و دیموس هر دو تاریکند و به خاطر وجود دهانه های آتشفشانی شبیه شهاب سنگهای آبله گون اند. این دو قمر هم مانند قمر زمین همیشه یک روی خود را به مریخ نشان می دهند.

مشتری

مشتری بزرگترین سیاره در منظومه شمسی است. قطر آن حدود 143000 کیلومتر، بیش از 11 برابر قطر زمین و حدود یک دهم قطر خورشید است. برای پر کردن حجم این سیاره غول پیکر به1000 عدد سیاره زمین نیاز است. وقتی از زمین رصد می کنیم، این سیاره نورانی تر از بیشتر ستاره ها دیده می شود. معمولا پس از سیاره ونوس، مشتری دومین سیاره درخشان در آسمان است.

مشتری پنجمین سیاره در منظومه شمسی می باشد. میانگین فاصله آن از خورشید معادل 778.570.000 کیلومتر یعنی بیش از پنج برابر فاصله زمین تا خورشید است. ستاره شناسان باستان این سیاره را به یاد پادشاه خدایان رومی، ژوپیتر نامیدند. ستاره شناسان در سال 1994 شاهد رویداد منحصر به فردی در این سیاره بودند. برخورد 21 تکه از شهاب سنگ شومیکر-لوی 9 که به اتمسفر مشتری برخورد کرد. این برخورد منجر به وقوع انفجارهای مهیب و پراکندگی مقدار بسیار زیادی گرد و خاک در منطقه ای با وسعت بیشتر از قطر کره زمین گردید. مشتری یک گوی غول پیکر از گاز، مایع و مقدار بسیار ناچیزی سطح جامد می باشد. سطح این سیاره ترکیبی است از ابرهای متراکم و غلیظ قرمز، قهوه ای، زرد و سفید رنگ. این ابرها در مناطقی با رنگ روشن به نام حوزه و مناطقی با رنگ تیره به نام کمربند به شکل موازی با استوا به طو رمنظم دور سیاره چرخیده شده اند. مشتری در مداری بیضی شکل به دور خورشید گردش می کند. یک دور کامل مشتری به دور خورشید معادل 4333 روز زمینی و یا تقریبا 12 سال زمینی می باشد. مشتری علاوه بر گردش به دور خورشید، حول محور طولی خود نیز گردش می کند. زاویه این محور حدود 3 درجه می باشد. مشتری سریع تر از دیگر سیارات به دور خود می چرخد. یک روز در مشتری معادل 9 ساعت و 56 دقیقه می باشد. دانشمندان نمی توانند سرعت گردش درون این غول گازی را به طور مستقیم اندازه گیری کنند. آنها نخست میانگین سرعت ابرهای قابل رویت این سیاره را محاسبه کردند. مشتری امواج رادیویی از خود متساطع می کند که توسط تلسکوپ های مستقر در زمین نیز قابل ردیابی می باشد. دانشمندان با مطالعه این امواج سرعت گردش سیاره را محاسبه نمودند. قدرت این امواج طی یک الگوی ثابت که در هر 9 ساعت و 56 دقیقه تکرار می شود، تغییر می کند. سرعت زیاد گردش مشتری باعث برآمدگی این سیاره در استوا و مسطح شدن قطبها گردیده است. قطر استوایی این سیاره 7 درصد بیش از قطر قطبی آن است.

مشتری از دیگر سیارات این منظومه سنگین تر است. جرم آن 318 بار بیشتر از جرم زمین می باشد. اگرچه این سیاره جرم زیادی دارد اما چگالی آن نسبتا کم است. میانگین چگالی این سیاره 33/1 گرم در هر سانتیمتر مکعب است یعنی اندکی بیش از چگالی آب. چگالی مشتری 4/1 برابر چگالی زمین می باشد. به خاطر کم بودن چگالی این سیاره، ستاره شناسان بر این باورند که عناصر عمده این سیاره هیدروژن و هلیوم می باشند. از این رو این سیاره بیشتر به خورشید شبیه است تا به سیاره ای نظیر زمین. هسته مشتری باید از عناصر سنگینی تشکیل شده باشد. احتمالا ترکیب بندی این عناصر نظیر ترکیب بندی عناصر هسته زمین است اما 20 تا 30 برابر پر سنگین تر. نیروی جاذبه سطح مشتری 4/2 برابر جاذبه زمین است. به این ترتیب جسمی که در روی زمین 100 کیلوگرم است بر روی مشتری 240 کیلوگرم وزن خواهد داشت. اتمسفر مشتری ترکیبی است از حدود 86 درصد هیدروژن، 14 درصد هلیوم و مقادیر کمی متان، بخار آمونیاک، آب، هیدروکربور اشباع نشده، اتان، ژرمانیومو مونوکسید کربن. درصد هیدروژن یاد شده بر اساس تعداد مولکولهای این عنصر است نه بر اساس جرم کلی آن. دانشمندان این مقادیر را به کمک اندازه گیریهای تلسکوپی و اطلاعات سفینه ها محاسبه و به دست آورده اند. این عناصر شیمیایی لایه های رنگارنگی از ابرها را در ارتفاعات مختلف شکل داده اند. بالا ترین لایه سفید رنگ از کریستالهای بخار آمونیاک یخ زده به وجود آمده است. لایه های پایین تر و تیره رنگ تر ابرها مناطق کمربندها را تشکیل داده اند. در پایین ترین لایه قابل رویت ابرهای آبی رنگی وجود دارند. ستاره شناسان انتظار دارند که در عمق 70کیلومتری پایین تر از ابرهای آمونیاک، ابرهای آب را تشخیص دهند. البته تا کنون این ابرها در هیچ لایه ای کشف نشده است. بارزترین ویژگی سطح سیاره مشتری، یک نقطه قرمز بزرگ است. این نقطه حجم زیادی از گاز در حال دوران می باشد و شبیه به گردبادهای زمینیست. بزرگترین قطر این نقطه سه برابر قطر زمین طول دارد. رنگ این نقطه بین آجری و قهوه ای روشن در تغییر است. به ندرت این نقطه به طور کلی محو می شود. احتمالا وجود سولفور و فسفر در کریستالهای آمونیاک منجر به ایجاد چنین رنگی در این نقطه می گردد. گوشه این نقطه عظیم الجثه با سرعتی معادل 360 کیلومتر در ساعت در حرکت است. فاصله این نقطه نسبت به استوا ثابت است ولی به آرامی به سمت غرب و شرق حرکت می کند. حوزه ها، کمربندها و نقطه بزرگ قرمز نسبت به سیستم های چرخه ای زمین بسیار ثابت تر می باشند. از زمانیکه دانشمندان شروع به استفاده از تلسکوپ برای رصد آسمان کرده اند، ویژگی های مذکور تغییر ابعاد و رنگ داشته اند اما همچنان الگوی کلی خود را ثابت نگه داشته اند.

مشتری 69 قمر با قطرهایی حداقل معادل 10 کیلومتر دارد. این سیاره همچنین دارای تعداد زیادی قمر کوچکتر می باشد. چهار قمر از بزرگترین اقمار مشتری به ترتیب فاصله از این سیاره عبارتند از یو، اروپا، گانیمد و کالیستو این چهار قمر، اقمار گالیله ای می گویند. گالیله ستاره شناس ایتالیایی در سال 1610 به کمک یک تلسکوپ بدوی ساده توانست این چهار قمر را کشف نماید.

یو آتشفشانهای فعالی زیادی دارد که گازهایی شامل سولفور را به سطح این قمر می رانند. سطح زرد - نارنجی رنگ آیو احتمالا شامل مقادیر زیادی رسوب سولفور جامد است. اروپا با قطری معادل 3130 کیلومتر عنوان کوچکترین قمر گالیله ای را به خود اختصاص داده است. سطح اروپا مسطح، دارای شکاف و یخی می باشد. بزرگترین قمر گالیله ای گانیمد، با قطری معادل 5268 کیلومتر می باشد. گانیمد از سیاره عطارد بزرگتر است. کالیستو با قطر 4806 کیلومتری تنها کمی از عطارد کوچکتر است. به نظر می رسد که گانیمد و کالیستو دارای یخ و برخی مواد سنگی باشند. این دو قمر چاله های زیادی دارند. بقیه اقمار مشتری از اقمار گالیله ای بسیار کوچکترند. آمالتیا و هیمالیا بزرگترین اقمار غیر گالیله ای مشتری می باشند. بزرگترین قطر قمر سیب زمینی شکل آمالتیا 262 کیلومتر است. قطر هیمالیا 170 کیلومتر است. بیشتر این اقمار توسط ستاره شناسان با تلسکوپ های بسیار بزرگ در روی زمین کشف شده اند. مشتری سه حلقه به دور استوای خود دارد. البته این حلقه ها نسبت به حلقه های زحل بسیار محو به نظر می رسند. این حلقه ها از ذرات غبار تشکیل شده اند. حلقه اصلی 30کیلومتر ضخامت و 6400 کیلومتر عرض دارد. این حلقه در درون مدار آمالتیا قرار گرفته است.

یک لکه ای روی این سیاره وجوددارد که در ان 1300 کره زمین جا می گیرد.

زحل

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.

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.

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.

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.

اورانوس

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.

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. [1]

نپتون

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.

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. [1]

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.

مراحل تشکیل و نابودی خورشید

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 می تواند برای پیشبرد ارزش های اخلاقی معنوی و علمی بر سیاره ای که اکنون در اختیار ادمی است مورد استفاده قرار گیرد.[2]

منابع

1. کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی / یان موریسون (نویسنده) / غلامرضا شاه‌علی (مترجم) / انتشارات ارم شیراز/ [۱]

2. نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور