نسخهٔ ‏۱۴ دسامبر ۲۰۱۲، ساعت ۱۰:۵۸ (نمایش مبدأ) Gshahali (بحث | مشارکت‌ها) (←‏زحل) → تفاوت قدیمی‌تر		نسخهٔ کنونی تا ‏۲۲ ژانویهٔ ۲۰۱۴، ساعت ۱۵:۳۰ (نمایش مبدأ) هانيه اميري (بحث | مشارکت‌ها) جز (جایگزینی متن - 'می توان' به 'می‌توان')
(۱۱۲ نسخه‌ٔ میانی ویرایش شده توسط ۴ کاربر نشان داده نشده)
سطر ۱:		سطر ۱:
−	{{نیازمند منبع}}	+	{{تکمیلی}}
−	'''منظومه شمسی''' یا '''سامانه خورشیدی''' مجموعه ای است؛ متشکل از یک [[ستاره]] ( [[خورشید]] ) و اجرامی که در دام [[گرانش]] آن هستند.	+	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 [[شهاب|شهاب‌‌‌واره]] می‌‌‌شود..
−	[[File:Solar system.jpg|frame|left|Solar system.jpg]]	+	[[File:Solar System size to scale.svg|right|alt=Solar System size to scale.svg]]
−	این اجرام شامل ۸ [[سیاره]]، ۵ [[سیاره کوتوله]]، ۱۶۲ [[قمر]] ( در آمار های جدید تر ممکن است تعداد بیشتری ثبت شوند ) و اجرامی چون [[سیارک]]‌ها، [[دنباله‌دار]]ها و [[غبار میان‌سیاره‌ای]] (شامل [[کمربند کوییپر]] و [[ابر اورت]]) می‌شوند.در گذشته منظومه شمسی دارای 9 سیاره بود .ولی حالایکی از آنها حذف شده است .نام این سیاره پلوتون است و به چند دلیل حذف شد:1.این سیاره در بخش سیاره های گازی و بزرگ قرار داشت ولی حتی از ماه هم کوچکتر است 2. [[مدار]] این سیاره به قدری بیضی است که فاصله آن از خورشید از 7/38 تا4/45 تغییر می کندو صفحه مداری آن 17 درجه تمایل دارد3.قمر پلوتون یعنی کارن از خودش بزرگتر است 4.به نظر می آید پلوتون در گذشته از اقمار نپتون بوده که از مدارش فرار کرده است. به همین خاطر از [[منظومه_شمسی]] حذف شد و اکنون منظومه شمسی 8 [[سیاره]] دارد و [[پلوتون]] به سیارات کوتوله تعلق دارد.	+	= منظومه شمسی =
−	== سیارات 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.
		+
		+	[[%DA%AF%D8%B1%D8%A7%D9%86%D8%B4|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. [[%D8%A8%D8%A7%D8%AF%20%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF%DB%8C|باد خورشیدی]]، فشار تابشی، و [[%D9%85%DB%8C%D8%AF%D8%A7%D9%86%20%D9%85%D8%BA%D9%86%D8%A7%D8%B7%DB%8C%D8%B3%DB%8C|میدان‌‌‌های مغناطیسی]] تنها بر حرکت ذرات ریز، مانند گاز و غبار، اثر می‌‌‌گذارند.
		+
		+	[[File:Planetary orbits.png|frame|center|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<sup>-3</sup> ، از چگالی نسبتاً بالایی برخوردارند (چگالی آب 1000kgm<sup>-3</sup> است). از مشتری تا نپتون، سیاره‌‌‌ها را مشتری‌‌‌سان (Jovian) یا سیاره‌‌‌های غول (Giant Planets) می‌‌‌نامند. چگالی این سیارات بین 1000 تا 2000kgm<sup>-3</sup> بوده، بیش‌تر حجم آن‌ها مایع می‌‌‌باشد. قطرآن‌‌‌ها ده برابر سیاره‌‌‌های زمین‌‌‌سان است.
		+
		+	[[File:Solar system.jpg|frame|left|alt=Solar system.jpg]]
		+
		+	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[http://www.gshahali.ir/]</ref>
		+
		+	<br/>{{-}}
		+
		+	= اجزای منظومه شمسی =
	== عطارد ==		== عطارد ==
−	عطارد یا تیر ( با تلفظ صحیح عُطارِد )نزدیک ترین سیاره منظومه شمسی به خورشید است. از نظر اندازه نسبت به دیگر سیارات کوچکترین آنها نیز به حساب می آید. قطر آن 4880 کیلومتر است. این سیاره در یک مدار [[بیضی]] شکل به دور خورشید می گردد که خروج از مرکز آن 0.25 است. نزدیکترین فاصله آن از خورشید تنها 9/45 میلیون کیلومتر و دورترین فاصله آن 77 میلیون کیلومتر است. لذا همواره در اطراف خورشید حضور دارد و برای ما تنها در هنگام طلوع و غروب قابل رویت است. این سیاره بسیار گرم است و درجه حرارت سطح آن در هنگام روز به حدود 427 درجه سانتیگراد و در شب به 173 درجه زیر صفر کاهش می یابد. عطارد هر 88 روز یک بار یک دور به گرد خورشید می چرخد ( دوره تناوب نجومی ). در حالی که در مدت 5/58 روز یک دور به دور خود می چرخد ( حرکت وضعی ). در عطارد هیچ گونه جوی وجود ندارد، ولی برخی مطالعات وجود مقدار کمی گاز هلیوم را که گفته می شود از طریق بادهای خورشید به گرد این سیاره قرار گرفته اند اثبات می کند. شکل ظاهری این [[سیاره]] بسیار آبله گون است و چهره ای شبیه به کره [[ماه]] دارد.	+	[[File:Mercury in color - Prockter07 centered.jpg|thumb|left|alt=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.
		+
		+	[[File:Length od mercury's day.png|frame|center|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 .
−	<br/>حفره های کوچک ویا بزرگ بسیاری در سطح آن دیده می شود که حکایت از برخورد [[شهاب سنگ]]های کوچک و بزرگ دارد البته قطر برخی از دهانه ها به ده ها کیلومتر می رسد. برخی از این دهانه ها محل خروج مواد مذاب است که امروزه با مواد مذاب پر شده اند و مانند کوه های آتشفشانی هستند. گرچه از گذشته نسبتاً دور، این سیاره با کمک[[تلسکوپ]] مورد مطالعه قرار می گرفت، ولی از سال 1974 میلادی با پرواز سفینه مارینر 10 از کنار عطارد چندین هزار عکس از دشتهای مسطح و گودالهای کم و بیش بزرگ، به ایستگاه های زمینی مخابره شد. مارینر 10 میدان مغناطیسی ضعیفی حدود 1 درصد میدان مغناطیسی زمین را در اطراف این سیاره کشف کرد. این سیاره به علت گرمای زیاد در روز و دمای بسیار پایین در شب و نبود جو و نداشتن آب به شکل مایع در سطح یا عمق آن هیچ گونه امکانی برای پیدایش شکلی از حیات ایجاد نکرده است در عین حال عطارد هیچ قمری ندارد. در این حالت سنگهای این سیاره به شدت منبسط می شوند و پس از غروب آفتاب و شب طولانی آن دما به شدت پایین می رود. علت آن هم نبودن جو در اطراف این سیاره است که دما را تعدیل نمی کند. سرد و گرم شدن سنگها در شب و روز و استمرار این امر طی میلیونها سال تنها یک نوع فرسایش مکانیکی در سطح این سیاره به وجود می آورد. که به متلاشی شدن سنگها می انجامد. اختلاف دما در دو سوی این سیاره در میان سیارات منظومه شمسی منحصر به فرد است.	+	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.
		+	[[File:Mercury surface.png|frame|center|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.
−	تنها طوفانهای مغناطیسی از سوی خورشید مقداری اتم های هلیوم باردار را در اطراف میدان مغناطیسی این سیاره به دام انداخته و فشار جوی ناچیزی (به میزان کمتر از یک میلیاردیم فشار جوی زمین) ایجاد کرده است. برای خنثی کردن جاذبه سطحی این سیاره در خارج شدن از سطح آن تنها به سرعتی به اندازه 4.25 کیلومتر بر ثانیه نیاز است. در حالی که در مورد زمین این مقدار حدود 11 کیلومتر بر ثانیه می باشد که به این [[سرعت]] سرعت گریز می گویند. دانشمندان معتقدند بر اثر برخورد سهمگین یک شهاب سنگ با این سیاره در گذشته بسیار دور، امروزه در نقطه مقابل این برخورد رشته کوه هایی ظاهر شده اند. در هر حال شهاب سنگها سطح این سیاره را در امان نگذاشته اند. محل اصابت این برخورد عظیم که امروزه رشته کوههای بلند و مدوری آن را احاطه کرده که به حوضه کالوریس به قطر 1300 کیلومتر شهرت یافته است. چگالی این سیاره به میزان 4/5 گرم بر سانتیمتر مکعب تخمین زده شده است. این حقیقت دانشمندان را بر آن داشته است که تصور کنند مرکز این سیاره از فلزات سنگینی مانند آهن تشکیل شده است که با توجه به حرکت آرام چرخشی این سیاره به دور خود میدان ضعیف مغناطیسی در خود ایجاد کرده است. فشار بادهای خورشیدی این میدان ضعیف را در جهت مقابل به خورشید بسیار فشرده کرده و در پشت آن بسیار گسترانده است. گروهی دیگر از دانشمندان پیدایش میدان مغناطیسی در عطارد را به وجود میدان مغناطیسی سنگواره ای نسبت می دهند که از روزگاران قدیم حاصل شده و باقی مانده است.	+	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.
−	همان گونه که قبلاً اشاره شد عطارد نزدیکترین سیاره به خورشید است که در کنار جرم بزرگی به نام خورشید با آن جاذبه وحشتناکش قرار گرفته است. عطارد برای آن که در دل خورشید سقوط نکند و جذب آن نشود دست به مقابله زده است. برای این کار عطارد با سرعت سرسام آوری به گرد خورشید می چرخد و سریعترین سرعت چرخشی به دور مرکز منظومه شمسی را از آن خود کرده است. این سرعت به حدی است که یک سال این سیاره کمتر از سه ماه به طول می انجامد. مدار این سیاره بیضی شکل است و با فاصله اندکی (به طور متوسط 9/57 میلیون کیلومتر) از خورشید و از روی زمین این سیاره در اطراف خورشید دیده می شود. گاهی کمی بعد از غروب خورشید در افق غربی و زمانی که به آن سوی این ستاره می رسد قبل از طلوع آفتاب در بالای افق شرقی دیده می شود.	+	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.
−	حداکثر فاصله زاویه ای که ناظر زمینی بین این سیاره وخورشید می بیند حدود 28 درجه است. هنگامی که زاویه کشیدگی این سیاره در حدود 10 درجه است، از درون تلسکوپ به صورت هلال باریکی دیده می شود. لیکن زمانی که می خواهد از پشت خورشید عبور کند قرص روشن خود را به ما نشان می دهد. با توجه به 7 درجه انحراف مدار گردش این سیاره به دور خورشید این سیاره در هر بار گردش از جلوی خورشید عبور نمی کند. بلکه از بالا یا پایین خورشید می گذرد. عطارد گاهی همچون نقطه سیاه رنگی از مقابل قرص خورشید عبور می کند. که به ترانزیت یا عبوریا گذرمعروف است .	+	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[http://www.gshahali.ir/]</ref>
	== زهره ==		== زهره ==
−	زهره ( ناهید ) دومین سیاره نزدیک به خورشید است و به دلیل تشابه اندازه، جرم، چگالی و حجم به خواهر دوقلوی زمین شهرت گرفته است. قطر این سیاره در حدود ۱۲.۱۰۰ کیلومتر و تقریبا ۶۴۴ کیلومتر کمتر از قطر زمین می باشد. هیچ سیاره ای به اندازه ونوس به زمین نزدیک نمی شود. در نزدیکترین حالت، فاصله ونوس از زمین حدود ۳۸.۲ میلیون کیلومتر است.	+	[[File:Venus-real.jpg|thumb|left|alt=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.
		+
		+	[[File:Phases of moon.png|frame|center|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.
		+
		+	[[File:Venus2.jpg|frame|right|349x349px|تصویری از زهره در نور مرئی که در سال 1990 به وسیله مدارگرد گالیله گرفته شد.]][[File:Venus-photo.jpg|frame|left|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 CO<sub>2</sub> 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 H<sub>2</sub>SO<sub>4</sub> 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.
−	<br/>از منظر ساکنین زمین، زهره از هر سیاره و حتی ستاره دیگری درخشان تر است. در زمانهای مشخصی از سال، ونوس اولین سیاره ایست که در هنگام غروب در قسمت غربی آسمان مشاهده می شود. در زمانهای دیگر، زهره آخرین سیاره ایست که پس از طلوع آفتاب در قسمت شرقی آسمان وجود دارد. هنگامیکه زهره در آستانه درخشانترین فاز خود است، در نور روز نیز قابل مشاهده می باشد.	+	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.)
−	ستاره شناسان دوران باستان، جرمی را که به هنگام روز مشاهده می کردند،ستاره صبحگاهی و جرمی را که به هنگام غروب در آسمان می دیدند، ستاره شامگاهی نامگذاری کرده بودند.	+	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.
−	بعدها آنها فهمیدند که این دو جرم در واقع یک سیاره است و آن را به افتخار الهه عشق و زیبایی ونوس نامیدند. زهره دومین سیاره از منظومه شمسی است که میانگین فاصله آن تا خورشید ۱۰۸.۲ میلیون کیلومتر می باشد. به منظور قیاس، لازم به ذکر است که فاصله زمین، سومین سیاره منظومه از خورشید ۱۵۰ میلیون کیلومتر و فاصله متوسط عطارد، نخستین سیاره منظومه از خورشید ۵۷.۹ میلیون کیلومتر می باشد. سیاره زهره تقریبا در یک مدار دایره شکل به دور خورشید در گردش است. دورترین فاصله این سیاره از خورشید ۱۰۸.۹ میلیون کیلومتر و کمترین فاصله آن ۱۰۷.۵ میلیون کیلومتر می باشد. مدار بقیه سیارات منظومه شمسی بیضی شکل است. یک سال در ونوس معادل ۲۲۵ روز زمینی می باشد.	+	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)} 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.
−	هنگام رصد زهره به کمک تلسکوپ تغییراتی در شکل و اندازه آن مشاهده می شود. این تغییرات آشکار را که شبیه تغییرات ظاهری ماه است، فاز می نامند. این تغییرات به این دلیل است که در زمانهای مختلف، قسمتهای روشن سیاره که از زمین دیده می شوند متفاوت می باشند. از آنجائیکه زمین و زهره هر دو به دور خورشید در گردشند، هر ۵۸۴ روز یکبار ونوس در گوشه ای از خورشید مشاهده می شود. در این هنگام تقریبا همه قسمتهای روشن سیاره قابل رویت است. با حرکت زهره به دور خورشید و به سمت زمین، قسمتهای روشن آن کمتر و سایز سیاره بزرگتر به نظر می رسد. پس از گذشت تقریبا ۲۲۱ روز، تنها نیمی از سیاره قابل رویت است. پس از ۷۱ روز دیگر، زهره به سمتی از خورشید که زمین نیز در آنجا قرار می گیرد، نزدیک می شود و تنها هلال باریکی از آن قابل رویت خواهد بود. هنگام حرکت زهره به سمت زمین، این سیاره نزدیک غروب دیده می شود و هنگام عبور این سیاره پس از زمین، صبح زود مشاهده می گردد. در حالیکه زهره به دور خورشید در حرکت است، به آرامی حول محور طولی خود نیز گردش می کند. محور طولی ونوس عمود بر صفحه گردش مداری سیاره نیست بلکه نسبت به آن زاویه ای حدود ۱۷۸ درجه دارد. بر خلاف زمین، ونوس در جهت گردش خود به دور خورشید، حول محور طولی خود نمی چرخد بلکه بر خلاف آن در حرکت است. از منظر بیننده ای که بر روی زهره است، خورشید از غرب طلوع و در شرق غروب می کند. هر دور وضعی و به عبارتی هر یک روز در این سیاره معادل ۲۴۳ روز زمینی طول می کشد و از یکسال آن که معادل ۲۲۵ روز زمینی می باشد، طولانی تر است. گرچه زهره خواهر دوقلوی زمین به شمار میرود اما شرایط سطح آن با زمین تفاوت های بسیار زیادی دارد. سیاره شناسان مشکلات زیادی برای شناسایی شرایط سطح این سیاره داشتند به این دلیل که جو زهره همیشه با لایه ای بسیار ضخیم از ابر اسید سولفوریک پوشیده شده است.سطح زهره بسیار داغ و بسیار خشک است. به دلیل دمای بسیار زیاد وجود آب مایع در سطح آن غیر ممکن است.	+	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.
−	<br/>دمای لایه های بالایی جو زهره به طور میانگین ۱۳ درجه سانتیگراد می باشد، در حالیکه دمای سطح این سیاره به ۴۶۵ درجه سانتیگراد می رسد. زهره داغ ترین سیاره منظومه شمسی است . دانشمندان بر این باورند که دمای شدید سطح زهره به دلیل تاثیرات پدیده گلخانه ایست. یک گلخانه به پرتوهای پر انرژی خورشید اجازه ورود می دهد ولی از خروج گرما جلوگیری می کند. ابرهای ضخیم و اتمسفر غلیظ ونوس نیز به همین شکل عمل می کنند. پرتوهای تابناک خورشید به درون جو سیاره راه پیدا می کنند اما انبوه قطرات بسیار ریز اسید سولفوریک و مقادیر زیاد دی اکسید کربن در ابرهای ونوس، به نظر مانند تله ای، بیشتر انرژی خورشید را در سطح سیاره محبوس کرده اند. جرم زهره تقریبا چهار پنجم جرم زمین است. نیروی گرانش آن کمی از گرانش زمین کمتر می باشد از این رو جرمی معادل ۱۰۰ کیلوگرم بر روی زمین، حدود ۸۸ کیلوگرم بر روی زهره وزن خواهد داشت. چگالی زهره نیز اندکی از چگالی زمین کمتر است.	+	در جاهای دیگر، جریان گدازه‌‌‌های مایع، شیارهایی مارپیچ به طول صدها کیلومتر ساخته است.
		+
		+	[[File:Surface features of Venus-2.jpg|frame|center|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[http://www.gshahali.ir/]</ref>
	== زمین ==		== 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.	+	[[File:The Earth seen from Apollo 17.jpg|thumb|right|alt=The Earth seen from Apollo 17.jpg]][[File:Structure of the Earth.png|frame|left|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<sup>-2</sup>10<sup>11</sup>×3و چگالی 12000Kg m<sup>-3</sup> می‌‌‌باشد.
		+
		+	<br/>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 Sio<sub>2</sub> 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<sup>-3</sup> و 3000Kg m<sup>-3</sup>)، 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 17Km<sup>3 </sup>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.
		+
		+	[[File:Tectonic plates..png|frame|center|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.
		+
		+	[[File:Hurricane-img10.jpg|frame|left|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 <sup>5-</sup>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[http://www.gshahali.ir/]</ref>
		+
		+	<br/>
		+
		+	=== 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.
		+
		+	[[File:Halo around moon.jpg|thumb|200px|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.
		+
		+	<br/>[[File:Polarlicht 2.jpg|thumb|left|300px|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[http://www.gshahali.ir/]</ref>
		+
		+	<br/>
		+
		+	== ماه ==
−	<br/>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.	+	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.
−	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&nbsp;: 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.	+	[[File:Lunar surface.png|frame|center|641x359px|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.]]
−	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.	+	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.
−	<br/>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.	+	[[File:Apollo 17 astronaut Harrison Schmitt on the Moon.jpg|frame|center|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.
		+
		+	[[File:Structure of moon-2.jpg|frame|center|637x565px|ساختار ماه که به طور مبالغه آمیز رسم شده است.]]
		+
		+	<br/>
		+
		+	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[http://www.gshahali.ir/]</ref>
		+
		+	<br/>
	== مریخ ==		== 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.	+	[[File:Mars and Syrtis Major - GPN-2000-000923.jpg|thumb|left|alt=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.
−	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 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.
−	<br/>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.	+	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<sup>-1</sup> تجاوز می‌‌‌کند.
−	<br/>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.	+	<br/>
−	<br/>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.	+	[[File:Two pictures of Mars.jpg|frame|center|756x334px|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.]]
−	<br/>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.	+	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.
−	<br/>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	+	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.
−	<br/>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 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.
−	<br/>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.	+	[[File:A topographic shade map of Mars.jpg|frame|center|750x382px|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.]]
		+
		+
		+
		+	[[File:Volcanoes, impact craters and rivers.jpg|frame|center|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 CO<sub>2</sub> 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.
		+
		+	[[File:PIA01149 ip.jpg|frame|center|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[http://www.gshahali.ir/]</ref>
		+
		+	<br/>
		+
		+	[[File:Two moons of Mars.jpg|frame|center|دو قمر مریخ. سمت راست دیموس و سمت چپ فوبوس است.]]
	== مشتری ==		== 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.	+	[[File:Jupiter by Cassini-Huygens.jpg|thumb|left|alt=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<sup>-3</sup>.
		+
		+	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.
		+
		+	[[File:Great Red Spot From Voyager 1.jpg|thumb|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<sup>-1</sup> می‌‌‌رسد. بر اساس اندازه‌‌‌گیری‌‌‌های کاوشگر گالیله، سرعت باد در لایه‌‌‌های پایین ابرها می‌‌‌تواند به 500ms<sup>-1</sup> 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.
−	<br/>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 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.
		+	<br/>[[File:An aurora on Jupiter.jpg|frame|center|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.]]
		+	<br/>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.
		+	<br/>[[File:Mosaic of Jupiter’s ring system .jpg|frame|center|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.]]
		+	<br/>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.
−	<br/>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.	+	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:
		+	<br/>
−	<br/>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.	+	[[File:Jupir equation.png|center|alt=Jupir equation.png]]
		+	<br/>از این رو اگر از مشتری به این قمرها نگریسته شود، هرگز در یک راستا قرار نمی‌‌‌گیرند .
		+	[[File:The Galilean satellites of jupiter.gif|frame|left|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]]
		+	<br/>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.
−	<br/>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.	+	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.
−	یک لکه ای روی این سیاره وجوددارد که در ان 1300 کره زمین جا می گیرد.	+	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[http://www.gshahali.ir/]</ref> {{-}}
	== زحل ==		== زحل ==
−	زحل بعد از سیاره مشتری بزرگترین سیاره در منظومه شمسی می باشد. این سیاره دارای هفت حلقه مسطح به دور خود است. این هفت حلقه در واقع شامل تعداد زیادی حلقه های باریک که با ذرات یخی درست شده اند، می باشند. این حلقه ها زحل را به یکی از زیباترین اجرام آسمان در منظومه شمسی تبدیل کرده اند. به جز زحل، سیارات مشتری، نپتون و اورانوس نیز دارای حلقه هایی می باشند که نسبت به حلقه های زحل بسیار کم نورترند.	+	[[File:Saturn-cassini-March-27-2004.jpg|thumb|left|alt=Saturn-cassini-March-27-2004.jpg]]
−	[[File:Saturn-cassini-March-27-2004.jpg|بندانگشتی|چپ|تصویر کاسینی از زحل در رنگ طبیعی]]	+
		+	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<sup>-3</sup> 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.
		+
		+	[[File:Saturn-voyager-e1357141433529.jpg|frame|center|زحل و حلقه های آن.]]
−	<br/>قطر زحل در استوا 120.540 کیلومتر، تقریبا 10 برابر قطر زمین است. این سیاره از زمین با چشم غیر مسلح قابل رویت است البته حلقه های آن دیده نمی شوند. زحل آخرین سیاره ای بود که ستاره شناسان باستان موفق به کشف آن شده بودند. این سیاره به مناسبت خدای کشاورزی رومیان، ساتورن نام گرفت. زحل در مداری بیضی شکل به دور خورشید در حرکت است. بیشترین فاصله آن از خورشید 1.514.500.000 کیلومتر و کمترین فاصله آن 1.352.550.000 کیلومتر است. یک سال در زحل معادل 10.759 روز و یا 5/29 سال زمینی است. زحل علاوه بر گردش انتقالی خود به دور خورشید، حول محور عمودی فرضی خود نیز در گردش است. زاویه این محور 27 درجه می باشد. بعد از مشتری، زحل سریعترین گردش وضعی در بین سیارات دیگر منظومه شمسی را دارد. یکبار گردش این سیاره به دور خود تنها 10 ساعت و 39 دقیقه به طول می انجامد. به دلیل این حرکت گردشی سریع، قطر استوایی این سیاره 13.000 کیلومتر از قطر قطبی آن بیشتر است. بیشتر دانشمندان معتقدند که این سیاره یک غول گازیست و هیچ سطح جامدی ندارد. به هرحال، به نظر می رسد که زحل دارای یک هسته داغ و جامد آهنیست. اطراف این هسته متراکم، هسته خارجی قرار گرفته که احتمالا ترکیبی از آمونیاک، متان و آب می باشد. یک لایه از هیدروژن به شدت فشرده پیرامون هسته خارجی وجود دارد. در بالای این لایه، منطقه ای چسبناک (شربت مانند) متشکل از هیدروژن و هلیوم جای گرفته است. هیدروژن و هلیوم در نزدیک سطح به شکل گاز در می آیند و با اتمسفر زحل که عمدتا ترکیبی از همین دوعنصر است مخلوط می شوند .	+	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.
−	<br/>یک لایه فشرده از ابر کل سطح زحل را پوشانده است. در تصاویر به دست آمده از این سیاره مناطق و کمربندهای رنگی قابل تشخیصند. چنین مناطقی احتمالا به خاطر تفاوت دما و ارتفاع ابرها در قسمتهای مختلف ظاهر می گردند. گیاهان و حیوانات مقیم زمین نمی توانند در زحل دوام بیاورند. دانشمندان شک دارند که گونه زیستی در این سیاره یافت شود. انحراف محور عمودی این سیاره منجر به اختلاف میزان تابش خورشید به قسمتهای مختلف آن و در نهایت ایجاد فصول شده است. هر فصل در این سیاره 5/7 سال طول می کشد چرا که مدت زمان یکبار گردش زحل به دور خورشید 29 برابر زمین است. دمای زحل همیشه از دمای زمین سردتر است زیرا این سیاره از خورشید دورتر است. میانگین دما در بالای ابرها 175- درجه سانتیگراد می باشد. دما در اعماق ابرها بیشتر می شود. سیاره زحل تقریبا 5/2 برابر حرارتی که از خورشید دریافت می کند را در فضا متساطع می نماید. بسیاری از ستاره شناسان معتقدند که این حرارت در فرایند فرو رفتن هلیوم به درون هیدروژن مایع به وجود می آید. در بین همه سیارات منظومه شمسی، زحل کمترین چگالی را دارد. چگالی این سیاره تنها یک دهم چگالی زمین و دو سوم چگالی آب است. به همین دلیل یک تکه از این سیاره نسبت به تکه ای برابر از زمین بسیار سبکتر است و در روی آب شناور می ماند. گرچه چگالی این سیاره بسیار کم است اما وزن آن پس از مشتری، از دیگر سیارات بیشتر است. جرم زحل 95 بار از جرم زمین بیشتر می باشد. نیروی گرانش این سیاره اندکی از گرانش زمین بیشتر است. یک جسم 100 گرمی در زمین، در زحل 107 گرم می باشد. حلقه های زحل دور این سیاره و موازی با استوا قرار دارند. آنها هرگز با سیاره برخورد نمی کنند. با گردش زحل به دور خورشید آنها با همان زاویه ثابت و همیشگی در جای خود برقرار می مانند. هفت حلقه زحل در حقیقت متشکل از هزاران حلقه باریک می باشند. این حلقه های باریک از بیلیونها تکه یخ ایجاد شده اند. ابعاد این تکه های یخ گاهی به اندازه یک ذره کوچکند و گاهی قطر آنها به بیش از 3 متر می رسد. حلقه های اصلی زحل بسیار عریضند. برای مثال عرض خارجی ترین حلقه 300.000 کیلومتر می باشد. با اینحال در ابعاد فضا این حلقه ها بسیار باریک به حساب می آیند. آنقدر باریک که هنگامیکه این سیاره درست در مقابل و در راستای زمین قرار می گیرد نیز این حلقه ها قابل رویت نیستند. ضخامت آنها بین 200 تا 3000 متر است. در بین حلقه ها فضای خالی قرار گرفته و آنها را از هم جدا می نماید. عرض هر یک از این فضاهای خالی 3200 کیلومتر و یا بیشتر است. البته در برخی از این فضاهای خالی حلقه های بسیار باریکی قرار دارند. حلقه های زحل در اوایل قرن 16 توسط ستاره شناس ایتالیایی، گالیله، کشف شدند. گالیله نتوانست با تلسکوپ کوچک خود این حلقه ها را به وضوح و به درستی رصد کند. او فکر می کرد که حلقه ها، قمر های بسیار بزرگ می باشند. در سال 1656، پس از به کارگیری یک تلسکوپ قوی تر، کریستیان هویگنس ستاره شناس آلمانی، یک حلقه باریک مسطح حول زحل را توصیف کرد. هایگنس فکر می کرد که این حلقه یک صفحه جامد از برخی مواد است. در سال 1675، دومنیکو کاسینی یک ستاره شناس آلمانی متولد فرانسه، کشف دو حلقه مجزا که با گروه هایی از اقمار کوچک شکل گرفته بودند را اعلام نمود. مشاهدات بعدی از زحل وجود تعداد بیشتر این حلقه ها را ثابت نمود. حلقه های باریکی که هفت حلقه اصلی را شکل می دهند در سال 1980 کشف شدند	+	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.
−	<br/>بزرگترین قمر این سیاره تیتان نام دارد. قطر این قمر 5150 کیلومتر (بزرگتر از سیاره پلوتو) است. تیتان یکی از معدود اقمار موجود در منظومه شمسی است که دارای جو می باشد. اتمسفر این قمر حاوی حجم زیادی نیتروژن است. بیشتر اقمار زحل دارای چاله های بزرگی هستند. برای مثال قمر میماس چاله ای دارد که یک سوم قطر این قمر را پوشانده است. قمر دیگر، یاپتوس دارای یک نیمه روشن و یک نیمه تاریک است. نیمه روشن این [[قمر]] 10 برابر بیش از نیمه تاریک آن نور را باز می تاباند.	+	بالای ابرها، دما به 94K می‌‌‌رسد. نزدیک استوا، سرعت باد از 400ms<sup>-1</sup> 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.
		+
		+	[[File:Saturn rings.gif|frame|center|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.
		+
		+	[[File:Saturn-2.jpg|frame|center|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[http://www.gshahali.ir/]</ref>
	== اورانوس ==		== اورانوس ==
−	اورانوس یک غول بزرگ متشکل از مواد گازی و مایع می باشد. قطر استوایی آن حدود 51.000 کیلومتر یعنی بیش از 4 برابر قطر زمین است. سطح این سیاره پوشیده از ابرهای سبز-آبی، ساخته شده با کریستالهای ریز متان می باشد. کریستالها خارج از اتمسفر سیاره یخ زده اند. در اعماق این ابرهای قابل رویت، احتمالا ابرهای ضخیمی ساخته شده از آب مایع و کریستالهای یخ آمونیاک وجود دارند. در زیر این ابرها یعنی در عمق 7500 کیلومتری زیر ابرهای قابل رویت نیز، احتمال وجود اقیانوسی از آب مایع به همراه آمونیاک حل شده می باشد. در مرکز این سیاره ممکن است هسته ای سنگی، تقریبا به اندازه زمین وجود داشته باشد. دانشمندان در خصوصوجود هر گونه زیستی در این سیاره تردید دارند	+	[[File:Uranus2.jpg|thumb|left|alt=Uranus2.jpg]]
−	[[File:Uranus2.jpg|بندانگشتی|چپ|اورانوس از دید ماهواره ویجر۲ در سال ۱۹۸۶]]	+	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.
−	<br/>محور طولی فرضی این سیاره به حدی انحراف دارد که تقریبا به صفحه مداری چسبیده است. این انحراف زاویه در بیشتر سیارات متجاوز از 30 درجه نیست. برای مثال زاویه انحراف محور طولی زمین 5/23 درجه می باشد. اما در مورد اورانوس این زاویه انحراف معادل 98 درجه است. بسیاری از ستاره شناسان بر این باورند که برخورد جرمی تقریبا در ابعاد زمین با اورانوس، در اوایل دوران تشکیل سیاره، منجر به ایجاد چنین انحراف شدیدی شده است.جرم اورانوس 5/14 برابر جرم زمین و یک بیستم جرم بزرگترین [[سیاره]] منظومه شمسی یعنی مشتری می باشد. میانگین چگالی اورانوس 27/1 گرم در هر سانتیمتر مکعب است. این مقدار معادل 25/1 چگالی آب می باشد. نیروی گرانش این سیاره 90 درصد نیروی گرانش زمین است. به این معنا که اگر جسمی در زمین 100 گرم وزن داشته باشد در اورانوس 90 گرم وزن خواهد داشت. جو این سیاره ترکیبی از 83% هیدروژن، 15% هلیوم، 2% متان و مقدار کمی اتان و دیگر گازها می باشد. فشار اتمسفر در زیر لایه گازهای متان حدود 130کیلوپاسکال، تقریبا 3/1 برابر فشار جوی سطح زمین است. ابرهای قابل مشاهده سطح اورانوس که به رنگ سبز-آبی ملایم می باشند همه سطح این سیاره را پوشانده اند.	+	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.
−	اورانوس میدان مغناطیسی شدیدی دارد. زاویه محور طولی این میدان با محور طولی سیاره زاویه 59 درجه می سازد. این میدان مغناطیسی انرژی زیادی را که بیشتر به شکل ذرات باردار الکترونها و پروتونها می باشد، به دام می اندازد. با حرکت این ذرات به عقب و جلوی قطبهای این میدان، امواج رادیویی به وجود می آید. ویجر 2 توانست این امواج را دریافت و شناسایی کند اما این امواج آنقدر قوی نیستند که از [[زمین]] نیز قابل ردیابی باشند.	+	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.
		+
		+	<br/>[[File:Uranian moons.jpg|frame|center|چهار قمر اورانوس .بالا سمت چپ: میراندا بالا سمت راست: آریل پایین سمت چپ: تیتانیا پایین سمت راست: امبریل]]
		+
		+	<br/>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[http://www.gshahali.ir/]</ref> {{-}}
	== نپتون ==		== نپتون ==
−	[[File:neptune.jpg|بندانگشتی|چپ|تصویر نپتون به وسیله ماهواره ویجر۲]]
−	ترکیب جوی نپتون شبیه به ترکیب جوی اورانوس می باشد.به دلیل غلظت بیشتر متان آبی تر بنظر می رسد. ماهواره ویجر۲ در سال ۱۹۸۹ برای اولین بار نیم کره ی جنوبی نپتون را مورد رصد قرار داد. نپتون انرژی درونی آزاد می کند که باعث وزش باد های مافوق صوت می‌شود. سرعت باد های مافوق صوت آن بیش از 2000 کیلو متر در ساعت است.
−	دوره تناوب نجومی آن ۱۶۴٫۷۹ سال است . از زمان کشف نپتون تا کنون فقط ۷۵ درصد مدار خود را طی کرده. دوره تناوب چرخشی نپتون ۱۷ ساعت و ۵۰ دقیقه است. سرعت گریز از جاذبه این سیاره نیز چیزی در حدود ۲۳ کیلومتر در ثانیه است.نپتون دارای دو قمر بزرگ بنام‌های نرئید و تریتون است و تعداد بسیار زیادی اقمار کوچک دارد.	+	[[File:Neptune.jpg|thumb|left|alt=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.
−	منبع دقیق انرژی نپتون نامشخص است.	+	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.
−	ساختار درونی نپتون باید مشابه اورانوس باشد.	+	چگالی نپتون 1660Kg m<sup>-3</sup> ، 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<sup>-1</sup> 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.
		+
		+	[[File:Neptune ring arcs.jpg|thumb|right|280px|حلقه های نپتون]]
		+
		+	[[File:Triton moon mosaic Voyager 2 (large).jpg|thumb|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[http://www.gshahali.ir/]</ref> {{-}}
		+
		+	= آینده منظومه شمسی =
−	== اینده 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.		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.
		+
		+	[[File:60d0px-Solar Life Cycle.svg.png|frame|center|alt=60d0px-Solar Life Cycle.svg.png]]
	سپس خورشید راهی را اغاز می کند که به غول سرخ می انجامد در ان زمان:		سپس خورشید راهی را اغاز می کند که به غول سرخ می انجامد در ان زمان:
سطر ۱۴۵:		سطر ۴۵۵:
	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.		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:	+	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)		آ:خورشید کوچکتر خواهد شد (سر انجام کوچکتر از سیاره زمین)
سطر ۱۵۵:		سطر ۴۶۵:
	ت.خورشید در چشم یک ناظر فرضی زمینی چون نقطه ای نورانی به نظر 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.	+	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.[1]
−	== منابع==	+	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>
−	1. نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور
		+	= منابع =
		+	<references />
	[[Category:علوم سیاره‌ای|علوم_سیاره‌ای]]		[[Category:علوم سیاره‌ای|علوم_سیاره‌ای]]

---

نسخهٔ کنونی تا ‏۲۲ ژانویهٔ ۲۰۱۴، ساعت ۱۵:۳۰

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..

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.

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

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.

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. <ref name="multiple">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۲]</ref>

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 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.

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

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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

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.

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.

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.

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>

مشتری

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.

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.

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.

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 .

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

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.<ref name="multiple">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۹]</ref>

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. <ref name="multiple">کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ نوشته هانو کارتونن و همکاران/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز/ انتشارات شاهچراغ شیراز[۱۰]</ref>

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. <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 />