Sistem teles, ki so gravitacijsko vezana na Sonce, imenujemo Sončev sistem ali Osončje (z veliko začetnico). Osrednje telo našega Osončja je Sonce, ki s svojo gravitacijsko silo nase veže osem planetov, pritlikave planete in majhna telesa Osončja (mednje spadajo asteroidi, meteoroidi, kometi). Doslej znanih lun, ki se gibljejo okoli planetov, je 288. Še veliko več (vsaj 470) se jih giblje okoli pritlikavih planetov in asteroidov.

5.1 Delitev planetov

V Osončju je osem planetov, ki si po oddaljenosti od Sonca sledijo tako: Merkur, Venera, Zemlja, Mars, Jupiter, Saturn, Uran in Neptun. Delimo jih lahko po različnih kriterijih:

• zgodovinsko: planeti, ki so vidni s prostim očesom in so jih torej poznala že stara ljudstva (Merkur, Venera, Mars, Jupiter, Saturn) so klasični planeti. Planeta, ki so ju odkrili z uporabo teleskopov (Uran, Neptun) sta moderna planeta.
• po položaju glede na Zemljo: Merkur in Venera sta Soncu bliže kot Zemlja in kažeta mene, podobne Luninim; Mars, Jupiter, Saturn, Uran in Neptun so od Sonca dlje kot Zemlja in ne kažejo men.
• po oddaljenosti od Sonca, velikosti in sestavi: notranji planeti so Merkur, Venera, Zemlja in Mars, ki se nahajajo v notranjem delu Osončja, od okrog 0,4 a. e. do okrog 1,5 a. e. daleč od Sonca. V premeru merijo od 4800 km do 13.000 km in so pretežno iz kamnin, njihova gostota je od okrog 4- do 5-krat večja od gostote vode. Zunanji planeti so Jupiter, Saturn, Uran in Neptun, ki so znatno dlje od Sonca, na razdalji od okrog 5,2 a. e. do okrog 40 a. e. Zunanji planeti v premeru merijo od 50.000 do 143.000 km (so znatno večji od notranjih), so plinasti, pretežno iz vodika in helija, njihova gostota je od 0,7- do 1,6-kratnik gostote vode. Nekateri delijo skupino zunanjih planetov na dve podskupini: plinasta velikana Jupiter in Saturn ter ledena velikana Uran in Neptun.

Najpogosteje uporabljamo zadnjo omenjeno delitev, na notranje (majhne, kamnite) in zunanje (velike, plinaste) planete.

Model Osončja

Na sliki 5.1 so v pravem merilu predstavljene relativne velikosti Sonca in osmih planetov. Njihove medsebojne razdalje niso v ustreznem merilu. Za pravilno predstavo razmerij med velikostjo planetov in njihovo oddaljenostjo od Sonca poglejmo, kakšno bi bilo videti Osončje v merilu 1 : (1 : 1 milijarda).
Tabela 5 navaja velikost planetov in njihovo oddaljenost od Sonca v tem merilu: Sonce bi bilo veliko 1,4 m, 150 m od njega bi bila Zemlja, ki bi bila 1,3 cm velika kroglica, 38 cm od nje bi bila 3,5 mm velika Luna. V vasi Strehovci v Prekmurju je postavljen model Osončja v tem merilu (slika 5.2).

Tabela 5. Velikost in oddaljenost planetov in Lune
po modelu Osončja v merilu 1 : 1.000.000.000

Telo	Premer	Oddaljenost od Sonca
Sonce	140 cm	/
Merkur	0,5 cm	58 m
Venera	1,2 cm	108 m
Zemlja	1,3 cm	150 m
Mars	0,7 cm	228 m
Jupiter	14,3 cm	778 m
Saturn	12,2 cm	1,4 km
Uran	5,1 cm	2,9 km
Neptun	4,9 cm	4,5 km
Luna	0,35 cm	38 cm*
* Oddaljenost od Zemlje

5.2 Gibanje in vrtenje planetov

Sonce je največje telo v Osončju. V njem je zbrano 99,8 vse mase Osončja, zato je gravitacijska sila Sonca na planete veliko večja, kot so gravitacijske sile med posameznimi planeti. Le-te lahko pri natančnosti naše razlage zanemarimo in gibanje planetov obravnavamo tako, kot da nanje deluje le gravitacijska sila Sonca.

Gibanje posameznega planeta okoli Sonca lahko tako opišemo s Keplerjevimi zakoni, ki smo jih spoznali v prejšnjem, 4. poglavju. Ker je masa Sonca bistveno večja od mase kateregakoli planeta, lahko privzamemo, da Sonce miruje v enem od gorišč elipse in da je tirnica reducirane mase kar tirnica planeta (glej 4. poglavje). V našem rezultatu izpeljave 3. Keplerjevega zakona (4. poglavje, enačba (36)) lahko zanemarimo maso planeta in uporabimo njegovo približno obliko:

(1)  

V zadnjem koraku smo zapisali priročno obliko tega razmerja za naše Osončje: če vstavimo na levi strani veliko polos planetove tirnice v astronomskih enotah in njegov obhodni čas v Zemljinih letih, dobimo, da mora biti razmerje enako kot za Zemljo, torej 1 : .

Tirnice planetov okoli Sonca so elipse, ki se večinoma ne razlikujejo dosti od krožnic: najbolj sploščena je tirnica Merkurja z ekscentričnostjo , drugi planeti imajo med 0,007 in 0,093. Tirnice planetov ležijo v ravninah, ki so glede na ekliptično ravnino (ravnino Zemljine tirnice) nagnjene le za majhen kot. Tudi tu najbolj izstopa Merkur, katerega ravnina tirnice je glede na ekliptično ravnino nagnjena za kot ; drugi planeti imajo manjši , med 0,8 in 3,47.

Vsi planeti se okoli Sonca gibljejo v smeri, ki je tudi smer vrtenja Sonca okoli lastne osi. Če bi se dvignili daleč nad Zemljin severni pol in pogledali na Osončje “od zgoraj”, bi vdeli, da je to smer, nasprotna gibanju urnih kazalcev. Poleg gibanja okoli Sonca se planeti vrtijo okoli lastne osi: vsi razen Venere in Urana se vrtijo okoli lastne osi v isti smeri, kot se gibljejo okoli Sonca (v nasprotni smeri urnih kazalcev). Njihove osi vrtenja so nagnjene glede na pravokotnico na ravnino tirnice od do . Venera se vrti v obratni smeri (kot da je njena os vrtenja obrnjena navzdol). Uranova os vrtenja je “prekucnjena na bok” in leži skoraj v ravnini tirnice.

Dolžina leta na posameznem planetu je določena s časom, ki ga planet potrebuje za en obhod okoli Sonca – to je siderska perioda ali , kot smo označili v podpoglavju 3.10. Eno Merkurjevo leto traja 88 Zemljinih dni, eno Neptunovo leto 165 Zemljinih let.

Dolžina dneva na posameznem planetu je povezana z vrtenjem planeta okoli lastne osi. Kot smo spoznali že prej (v 3. poglavju v okvirčku o siderski in sinodski periodi), moramo ločiti med časom, ki ga planet potrebuje, da se okoli lastne osi zavrti za (naredi en vrtljaj glede na zvezde – to je siderski dan ali ), in časom, v katerem naredi en polni zasuk glede na Sonce – le-ta določa dolžino Sončevega dneva na planetu (sinodski dan ali ). Za planete, ki se vrtijo hitro v primerjavi s svojim gibanjem okoli Sonca (), je razlika med obema majhna (za Zemljo slabe 4 minute), za Merkur in Venero, ki se vrtita počasi, je precejšnja. Na Merkurju traja en Sončev dan dve Merkurjevi leti. Na Veneri, ki je posebna še po svojem vrtenju v retrogradni smeri, traja en zvezdni dan dlje kot njeno leto in en Sončev dan približno pol njenega leta. Poseben primer glede dolžine dneva je tudi Uran zaradi “prekucnjene” osi vrtenja.

Tabela 6. Podatki za planete Osončja: velika polos tirnice , obhodni čas okoli Sonca , ekscentričnost tirnice , nagnjenost ravnine tirnice glede na ekliptično ravnino , vrtilna doba oz. dolžina zvezdnega dne na planetu , dolžina Sončevega dneva na planetu , temperatura na planetu, masa planeta , povprečen polmer planeta in gostota .

Telo
Sonce										1300
Merkur	0,39 a. e.	88 dni	0,206		58,6 dne	176 dni	–			5400
Venera	0,72 a. e.	225 dni	0,007		243 dni	117 dni				5200
Zemlja	1 a. e.	365,25 dne	0,017		24 ur + 4 min	24 ur	–			5500
Mars	1,523 a. e.	687 dni	0,093		24,6 ure	24,6 ur + 2 min	–			4000
Jupiter	5,2 a. e.	11,86 leta	0,049		9,9 ure	9,9 ure	–			1300
Sautrn	9,58 a. e.	29,5 leta	0,056		10,6 ure	10,6 ure	–			700
Uran	19,23 a. e.	84,32 leta	0,044		17,24 ure	/				1300
Neptun	30,1 a. e	164,79 leta	0,011		16,11 ure	16,11 ure				1600

5.3 Temperatura na planetih in atmosfera

Pomembna fizikalna količina je temperatura površja planeta. Od sedanje temperature so odvisne razmere na planetu in obstoj atmosfere. Od tega, kako daleč od Sonca je planet nastal (in s tem, kakšna je bila temperatura v tistem delu protoplanetarnega diska), je odvisna sestava planeta.

Na temperaturo planeta vpliva več dejavnikov: oddaljenost od Sonca, gostota in sestava atmosfere, dolžina dneva, v manjši meri tudi razpadi radioaktivnih elementov v planetovi notranjosti in gravitacijsko krčenje planeta.
Najpomembnejša je oddaljenost od Sonca, saj gostota svetlobnega toka, ki ga planet prejme od Sonca, pada s kvadratom razdalje ().

Naredimo oceno za temperaturo površja planeta. Upoštevajmo samó količino svetlobe, ki jo prejme od Sonca in zanemarimo druge dejavnike. Sonce ima izsev . Predpostavimo, da oddaja svetlobo v vse smeri enakomerno (izotropno). Potem je na razdalji površina, skozi katero gre njegova svetloba, enaka površini krogle: . Gostota svetlobnega toka s Sonca na razdalji je:

(2)  

Planet s polmerom ta svetlobni tok prestreza s svojim presekom . Delež svetlobnega toka, ki ga planet prejme, je odvisen od njegovega albeda (odbojnosti). Prejeta moč (količina prejete energije na enoto časa) je:

(3)  

Ker je planet toplejši od okolice, oddaja energijo.^[1] Privzemimo, da planet seva kot črno telo:

(4)  

Pri tem je Stefan-Boltzmannova konstanta.

Če se planet vrti hitro, se nočna stran ne utegne bistveno ohladiti in lahko predpostavimo, da je na celotnem planetu približno enaka temperatura . V tem primeru planet seva s celotno površino in oddaja moč:

(5)  

V ravnovesju, ko se planet niti ne segreva niti ne ohlaja, ampak ima konstantno temperaturo, oddaja toliko energije, kot je prejema. Velja in sledi, da je temperatura (v Kelvinih) na planetu, ki se vrti hitro:

(6)  

Če se planet vrti počasi, ima v času noči njegova nočna stran dovolj časa, da se zelo ohladi, zlasti če planet nima atmosfere, v kateri bi vetrovi prenašali energijo s toplejše poloble na hladnejšo. V tem primeru zanemarimo energijo, ki jo oddaja nočna stran, in upoštevajmo le energijo, ki jo oddaja osvetljena polovica planeta:

(7)  

Za temperaturo na počasi vrtečem se planetu sledi:

(8)  

V obeh primerih – če se planet vrti hitro ali počasi – se je polmer planeta pokrajšal. Temperatura na planetu pada s kvadratnim korenom razdalje od Sonca.

Izraza (6) in (8) sta le oceni za temperaturo in se za večino planetov razlikujeta od dejanske temperature. Za Zemljo bi, na primer, z in enačbo (6) dobili oceno, da je temperatura površja –19 C. Razlog za odstopanje preproste ocene od dejanske temperature je večinoma v atmosferi planeta in lastni toploti (ki se sprošča pri radioaktivnih razpadih in gravitacijskem krčenju, kot na primer na Jupitru). Ocenjena in dejanska temperatura se najbolj razlikujeta pri Veneri, saj njena atmosfera deluje kot topla greda: svetloba lahko vstopi vanjo, a jo težko zapusti. Učinek tople grede deluje tudi na Zemlji. Brez njega bi bila temperatura na Zemlji pod lediščem in Zemlja bi bila v celoti zaledenela.

Zanimiva je povezava med temperaturo in atmosfero planeta. Atmosfera vpliva na temperaturo, od mase in temperature planeta pa je odvisno, ali planet atmosfero sploh ima. V atmosferi s temperaturo imajo delci plina (atomi, molekule) zaradi Brownovega gibanja termične hitrosti. Njihova povprečna termična hitrost je:

(9)  

Pri tem je masa delca plina in Boltzmannova konstanta.

Delci plina, ki imajo hitrost enako ali večjo od ubežne hitrosti (enačba (52), 4. poglavje) s planeta z maso

(10)  

pobegnejo gravitacijskemu privlaku planeta. Da planet obdrži atmosfero, mora biti delež takih delcev plina zelo majhen. Torej mora biti povprečna termična hitrost delcev veliko manjša od ubežne hitrosti s površja planeta: . To pomeni, da mora imeti planet dovolj veliko maso (veliko ubežno hitrost) in atmosfera dovolj nizko temperaturo (nizko termično hitrost delcev atmosfere). Pomeni pa tudi, da bodo ob dani temperaturi in masi planeta najlaže pobegnili lahki plini (z nizko ), kot sta vodik in helij.

5.4 Starost površja planetov in lun

Kmalu po nastanku Osončja, pred približno 4,6 milijarde let, je bila temperatura tako visoka, da so bili planeti in njihove lune raztaljeni. Sčasoma so se ohladili, notranji planeti in večina lun so dobili trdno skorjo. Občasno je planet ali luno zadelo kakšno manjše telo (asteroid, meteoroid, komet), kakršnih je bilo v mladem Osončju veliko. Na trdnem površju planeta ali lune je ob trku nastal udarni krater. Trki naj bi bili pogosti zlasti v obdobju pred od 4,1 do 3,8 milijarde let, v času t. i. poznega težkega bombardiranja. Sčasoma so majhna telesa “popadala” na planete in lune, njihovo število se je zmanjšalo in s tem tudi pogostost njihovih trkov ob planete in lune. V današnjem Osončju so taki dogodki redkost.

Vendar lahko še danes na nekaterih planetih in lunah vidimo sledi teh dogodkov – udarne kraterje. Posejanost površja planeta ali lune z udarnimi kraterji veliko pove o starosti površja.

S številnimi kraterji posejano površje, kakršno je na primer na Luni in Merkurju, je zelo staro, še iz časov, ko je bilo trkov veliko. Tako površje pove tudi, da na Luni in Merkurju ni (bilo) procesov, ki bi udarne kraterje prekrili ali izbrisali.

Po drugi strani je površje, na katerem je malo udarnih kraterjev, kot na primer na Zemlji in Veneri, mlado (kljub temu da sta Venera in Zemlja stari enako kot Merkur). Staro površje, ki je v preteklosti doživelo številne trke in je bilo posuto z udarnimi kraterji, je bilo do danes “prenovljeno”. Procesi, ki prekrijejo ali zabrišejo udarne kraterje, so vulkanska aktivnost (npr. tekoča lava), premiki tektonskih plošč in atmosferski procesi, kot je erozija tal zaradi vetra in tekoče vode.

5.5 Merkur

Merkur je Soncu najbližji planet. Velika polos njegovega tira je a. e. in ekscentričnost , zato se njegova oddaljenost od Sonca precej spreminja (od 0,30 a. e. do 0,47 a. e.).^[2] Ravnina njegove tirnice je nagnjena za glede na ekliptično ravnino. Za en obhod okoli Sonca potrebuje 88 dni.^[3] Čas, v katerem se Merkur enkrat zavrti okoli svoje osi glede na zvezde (zvezdni dan ali vrtilna doba), je 58,6 dne. Sončev dan na Merkurju traja kar dve Merkurjevi leti oziroma 176 dni (preveri z enačbo (3) iz 3. poglavja). Ker sta obhodni čas in vrtilna doba v razmerju 3 : 2, pravimo, da je Merkur v vrtilno-tirni resonanci 3 : 2, ki je posledica plimske sile Sonca.

Merkur je najmanjši planet v Osončju. Njegov polmer je 2440 km, masa in povprečna gostota . Je kamnit planet, večinoma sestavljen iz kovin in silikatov. Ker ima majhno maso in je blizu Sonca, nima atmosfere (glej podpoglavje 5.4.).^[4] Posledica dolgega Sončevega dneva in odsotnosti atmosfere je velika razlika v temperaturi na površju Merkurja: od –170 C ponoči do 430 C podnevi. Kljub visoki temperaturi je možno, da na Merkurju v senci kraterjev v bližini polov obstaja led.
Merkurjeva os vrtenja je skoraj povsem pravokotna na ravnino njegove tirnice (nagnjena je le za 2′ glede na pravokotnico na ravnino tirnice), zato so letni časi na severni in južni polobli enaki oz. istočasni. Letne čase na Merkurju povzroča eliptičnost tirnice, torej spreminjanje njegove oddaljenosti od Sonca, in ne nagnjenost osi vrtenja kot na Zemlji. Ker je tir precej sploščen, Merkur v periheliju prejme več kot dvakrat več Sončeve toplote kot v afeliju.

Površje Merkurja je posejano z udarnimi kraterji, kar pove, da je zelo staro in da je Merkur geološko neaktiven že milijarde let. Notranjo zgradbo Merkurja razdelimo na: jedro, plašč in skorjo. Jedro Merkurja je veliko, ima polmer okrog 2000 km ali 80% polmera Merkurja. V veliki meri je iz železa in je verjetno deloma staljeno, deloma trdno. Okrog jedra je okoli 400 km debel plašč iz silikatov in na vrhu okoli 35 km debela skorja.

Merkur nima nobene lune.

Merkur sta obiskali sondi ZDA Mariner 10 (1974–75) in MESSENGER (2008–15). Evropska vesoljska agencija ESA in japonska agencija JAXA sta leta 2018 izstrelili sondo BepiColombo, ki naj bi glavni del svojih opazovanj Merkurja pričela 2027.

5.6 Venera

Drugi planet od Sonca je Venera. Velika polos njenega tira je 0,723 a. e. in ekscentričnost , zato se njena razdalja od Sonca zelo malo spreminja (od 0,718 a. e. do 0,728 a. e.). Ravnina njene tirnice je glede na ekliptično ravnino nagnjena za . Venerino leto traja slabih 225 dni. Venera se okoli lastne osi vrti zelo počasi: en obrat glede na zvezde traja kar 243 dni, kar je dlje kot en Venerin obhod okoli Sonca. Ker se okrog lastne osi vrti v nasprotno smer kot drugi planeti in kot se giblje okoli Sonca (temu pravimo retrogradno vrtenje), je Sončev dan na Veneri krajši od njenega leta in traja okrog 117 dni (preveri z enačbo (4) iz 3. poglavja). Os vrtenja je nagnjena za glede na pravokotnico na ravnino tirnice (kot, večji od , pomeni, da se planet vrti retrogradno).

Veneri pogosto pravijo Zemljina dvojčica, saj ji je zelo podobna po velikosti in masi. Polmer Venere je 6050 km, masa , povprečna gostota . Vendar se razmere na površju Venere zelo razlikujejo od razmer na Zemlji. Venera ima namreč zelo gosto atmosfero, sestavljeno iz 96,5 ogljikovega dioksida in 3,5 dušika. Zaradi nje Venerinega površja ne vidimo.

Tlak na površju Venere je okrog 93-krat višji kot na površju Zemlje (tolikšen tlak je na globini 1 km pod morsko gladino na Zemlji). Ogljikov dioksid v Venerini atmosferi povzroča močan učinek tople grede, zato je temperatura na površju Venere žgočih 460 C. To je več kot na Merkurju, čeprav je Venera skoraj dvakrat dlje od Sonca kot Merkur. Zaradi goste atmosfere in vetrov je temperatura na Veneri povsod približno enaka. Ker sta nagnjenost osi vrtenja glede na pravokotnico na ravnino tirnice () in sploščenost tira zelo majhni, letni časi niso izraziti in ne povzročajo večjega sezonskega spreminjanja temperature.

Površje Venere smo pričeli spoznavati šele v dobi vesoljskih sond. Je zelo mlado in kaže močno vulkansko aktivnost. Okrog 80% površja pokrivajo gladke, vulkanske ravnine, preostanek dva višja “kontinenta”. Kontinent na severni polobli je Ištarina zemlja (Ishtar Terra). Imenovan je po babilonski boginji ljubezni in po velikosti primerljiv z Avstralijo. Na njem je najvišja gora Maxwell Montes, katere vrh je 11 km nad povprečno višino Venerinega površja. “Kontinent” na južni polobli je Afroditina zemlja (Aphrodite Terra). Imenovan je po grški boginji ljubezni in je večji, po velikosti primerljiv z Južno Ameriko.

Na površju Venere je 167 vulkanov, v premeru večjih od 100 km, in okoli tisoč udarnih kraterjev, ki so v nasprotju s kraterji na Merkurju, Luni in Marsu razmeroma majhni, s premerom, manjšim od 300 km. V ne tako daljni preteklosti so vulkani dobršen del Venerinega površja prekrili z lavo in izbrisali sledove številnih starejših kraterjev. Površje Venere je staro zgolj 300–600 milijonov let. Poleg gora, dolin, ravnin in razpok, ki so običajne za površje kamnitega planeta, je na Venerinem površju tudi nekaj posebnih struktur. Med temi so vulkanske reliefne oblike, imenovane farre, ki v premeru merijo 20–50 km in so 100–1000 m visoke, na vrhu so ploščate in spominjajo na palačinke; zvezdaste reliefne oblike, imenovane nove, reliefne oblike, ki spominjajo na pajkovo mrežo, imenovane arachnoide, in obročaste razpoke, imenovane corone.

O notranji zgradbi Venere ni znanega veliko. Iz podobnosti z Zemljo po velikosti in gostoti sklepajo, da je podobna tudi notranja zgradba: verjetno vsaj delno staljeno jedro s polmerom okrog 3000 km, plašč in skorja. Glavna razlika je, da na Veneri ni dokazov o premikih tektonskih plošč, kar je morda posledica zelo močne skorje.

Venera nima nobene lune.

Venero so obiskale številne sonde. V 60. letih 20. stoletja več sovjetskih sond Venera in sonda ZDA Mariner 2. Leta 1970 je Venera 7 izvedla prvi mehki pristanek na površju kakega drugega planeta. V kasnejših letih je sledilo več ameriških in sovjetskih sond, med njimi: Venera 8 (1972), Mariner 10 (1974), Venera 9, Venera 10 (1975), Pioneer Venus (1978–1993), Venere 13–16 (1982–1984), Vega 1 in Vega 2 (1985), Magellan (1990–1994). Nekatere so na Veneri pristale, druge so se utirile v orbito okoli nje ali jo opazovale med mimoletom. Galileo (1990), na primer, jo je opazoval na poti proti Jupitru,  ameriško-evropska sonda Cassini-Huygens (1998–1999) na poti proti Saturnu, MESSENGER (2006–2007) na poti proti Merkurju. Sonda Evropske vesolje agencije (ESA) Venus Express (2006–2015) je Venero s tirnice okoli nje opazovala 9 let. V zadnjem desetletju sta več mimoletov izvedla evropska sonda BepiColombo in ameriška Parker Solar Probe. V pripravi je več sond za proučevanje Venere, med njimi EnVision (ESA, načrtovana izstrelitev 2031), VERITAS in DAVINCI+ (Nasa; 30. leta 21. stoletja).

5.7 Zemlja

Tretji planet od Sonca je Zemlja. Velika polos Zemljinega tira je 1 a. e. km. Ekscentričnost tira pomeni, da se oddaljenost Zemlje od Sonca spreminja za % (od 0,9833 a. e. do 1,0167 a. e.). En obhod okoli Sonca naredi v 365,25 dne. Okoli svoje osi se vrti razmeroma hitro: en obrat glede na zvezde naredi v , Sončev dan traja točno 24 ur. Os vrtenja Zemlje je nagnjena za glede na pravokotnico na ravnino tirnice (ekliptično ravnino). Nagnjenost osi vrtenja je vzrok za letne čase: ko je na severni polobli zima, je na južni polobli poletje in obratno. Temperatura na Zemlji je od –40 C do +50 C in omogoča obstoj tekoče vode na površju.

Zemljin polmer je km, masa kg in povprečna gostota . Zemlja je kamnit planet, setavljen pretežno iz železa (32), kisika (30), silicija (15), magnezija (14), žvepla (3) in drugih elementov. Ima okoli 100 km debelo atmosfero, ki je sestavljena iz 78 % dušika, 21 % kisika in 1 % argona, ogljikovega dioksida in drugih plinov. Zračni tlak na površju je Pa. Vremenski pojavi, kot so veter, dež in sneg, povzročajo erozijo tal in spreminjajo površje. Zemlja ima tektonske plošče. Njihovi premiki povzročajo potrese in vulkane ter obnavljajo površje. Površje Zemlje je mlado in na njem najdemo malo udarnih kraterjev.

Notranjost Zemlje je vroča – v središču naj bi bila temperatura okoli 5000 stopinj. Notranje jedro Zemlje naj bi bilo trdno in pretežno iz železa, s polmerom okoli 1250 km. Nad njim je 2200 km debela plast tekočega zunanjega jedra. Zunanje jedro obdajata spodnji in zgornji plašč, ki imata skupno debelino okoli 2900 km. Nad njima je silikatna skorja, ki ima različno debelino: pod oceani je v povprečju debela 6 km, na celinah 30–50 km.

Zemlja je edino telo v Osončju, ki ima na površju tekočo vodo. Tekoča voda prekriva 71 njenega površja, velika večina (97) je je v morjih. Morja so dom raznovrstnim živim bitjem. Mikroorganizmi v njih so pomemben vir kisika v Zemljinem ozračju. Po današnjem razumevanju je tekoča voda ključnega pomena za nastanek in razvoj življenja. Zemlja je edino telo v vesolju, za katerega vemo, da na njem obstaja ali je obstajalo življenje. Možno je, da življenje obstaja tudi kje drugje v vesolju, vendar ga doslej še niso odkrili.

Poleg tekoče vode je ključnega pomena za obstoj življenja tudi ozračje, ki absorbira visoko-energijsko svetlobo – ultravijolično, rentgensko in svetlobo gama – ki prihaja do Zemlje iz vesolja in bi sicer poškodovala celice živih bitij na Zemljinem površju.

Za obstoj življenja je pomembno tudi Zemljino magnetno polje, ki nas ščiti pred nabitimi delci s Sonca (Sončevim vetrom). Nabite delce usmeri proti Zemljinemu severnemu in južnemu magnetnemu polu, kjer vzbudijo molekule v ozračju, ki nato ob vračanju v nižja energijska stanja oddajajo svetlobo, ki jo vidimo kot polarni sij (v bližini severnega pola se imenuje aurora borealis ali severni sij, v bližini južnega pola aurora australis ali južni sij). Vir Zemljinega magnetnega polja je vrtenje in raztaljena notranjost – gibanje električno prevodnih tekočin v Zemljinem zunanjem jedru ustvarja in ohranja magnetno polje (t. i. teorija dinama).

5.7.1 Zemlja in Luna

Zemlja ima en naravni satelit – Luno. Lunin polmer je , kar je približno četrtina Zemljinega. Njene mase je za dober odstotek Zemljine ali natančneje . Luna ima manjšo povprečno gostoto od Zemlje: . Glede na svoj planet, Zemljo, je Luna zelo velika. Je peta največja in peta najmasivnejša luna v Osončju ter največja in najmasivnejša luna glede na svoj planet.

Luna nima atmosfere. Pogled na njeno od udarnih kraterjev razbrazdano površje pove, da gre za zelo staro površje, po ocenah staro okoli 4 milijarde let. Dolžina dneva na Luni traja en sinodski mesec, zato se temperaturi na osvetljeni in neosvetljeni strani zelo razlikujeta: od –170 C (ali celo –200 C v bližini Luninih polov) ponoči do +120 C podnevi.

V notranjosti je Luna delno staljena. Okrog notranjega trdnega železovega jedra je zunanje staljeno jedro, ki sega do polmera okrog 300 km. Sledi delno staljena plast do polmera 500 km, tej pa debela plast trdnega plašča, ki sega vse do radija okrog 1700 km, kjer se prične okrog 50 km debela skorja.

Na površju Lune lahko s prostim očesom opazimo temna območja, ki se imenujejo maria (morja), saj so nekoč menili, da so napolnjena z vodo. Danes vemo, da so to območja strjene lave, ki je napolnila depresije, nastale zaradi udarcev asteroidov, meteoroidov in kometov. Svetlejša območja so terrae ali višavja. Z daljnogledom ali teleskopom na Luninem površju opazimo veliko število udarnih kraterjev. Po ocenah je samo na tej, proti Zemlji obrnjeni strani Lune kakih 300.000 kraterjev, večjih od 1 km. Večina jih je poimenovanih po znanstvenikih in raziskovalcih; npr. kraterji Tycho, Kopernik in Aristarh ter 75-kilometrski krater Vega (poimenovan po slovenskem matematiku Juriju Vegi), ki ga lahko vidimo na spodnjem desnem delu k nam obrnjene Lunine poloble. Drugo, od Zemlje proč obrnjeno stran Lune, je prva fotografirala sovjetska vesoljska sonda Luna 3 leta 1959 in razkrila, da je na njej manj morij in več kraterjev. Na tej strani je 43-kilometrski krater Tesla (poimenovan po srbsko-ameriškem izumitelju Nikoli Tesli).

Relativna velikost Lune glede na njen planet je izziv za modele, ki poskušajo razložiti njen nastanek. Po najbolj sprejeti teoriji je Luna nastala, ko se je pred skoraj 4,5 milijarde leti (okrog 50 milijonov let po nastanku Osončja) v Zemljo zaletelo neko telo, po velikosti primerljivo z Marsom. Iz zunanjih delov Zemlje, ki so se ob trku odtrgali z nje, je nastala Luna. To razloži, zakaj je gostota in sestava Lune podobna gostoti in sestavi zunanjih plasti Zemlje.

5.7.2 Plima

Luna s svojo gravitacijsko silo vpliva na obliko Zemlje in povzroča plimo. Na podoben način na svoje planete delujejo tudi druge lune, vendar vpliv Lune zaradi njene relativno velike mase in bližine Zemlji ni zanemarljiv.

Kaj pravzaprav je plima? Gravitacijska sila Lune pada s kvadratom razdalje od nje. Na tisto stran Zemlje, ki je bliže Luni, deluje nekoliko večja sila kot na tisto stran, ki je od Lune dlje (slika 5.9)

Razlika teh dveh sil je plimska sila, ki skuša razpotegniti Zemljo v smeri zveznice z Luno in na Zemlji ustvari plimsko izboklino ali plimski val.

Če se Zemlja ne bi hitro vrtela, bi bil plimski val usmerjen točno proti Luni. Ker pa se Zemlja vrti hitreje, kot se Luna giblje okoli nje, vztrajnost “odnaša” plimski val naprej, zato je ta nekoliko pred zveznico med Zemljo in Luno (glej sliko 5.9). Gravitacijska sila med plimskim valom in Luno ima dve posledici: pospešuje Luno, ki se zato odmika od Zemlje za okrog 4 cm na leto, in ustavlja vrtenje Zemlje, zaradi česar se dan na Zemlji podaljšuje za okrog 2 ms na stoletje.

Na enak način kot Luna s plimsko silo deluje na Zemljo tudi Sonce, le da je plimski vpliv Sonca približno pol manjši od vpliva Lune. Ob mlaju in ščipu se vpliva Lune in Sonca seštejeta, ker takrat delujeta plimski sili Lune in Sonca na isti premici in skušata Zemljo razpotegniti v isti smeri, zato je plima takrat močnejša. Ob prvem in zadnjem krajcu pa poskušata Luna in Sonce Zemljo razpotegniti v pravokotnih smereh, zato se njun vpliv deloma odšteje oz. oslabi (slika 5.10).

Na gladini oceana je višina plime v povprečju 1 m, v nekaterih ožinah celo 15 m. Višina plime je namreč zelo odvisna od oblike morske obale in morskega dna. Zaradi plime se dviga in spušča tudi Zemljina trdna skorja, in sicer za okoli 30 cm.

Tudi Zemlja deluje s plimsko silo na Luno. Ker ima Zemlja 81-krat večjo maso in 4-krat večji polmer kot Luna je (ob enaki razdalji med Zemljo in Luno) plimska sila Zemlje na Luno okoli 20-krat večja kot plimska sila Lune na Zemljo (glej enačbo (12)). Plimska sila Zemlje na Luno je vzrok t. i. plimske zaklenjenosti Lune oz. vrtilno-tirne resonance 1 : 1 – obhodni čas Lune okoli Zemlje je enak času, v katerem se Luna enkrat zavrti okoli svoje osi. Energijsko je namreč ugodneje, da Luna kaže Zemlji vedno isto stran, saj je potem plimska izboklina na Luni vedno obrnjena v smeri zveznice z Zemljo.

Plimska sila deluje tudi med drugimi planeti in njihovimi lunami. Vpliv lun na njihove planete je majhen, vpliv planetov na lune pa je lahko znaten, npr. vpliv Jupitra na Io. Še posebej je vpliv planeta izrazit, če luna ni trdna, ampak plinasta in jo drži skupaj samo lastna gravitacijska sila (in ne notranje sile med atomi in molekulami).

Ocenimo, kako blizu svojemu planetu je še lahko plinasta luna, da je plimska sila planeta ne raztrga. Naj planet z maso deluje s svojo gravitacijsko silo na luno, ki ima maso in polmer , in je razdalja med njunima središčema . Gravitacijska sila planeta pada z oddaljenostjo od njega, zato planet deluje z večjo silo na tisto stran lune, ki mu je bliže, saj je , in z manjšo silo na tisto stran lune, ki je dlje: . Razlika teh dveh sil je plimska sila, ki skuša razpotegniti luno v smeri zveznice s planetom:

(11)  

Če je luna veliko manjša od razdalje med luno in planetom, velja in smemo napisati približek:

(12)  

Vidimo, da je plimska sila sorazmerna z masama obeh teles in z velikostjo telesa, na katerega deluje, ter obratno sorazmerna s tretjo potenco razdalje med telesoma.

Naj je luna plinasta in jo drži skupaj samo lastna gravitacija. Ocenimo silo lastne gravitacije lune kot gravitacijsko silo med dvema “kosoma” lune, ki imata vsak maso in sta na medsebojni razdalji :

(13)  

Če je plimska sila močnejša od lastne gravitacije, , luno raztrga. Iz enačb (12) in (13) sledi, da se to zgodi pri razdalji od planeta, ki je manjša od:

(14)  

Pri tem smo z označili povprečno gostoto lune. To razdaljo imenujemo Rocheva meja.
Če sta gostoti planeta in lune podobni, nadalje sledi, da je , pri čemer je polmer planeta.
Ljudje in predmeti na Zemlji smo očitno pod Rochevo mejo Zemlje. A ker nas skupaj ne drži lastna gravitacija, kot smo predpostavili pri zgornji izpeljavi, ampak notranje sile med atomi in molekulami, nas plimska sila Zemlje ne raztrga. Pravzaprav je sploh ne občutimo, saj je zaradi naše majhnosti zelo šibka.

5.7.3 Pristanki na Luni

Luna je poleg Zemlje edino telo v vesolju, na katerega je stopila človeška noga. Raziskovali so jo na različne načine. Med številnimi sondami oz. programi v 20. stoletju jih omenimo le nekaj: sovjetski program Luna je v 50. letih zaslužen za prvi mimolet Lune, prvi pristanek sonde na Luni in prve posnetke druge strani Lune ter v začetku 70. let tudi za vzorce skal in prsti, ki so jih z Lune prinesli na Zemljo. V tem obdobju vesoljske tekme med Sovjetsko zvezo in Združenimi državami Amerike je Nasa razvijala program Apollo, katerega vrhunec je bil Apollo 11, ki je 20. julija 1969 opravil prvi pristanek sonde s človeško posadko na Luni (slika 5.11). V naslednjih treh letih je sledilo še pet Nasinih pristankov. Skupno je doslej po Luninem površju hodilo 12 ljudi. V sklopu programa Apollo so na Zemljo prinesli skoraj 400 kg vzorcev kamnin z Lune.

Nekateri ljudje trdovratno verjamejo, da so pristanki na Luni laž, potegavščina ali zarota, čeprav obstajajo številni empirični dokazi za pristanek sond s človeško posadko na Luni, na primer vzorci kamnin z Lune, retroreflektorji, ki so jih na Luni pustile posadke Apolla (in ki omogočajo meritve oddaljenosti Lune z metodo odboja laserskega snopa), ter visokoločljivi posnetki krajev pristanka sond Apollo, ki jih je leta 2009 naredila sonda Lunar Reconnaissance Orbiter in ki kažejo ostanke pristajalnih modulov teh sond.

Luna je ponovno cilj vesoljske tekme, tokrat med ZDA in Kitajsko. ZDA so napovedale povratek posadke – tokrat s prvo astronavtko – na Luno s programom Artemis (v grški mitologiji sestra dvojčica Apolona, torej Apolla). Kitajska je na Luni izvedla več uspešnih pristankov sond Chang’e in tam prav tako načrtuje pristanek človeške posadke. Obe državi imata v načrtu vzpostavitev stalnega oporišča na Luni, rudarjenje in izkoriščanje njenih surovin ter uporabo Lune kot odskočne deske za pot na Mars.

5.8 Mars

Četrti planet od Sonca je Mars. Velika polos njegovega tira je 1,523 a. e., ekscentričnost (njegova razdalja od Sonca se spreminja od 1,381 a. e. do 1,666 a. e.). Ravnina njegove tirnice je glede na ekliptično ravnino nagnjena za . Marsovo leto traja 687 dni ali 1,88 Zemljinega leta. Okoli svoje osi se Mars zavrti glede na zvezde v 24,6 ure, Sončev dan na Marsu je dve minuti daljši in tako za slabih 40 min daljši od Zemljinega. Os vrtenja Marsa je nagnjena za glede na pravokotnico na ravnino tirnice. Zato ima Mars letne čase, podobno kot Zemlja.

Mars je drugi najmanjši planet Osončja. Je približno pol manjši od Zemlje, njegov polmer je okrog 3400 km ali , masa , povprečna gostota .
Ima redko atmosfero, ki je sestavljena iz 95 % ogljikovega dioksida, 2 % argona, 2 % dušika ter iz drugih plinov. Tlak tik nad površjem je veliko nižji od tlaka na Zemlji (med 0,4–0,87 kPa). Temperatura na Marsu je med –110 C in +35 C.

Čeprav je Marsova atmosfera redka, so v njej opazili oblake, peščene viharje in vrtince, v angleščini imenovane dust devils (v dobesednem prevodu peščene hudiče).

Marsovo površje vsebuje veliko železovega oksida, kar planetu daje njegovo značilno rdečkasto barvo. Na njem najdemo udarne kraterje in vulkane, doline, puščave in polarne kape, podobno kot na Zemlji. Polarne kape na Marsu so iz vodnega ledu in iz suhega ledu (zamrznjenega ogljikovega dioksida). Če bi se ves vodni led s polarnih kap stalil, bi večino Marsovega površja prekrila 11 metrov visoka plast vode. Vendar tekoče vode danes na površju Marsa ni. Možno pa je, da zamrznjena voda obstaja pod Marsovim površjem.

Na površju Marsa je vulkanska gora Olympus Mons, ki je z okoli 22 km višine druga najvišja gora v Osončju in najvišja na katerem od planetov (najvišja gora v Osončju je 22,5-kilometrski Rheasilvia Mons na asteroidu Vesta). Čez Marsovo površje se v bližini njegovega ekvatorja razteza okoli 4000 km dolg kanjon Valles Marineris, ki je globok do 7 km. Na severni polobli ravnina Borealis pokriva kar 40 % površine planeta. Svetlejši deli površja Marsa so pokriti s prahom in peskom, ki je bogat z rdečkastimi železovimi oksidi. Nekoč so menili, da so to Marsovi kontinenti in so jim dali imena, kot sta Arabia Terra (Arabska dežela) in Amazonis Planitia (Amazonska ravnina). Za temnejše predele površja so menili, da so morja, in jih imenovali Mare Erythraeum, Mare Sirenum in Aurorae Sinus.

Leta 1877 je Giovanni Schiaparelli poročal, da je na površju Marsa opazil niz temnih črt in jih imenoval canali (naravno nastali vodni kanali). Ameriški astronom Percival Lowell jih je interpretiral kot ravne, umetne kanale, ki naj bi bili del namakalnega sistema razvite civilizacije. Danes vemo, da na Marsu ni nikoli obstajala razvita civilizacija. Za zdaj tudi ni dokazov, da je kdaj na njem obstajala kakršnakoli oblika življenja. Z boljšimi napravami in posnetki s sond pa odkrivajo številne naravno nastale struge, ki pričajo, da je v preteklosti na Marsu obstajala tekoča voda. Med njimi je tudi Ma’adim Vallis, struga, ki je dolga okoli 700 km, široka 20 km in ponekod 2 km globoka.

V središču Marsa je raztaljeno jedro, ki ima polmer okoli 1800 km in je večinoma iz železa in niklja. Obdaja ga silikatni plašč, ki ga pokriva kakih 50 km debela skorja iz silicija, kisika, železa in drugih elementov. Sonde so na Marsu zaznale potrese, kar kaže, da je seizmično aktiven.

Mars ima 2 luni: Fobos (Strah) in Deimos (Groza); sta majhni (10–26 km) in nepravilne oblike, verjetno sta ujeta asteroida.

Mars so obiskale številne sonde. Prva je bila sonda ZDA Mariner 4 leta 1965. Sledile so odprave Sovjetske zveze, ZDA, Evrope, Indije, Združenih arabskih emiratov in Kitajske. Nekatere so se utirile v tirnico okoli planeta in pošiljale na Zemljo posnetke površja, druge so na njem pristale. Leta 2023 je delovalo osem odprav za raziskovanje Marsa: 2001 Mars Odyssey, Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter, MAVEN, ExoMars Trace Gas Orbiter, Hope Orbiter in Tianwen-1 orbiter. Na površju Marsa so delovali roverji – samostojna vozila, ki potujejo po Marsovem površju, ga slikajo in jemljejo ter analizirajo vzorce tal (roverji ameriške agencije Nasa: Sojourner, Spirit, Opportunity; kitajski rover: Zhurong). Zdaj delujoča roverja sta Nasina Curiosity (Radovednost) in Perseverance (Vztrajnost). V pripravi je več odprav, med njimi Esina odprava ExoMars.

5.9 Jupiter

Jupiter je peti planet od Sonca in prvi od zunanjih planetov. Velika polos njegovega tira je 5,20 a. e, ekscentričnost (njegova razdalja od Sonca se spreminja od 4,95 a. e. do 5,46 a. e.), ravnina njegove tirnice je glede na ekliptično ravnino nagnjena za . Jupitrovo leto traja 11,86 Zemljinega leta. Okrog svoje osi se zavrti v 9,9 ure, os vrtenja je nagnjena za samo glede na pravokotnico na ravnino tirnice, zato njegova polarna območja ves čas dobivajo malo energije s Sonca. Temperaturo med ekvatorialnimi in polarnimi deli v veliki meri izenačuje konvekcija znotraj planeta. Temperatura v zgornjih plasteh atmosfere je okoli –180 C.

Jupiter je največji in najmasivnejši planet Osončja. Njegov polmer je okrog 11 Zemljinih polmerov: na polu je približno 67.000 km , na ekvatorju pa okoli 71.500 km . Masa Jupitra je ali približno tisočinka Sončeve mase. Povprečna gostota Jupitra je , torej je malo večja od gostote tekoče vode in primerljiva s povprečno gostoto Sonca. Po sestavi je podoben Soncu: približno tri četrtine njegove mase je vodik in četrtina helij. Pravimo mu plinasti velikan.

Domnevajo, da ima Jupiter gosto trdno jedro iz kovin in kamnin, ki ga obdaja debela plast kovinskega vodika (oblike vodika, ki se pod visokim tlakom obnaša kot električno prevodna snov). Nad njim je kakih 3000 km debela atmosfera, sestavljena večinoma iz molekulskega vodika in helija ter manjših količin vode, metana, vodikovega sulfida in amonijaka. Jupiter nima trdnega površja: zgornje plasti atmosfere so plinaste, v spodnjih plasteh atmosfere pa sta tlak in temperatura nad kritično točko vodika, kar pomeni, da ni razlike med kapljevinsko in plinasto fazo vodika (vodik je v nadkritičnem stanju). Z globino gostota in temperatura naraščata in plin postopoma prehaja v kapljevino.

Proge, ki jih vidimo na Jupitru in se gibljejo v smeri vzhod – zahod, so nekakšna stalnica, čeprav se lahko njihova širina in barva spreminjata s časom. V progah so hladni oblaki, ki lebdijo v atmosferi iz vodika in helija, in so razporejeni v treh plasteh: zgornja plast je verjetno iz amonijakovega ledu, srednja iz kristalov amonijevega hidrosulfida, najnižja plast iz vodnega ledu in vodne pare. Delimo jih na temnejše pasove in svetlejše zone. Barvo jim dajeta žveplo in fosfor, ki se dvigata iz toplejše notranjosti planeta. V progah pihajo močni vetrovi, različni pasovi in zone imajo različne vrtilne čase, saj se Jupiter ne vrti kot togo telo.

V atmosferi nastajajo vrtinci, ki so lepo vidni tudi z manjšimi teleskopi. Največji med njimi je znana Velika rdeča pega na južni polobli Jupitra, ki je zelo stabilno območje visokega pritiska in so jo opazili že leta 1831 (podobno pego so opazili že prej, v 17. stoletju, vendar verjetno ni šlo za isto pego oz. vrtinec). Ker se oblaki navidezno hitro gibljejo (Jupitrova perioda vrtenja je le okoli 10 ur), lahko že v kratkem času opazimo spremembo položaja Velike rdeče pege in drugih značilnosti pasov oblakov.

Jupiter ima približno 80-krat premajhno maso, da bi v njem potekale jedrske reakcije zlivanja vodika v helij in bi bil zvezda. Kljub temu oddaja več energije, kot je dobi od Sonca. Dodatna energija naj bi prihajala iz počasnega krčenja Jupitra (okoli 2 cm na leto), pri katerem se gravitacijska energija pretvarja v toploto.

Jupiter ima 95 znanih lun, od tega jih je 79 manjših od 10 km in so bile odkrite po letu 1975. Največje štiri lune so: Io, Evropa, Ganimed in Kalisto, ki jih je odkril Galileo Galilei pred dobrimi štiristo leti in jih imenujemo Galileieve lune:^[5]

• Jupitru najbližja Io je geološko-vulkansko najbolj aktivno telo v Osončju, kar je posledica tega, da jo nenehno gnetejo plimske sile Jupitra in preostalih Galileievih lun. Njen polmer je okrog 1800 km ali četrtina Zemljinega.
• Evropa je s polmerom 1560 km najmanjša med Galileievimi lunami in malenkost manjša od Lune. Njeno ledeno površje je precej gladko in svetlo, na njem je veliko nekakšnih trakov in črt ter malo kraterjev. Domnevajo, da je pod njenim površjem ocean tekoče vode.
• Ganimed ima polmer 2630 km, kar je približno 1,5-kratni polmer Lune, in je največja luna v Osončju, večja od planeta Merkur. Njegovo površje ima temna, zelo stara območja, polna udarnih kraterjev, in nekoliko mlajša (a še vedno stara) svetlejša območja, ki se ponekod v obliki trakov raztezajo čez površje lune. Tudi pod površjem Ganimeda naj bi bil ocean tekoče vode.
• Kalisto je druga največja Galileieva luna in četrta po oddaljenosti od Jupitra. Njeno površje je temno in posejano s svetlimi udarnimi kraterji.

Obhodni časi prvih treh Galileievih lun okoli Jupitra so v celoštevilskem razmerju (obhodni čas četrte lune pa ne):

(15)  

V času, v katerem Ganimed naredi en obhod okoli Jupitra, naredi Evropa dva in Io štiri. Pravimo, da so v tirni (orbitalni) resonanci, ki je posledica delovanja plimskih sil med njimi. Kalisto ni v resonanci s prvimi tremi, ker je skoraj dvakrat dlje od Jupitra kot Ganimed in je vpliv plimskih sil nanjo manjši. Galileieve lune so lepo vidne že z manjšimi teleskopi, njihov kratek obhodni čas okoli Jupitra omogoča, da opazimo spremembo njihovega položaja že v nekaj urah.

Jupitrove lune delimo na pravilne in nepravilne. Osem Jupitru najbližjih lun (štiri Galileieve lune in štiri, ki so Jupitru še bližje – gibljejo se znotraj tirnic Galileievih lun) spada med pravilne lune, ki imajo približno krožne tirnice okoli Jupitra, gibljejo se približno v ravnini Jupitrovega ekvatorja in naj bi nastale istočasno kot Jupiter. Druge lune so nepravilne – te se gibljejo zunaj tirnic Galileievih lun, njihove tirnice so večinoma znatno sploščene, nekatere tudi retrogradne in naj bi bile ujeti asteroidi.

Jupiter ima šibek obroč iz majhnih delcev, velikosti zrn prahu, ki ga je odkrila sonda Voyager 1 leta 1979. Druge pomembne sonde, ki so letele mimo Jupitra, so bile Pioneer 10 (1973), Pioneer 11 (1974), Voyager 1 in 2 (1979), Ulysses (1992, 2004), Cassini (2000), New Horizons (2007). Prva sonda, ki se je utirila v tirnico okoli Jupitra, je bil orbiter Galileo (1995–2003): v Jupitrovo atmosfero je poslal atmosfersko sondo in bil med drugim leta 1994 priča trku kometa Shoemaker-Levy 9 v Jupiter. Zdaj je v orbiti okoli Jupitra Nasina sonda Juno. ESA je 2023 izstrelila sondo JUICE, ki naj bi Jupiter dosegla leta 2031. Nasa je leta 2024 proti Jupitrovi luni Evropi izstrelila sondo Europa Clipper.

5.10 Saturn

Saturn je šesti planet od Sonca. Velika polos njegovega tira je skoraj dvakrat večja od Jupitrove: 9,58 a. e, ekscentričnost (njegova razdalja od Sonca se spreminja od 9,05 a. e. do 10,11 a. e.). Ravnina njegove tirnice je glede na ekliptično ravnino nagnjena za . Saturnovo leto traja 29,46 Zemljinega leta. Okoli svoje osi se zavrti v 10,57 ure, os vrtenja je nagnjena za glede na pravokotnico na ravnino tirnice, zato lahko vsakih 15 let lepo vidimo Saturnovo severno ali južno poloblo in Saturnove obroče. Temperatura v zgornjih plasteh atmosfere je okrog –140 C.

Saturn je drugi največji in najmasivnejši planet Osončja. Njegov polmer je za okrog 9 Zemljinih polmerov, a je precej sploščen: na ekvatorju je Saturnov polmer okrog , na polu okrog . Masa Saturna je , povprečna gostota , kar pomeni, da je Saturn v povprečju redkejši od vode.

Podobno kot Jupiter je tudi Saturn sestavljen večinoma iz vodika in helija in nima trdnega površja. Tudi po notranji zgradbi je podoben Jupitru. Ima gosto, trdno jedro, pretežno iz železa in niklja, obdano s plastjo kamnin. Nad tem je plast tekočega kovinskega vodika in nad njo plast tekočega vodika in helija, ki z višino postopno prehaja v plin. Na vrhu je 60 km debela plast atmosfere iz molekulskega vodika (96 %), helija (3 %), metana in amonijaka (zaradi kristalov amonijaka v zgornjih plasteh atmosfere je Saturn rumenkaste barve). Tudi Saturn ima v atmosferi vetrove in rumenkaste pasove oblakov, a so manj barviti in izraziti kot pri Jupitru.

Saturn je najbolj znan po svojem obroču, ki je pravzaprav sistem obročev. Galileo Galilei je Saturnov obroč “zaslutil” že pri opazovanjih leta 1610, vendar s svojim teleskopom ni mogel razločiti njegove oblike. 45 let kasneje ga je odkril Christian Huygens. Giovanni Cassini je leta 1675 odkril temno vrzel v obroču, ki ga navidez deli v dva dela (obroča A in B) in ji rečemo Cassinijeva ločnica. Široka je 4800 km.

Saturnov obroč je sestavljen iz večjega števila obročev (D, C, B, A, F po oddaljenosti od Saturna) in vrzeli med njimi (Colombova, Maxwellova, Huygensova, Cassinijeva, Enckejeva, Keelerjeva ločnica). Številne bolj ali manj izrazite ločnice naj bi nastale zaradi gravitacijskega vpliva številnih Saturnovih lun (nekatere med njimi se gibljejo med obroči: Pan, Prometej, Pandora) ali zaradi tirnih resonanc med delci v obroču in bolj oddaljenimi lunami (na tak način naj bi luna Mimas povzročala Cassinijevo ločnico). Glavni del obroča sega od 67.000 km do 140.000 km od središča Saturna (od 7.000 km do 80.000 km od Saturnovega ekvatorja), nekaj šibkih obročev (G, E idr.) naj bi segalo vse do več milijonov kilometrov daleč. Ocenjena debelina obročev je zgolj okrog 10–20 metrov. Obroč ni trdna struktura, ampak ga sestavlja ogromno število majhnih belkastih delcev iz vodnega ledu, ki se gibljejo okoli Saturna. Njihove velikosti so vse od drobnih zrn prahu (od m) do okrog 10 m, nekateri celo 10 km. Celotna masa delcev v obroču je le okrog 0,02 % mase Lune.
Ni še znano, kdaj in kako je Saturnov obroč nastal. Ocene njegove starosti segajo od več kot 4 milijarde let (če bi nastal istočasno ali kmalu po nastanku Saturna) do, kot kažejo novejše raziskave, 100 milijonov let ali še manj. Obroč naj bi sestavljali ostanki neke (manjše) ledene lune, ki je bodisi prišla Saturnu preblizu (znotraj njegove Rocheve meje) bodisi jo je razbil trk s kakim velikim asteroidom, kometom ali drugo luno. Na podlagi meritev hitrosti, s katero Saturnov obroč izgublja snov, ocenjujejo, da bo izginil v od 100 do 300 milijonih let.

Saturn ima 146 znanih lun. Največja med njimi je Titan, ki ima polmer okoli 2570 km in je druga največja luna v Osončju ter edina luna v Osončju, ki ima gosto atmosfero. Atmosfera je rumene barve, večinoma iz dušika, in zakriva pogled na Titanovo površje. Šele sonda Cassini-Huygens, ki je na njem pristala leta 2005, ga je razkrila in pokazala, da so na njem reke, jezera in morja iz ogljikovodikov, verjetno tekočega metana in etana. Na Titanu naj bi padal metanov dež. Nekateri menijo, da bi lahko na Titanu obstajalo življenje v obliki mikrobov, a ne na površju, pač pa v podzemnem oceanu. Podzemni ocean naj bi bil tudi na luni Enkelad.

Večje Saturnove lune so (po oddaljenosti od Saturna): Mimas (približen polmer 200 km), Enkelad (250 km), Tetija (530 km), Diona (560 km), Rea (760 km), Titan (2570 km), Japet (735 km).

Prvi mimolet Saturna je leta 1979 izvedla sonda Pioneer 11, kmalu za tem sta sondi Voyager 1 (1980) in Voyager 2 (1981) na Zemljo poslali podrobne posnetke Saturna, njegovega obroča in lun. Nasina in Esina odprava Cassini-Huygens je Saturnov sistem proučevala od leta 2004 in na Zemljo poslala  ogromno posnetkov in podatkov. Sonda Huygens je leta 2005 pristala na površju Titana. Orbiter Cassini je ostal v tirnici okoli Saturna do leta 2017, ko se je odprava končala z načrtovanim spustom Cassinija v Saturnovo atmasfero.

5.11 Uran

Uranov povprečni navidezni sij je blizu mejne vrednosti za opazovanje s prostim očesom (6 mag). Zaradi relativne temnosti tudi po iznajdbi teleskopa še dolgo ni bil prepoznan kot planet; nekateri so ga sicer opazili, a so ga zamenjali za zvezdo. Za odkritelja velja William Herschel, ki ga je prvič opazoval leta 1781. Sprva je menil, da gre za komet. Nadaljnja opazovanja Herschla in drugih astronomov so pokazala, da gre za planet.

Uran je sedmi planet od Sonca. Velika polos njegovega tira je okrog dvakrat večja od Saturnove: 19,23 a. e., ekscentričnost je (njegova razdalja od Sonca se spreminja od 18,37 a. e. do 20,08 a. e.). Ravnina njegove tirnice je glede na ekliptično ravnino nagnjena za . Uranovo leto traja 84,32 Zemljinega leta. Na njegovi oddaljenosti od Sonca je gostota svetlobnega toka okrog 400-krat manjša kot na Zemlji. Temperatura v zgornjih plasteh atmosfere je le okrog –200 C, ponekod se spusti do –224 C, kar je najnižja izmerjena temperatura na katerem od planetov. Okrog svoje osi se Uran zavrti v 17,24 ure, os vrtenja je nagnjena za glede na pravokotnico na ravnino tirnice, kar pomeni, da leži skoraj v ravnini tirnice (kot da se del poti okoli Sonca kotali). Posledica tega je, da je vsak od Uranovih polov polovico Uranovega leta (42 let) nenehno osvetljen od Sonca in drugo polovico v temi (ko je osvetljen severni pol, je južni v temi in obratno). Uranova polarna območja v času Uranovega leta prejmejo v povprečju več Sončeve energije kot ekvatorialna. Kljub temu je Uran bolj vroč na ekvatorju kot na polih. Razlog za to še ni znan. Tudi vzrok nenavadne nagnjenosti osi vrtenja ni trdno znan, domnevajo, da je posledica trka z enim ali več protoplaneti velikosti Zemlje kmalu po nastanku Osončja.

Uran je tretji največji planet Osončja in četrti po masi. Njegov polmer je okrog 25.000 km ali okoli . Masa Urana je , povprečna gostota je podobna Jupitrovi.
Uran ima v notranjosti tri plasti: silikatno-železovo-nikljevo jedro, ki ga obdaja plašč vode, amonijaka in metana. Tej mešanici pravimo led, čeprav gre za vročo in gosto tekočino nad kritično točko. Nad plaščem je plinasta zunanja plast večinoma iz molekulskega vodika in helija. Notranji zgradbi Urana in Neptuna sta drugačni od Jupitrove in Saturnove. V Uranu in Neptunu prevladuje led nad plini, zato jima pravimo ledena velikana.

Uran nima trdnega površja. Kar vidimo, je njegova zelo enakomerna modrikasta, sinja astmosfera, ki je take barve zaradi absorpcije svetlobe pri metanu.

Uran ima znanih 13 obročev (vsi razen dveh so zelo ozki), sestavljeni so iz temnih delcev velikosti od mikrometra do nekaj 10 cm. Obroči so verjetno relativno mladi in so ostanki lune ali več lun, ki so jih razbili trki.

Uran ima 28 znanih lun, največje med njimi so: Miranda (približen polmer 235 km), Ariel (580 km), Umbriel (585 km), Titanija (790 km) in Oberon (760 km).

Doslej je Uran obiskala le sonda Voyager 2, ki ga je dosegla leta 1986 (9 let po izstrelitvi).

5.12 Neptun

Po odkritju Urana so v njegovem gibanju opazili majhne nepravilnosti, ki so kazale na morebiten obstoj še enega planeta, onstran Uranove tirnice. John Couch Adams in Urbain Le Verrier sta napovedala, kje na nebu naj bi se nahajal. Kmalu za tem, leta 1846, ga je v bližini napovedanega položaja odkril Johann Gottfried Galle. Poimenovali so ga Neptun.

Neptun je osmi in najbolj oddaljeni planet od Sonca. Velika polos njegovega tira je 30,1 a. e. in ekscentričnost (njegova razdalja od Sonca se spreminja od 29,77 a. e. do 30,44 a. e.). Ravnina njegove tirnice je glede na ekliptično ravnino nagnjena za . Neptunovo leto traja 164,79 Zemljinega leta. Vrtilna doba Neptuna je 16,11 ure, os vrtenja je nagnjena za glede na pravokotnico na ravnino tirnice. Temperatura zgornjih plasti Neptunove atmosfere je okoli –200 C in se spusti do –218 C.

Neptun je četrti največji in tretji najmasivnejši planet Osončja. Njegov polmer je okoli 24.500 km ali okoli , masa Neptuna je , povprečna gostota je .

Notranja zgradba Neptuna je podobna Uranovi. Jedro Neptuna je iz železa, niklja in silikatov, obdaja ga ledeni plašč iz vroče in goste tekoče mešanice vode, amonijaka in metana. Nad plaščem je plinasta atmosfera iz vodika, helija in metana.

Tudi Neptun, tako kot Uran, nima trdnega površja in je modrikaste barve zaradi absorpcije rdeče svetlobe pri metanu v atmosferi. V njej se pojavljajo belkasti oblaki iz zamrznjenega metana in temne pege, ki so vrtinci, podobni Veliki rdeči pegi na Jupitru. Temne pege na Neptunu čez nekaj let izginejo (morda prenehajo obstajati ali jih le zakrijejo oblaki). Leta 1989 je sonda Voyager 2 posnela Veliko temno pego. Ko je pet let kasneje planet opazoval Hubblov vesoljski teleskop, je ni bilo več videti.

Neptun ima 16 znanih lun. Daleč največja je Triton (polmer 1350 km), ki ima nagnjeno in retrogradno tirnico, kar kaže na to, da je verjetno ujet pritlikavi planet. Zaradi bližine Neptunu je ujet v resonanco 1 : 1 (obhodni čas je enak vrtilni dobi) in se zaradi plimske interakcije približuje Neptunu. Ocenjujejo, da se mu bo v 3,6 milijarde letih približal vse do Rocheve meje, nakar ga bodo plimske sile raztrgale.

Neptun je doslej obiskala le sonda Voyager 2 (1989).

5.13 Pritlikavi planeti

Do leta 2006 je veljalo, da ima Osončje 9 planetov. Mednje so uvrščali tudi Pluton, ki je bil posebnež med planeti, saj je bil s polmerom 1190 km več kot pol manjši od sicer najmanjšega Merkurja in manjši celo od nekaterih lun. Razlikoval se je tudi po ravnini tirnice, saj je njegova glede na ekliptično ravnino veliko bolj nagnjena () in sploščena (), kot so ravnine tirnic planetov. Velika polos Plutonovega tira je 39,48 a. e., njegova oddaljenost od Sonca se spreminja od 29,66 a. e. do 48,87 a. e. in je na delu svoje poti Soncu bliže kot Neptun. Z Neptunom sta v tirni resonanci 2 : 3, kar preprečuje, da bi med seboj trčila.

Zgodba o odkritju Plutona je nekoliko podobna odkritju Neptuna: na podlagi majhnih sprememb Neptunove tirnice so napovedali obstoj še bolj oddaljenega planeta. Leta 1930 je Clyde Tombaugh odkril telo, ki je bilo na pričakovani tirnici okoli Sonca. Uvrstili so ga med planete in poimenovali Pluton. Toda izkazalo se je, da je veliko manjši od pričakovane velikosti in v 70. letih 20. stoletja so celo odkrili, da so bili odkloni Neptunove tirnice, na podlagi katerih so ga napovedali, pravzaprav napake v meritvah, ter da je Plutonova masa tako majhna, da teh motenj (tudi če bi zares obstajale) sploh ne bi mogla povzročiti. Njegovo odkritje je bilo zgolj srečno naključje. Kljub temu je Pluton ostal med planeti, saj je bil precej večji od asteroidov in edino tako znano telo onstran Neptunove tirnice.

Z razvojem tehnologije in astronomske opazovalne opreme so po letu 1990 v zunanjih delih Osončja, onstran Neptunove tirnice, pričeli odkrivati še druga transneptunska telesa (TNO – angl. Trans-Neptunian objects). Sprva so bila odkrita telesa bistveno manjša od Plutona, po letu 2002 pa so začeli odkrivati tudi podobno velika telesa. S tem se je pojavilo vprašanje, ali so tudi ta telesa planeti oz. kje potegniti mejo med planeti in neplaneti? Mednarodna astronomska zveza (IAU – angl. International Astronomical Union), ki poimenuje astronomska telesa, je na generalni skupščini v Pragi leta 2006 sprejela definicijo, da je planet telo, ki ustreza trem pogojem:

1. je na tirnici okoli Sonca;
2. je pod vplivom lastne gravitacije postalo (približno) okrogle oblike;
3. je očistilo svojo tirnico okoli Sonca.

Zadnji pogoj pomeni, da je telo v svojem delu Osončja gravitacijsko dominantno in da tam ni drugih teles, ki bi bila primerljiva z njim po velikosti in ne bi bila hkrati njegove lune ali kako drugače pod njegovim gravitacijskim vplivom.

Telesa, ki izpolnjujejo vse tri pogoje, so planeti. Telesa, ki izpolnjujejo prva dva pogoja, a ne tudi zadnjega, so pritlikavi planeti. Telesa, ki izpolnjujejo samo prvi pogoj, so majhna telesa Osončja. Mednje ne spadajo lune, ki se gibljejo okoli svojih planetov in tako ne izpolnjujejo prvega pogoja.

Pluton ne izpolnjuje tretjega pogoja, saj so v njegovem delu Osončja še druga telesa, ki so po velikosti z njim primerljiva. Mednarodna astronomska zveza danes priznava pet pritlikavih planetov: v asteroidnem pasu je Ceres (z veliko polosjo tira 2,77 a. e.) in preostali štirje onstran tirnice Neptuna: Pluton (39,5 a. e.), Haumea (43 a. e.), Makemake (45,6 a. e.) in Erida (67,9 a. e.). Poleg teh je nekaj kandidatov, ki jih morajo še natančneje proučiti: Orcus, Salacia, Quaoar, Gonggong, Sedna. Povsem možno je, da obstajajo pritlikavi planeti, ki jih še niso odkrili.

5.14 Majhna telesa Osončja

Telesa, ki so na tirnici okoli Sonca, a niso približno okrogle oblike (izpolnjujejo le prvi zgoraj omenjeni pogoj), so majhna telesa Osončja. To so vsa telesa Osončja, ki niso planeti, pritlikavi planeti ali lune. Delimo jih na meteoroide, asteroide in komete.

Meteoroidi in asteroidi so trdna telesa, večinoma iz kamnin in kovin, ki imajo lahko tudi ledeni plašč, in se gibljejo v medplanetarnem prostoru ali iz njega prihajajo. Delimo jih glede na velikost. Asteroidi so večji od 1 m (nekateri asteroidi so veliki okoli 400 km). Meteoroidi so veliki od 30 (velikost zrnc prahu) do 1 m. Manjši od njih so mikrometeoroidi.

Večina meteoroidov in asteroidov leži v asteroidnem pasu med tirnicama Marsa in Jupitra, natančneje med 2,1 a. e. in 3,3 a. e. V njem so območja, znana kot Kirkwoodove ločnice, ki jih povzročajo tirne resonance z Jupitrom. Majhnim telesom, katerih tirnice imajo perihelij manjši od 1,3 a. e., pravimo blizuzemeljski objekti (NEO – angl. Near Earth Objects). Če prečkajo tirnico Zemlje in so večji od 140 m, spadajo med potencialno nevarne objekte (PHO – angl. potentially hazardous object). Te budno spremljajo s teleskopi, da bi kolikor se da natančno proučili njihove tirnice in ugotovili, ali bodo kdaj v prihodnosti zadeli Zemljo. Vemo, da so se trki asteroidov in meteoroidov v Zemljo v preteklosti že zgodili. Domnevajo, da je izumrtje dinozavrov pred 65 milijoni let povzročil padec okrog 10–15 km velikega asteroida na polotok Jukatan v Mehiki. Ocenjujejo, da je danes znana večina objektov NEO, večjih od 1 km. Projekt Legacy Survey of Space and Time – LSST, ki bo od leta 2025 potekal v Observatoriju Vere Rubin v Čilu, naj bi odkril 90 % vseh potencialno nevarnih objektov, večjih od 140 m.

Pogosto se zgodi, da v Zemljino ozračje prileti majhen meteoroid. Ko s hitrostjo okoli 10–70 km/s vstopi v ozračje, se močno segreje in za delček sekunde zasveti ter pusti za sabo svetlo sled na nebu, ki ji rečemo zvezdni utrinek ali meteor. Zelo svetel meteor je bolid. Običajno meteoroid v ozračju na višini okoli 70–100 km popolnoma zgori. Če ne zgori popolnoma, ga del pade na Zemljino površje – temu kosu pravimo meteorit.

Ob določenih datumih v letu lahko opazimo večje število zvezdnih utrinkov ali meteorjev, ki navidezno prihajajo iz istega dela neba oz. radianta. Takim družinam meteorjev pravimo meteorski roj ali meteorski dež. Meteorski roji nastanejo, ko Zemlja prečka tirnico nekega kometa, ki je za sabo vzdolž tirnice pustil drobne ostanke (slika 5.20). Ti ostanki vstopijo v ozračje približno iz iste smeri in povzročijo večje število meteorjev. Znani meteorski roji so Perzeidi (navidezno prihajajo iz ozvezdja Perzej, dosežejo maksimum v sredini avgusta in so ostanki Swift-Tuttlovega kometa), Leonidi (iz ozvezdja Lev, maksimum v sredini novembra, ostanki Tempel-Tuttlovega kometa) in Geminidi (iz ozvezdja Dvojčka, maksimum v sredini decembra, ostanki asteroida 3200 Phaethon).

Kometi^[6] so ledeno-kamnita telesa, ki se gibljejo okoli Sonca. Ko pridejo v notranje dele Osončja, se zaradi Sončeve svetlobe in toplote segrejejo, delno uparijo, zasvetijo in razvijejo značilen rep. Običajno so na nebu vidni nekaj tednov.

Jedro kometa je veliko od nekaj sto metrov do nekaj deset kilometrov. Sestavljeno je iz kamnin, prahu in vodnega ledu. Ko ga Sončeva svetloba segreje, z njegovega površja izparevajo delci snovi in ustvarjajo kometovo komo in rep, ki vedno kaže v smeri proč od Sonca. Lahko se oblikujeta dva repa: prašni in ionski rep, kot na primer pri Halle-Boppovem kometu leta 1997 na sliki 5.22. Na ionski rep deluje pretežno Sončev veter (tok nabitih delcev s Sonca), zato kaže točno proč od Sonca in je lahko barvast (barva je odvisna od kemijske sestave). Prašni rep sestavljajo delci prahu, ki so ostali za kometom, zato je ta rep pogosto ukrivljen. Ker delci prahu Sončevo svetlobo različnih barv odbijajo enako, je prašni rep videti belkaste barve.

V bližini perihelija se lahko zgodi, da komet pade v Sonce, da ga Sončeva plimska sila raztrga ali da komet preprosto izpari. Običajno pa se komet spet oddalji od Sonca in njegov rep postopoma izgine. Poznamo komete, ki se Soncu približajo le enkrat, kakor tudi take, ki se v notranje dele Osončja periodično vračajo. Njihovo vrnitev je mogoče dobro napovedati tudi tisočletja vnaprej. Delimo jih na kratkoperiodične komete, ki imajo periode krajše od 200 let, in dolgoperiodične komete, ki imajo periode daljše od 200 let. Kratkoperiodični kometi prihajajo iz t. i. Kuiperjevega pasu, ki se razteza onstran Neptunove tirnice od 30 a. e. do 50 a. e. Dolgoperiodični kometi imajo periode od 200 let do nekaj tisoč ali celo milijone let, prihajali naj bi iz t. i. Oortovega oblaka – za zdaj še hipotetičnega sferičnega oblaka ledenih teles, ki obdaja Osončje in leži vse do okoli 200.000 a. e. daleč (slika 5.23).

Znan komet je Halleyjev komet. Edmund Halley je v začetku 18. stoletja odkril, da so kometi, ki so se pojavili v letih 1456, 1531, 1607, 1682, pravzaprav isti komet in pravilno napovedal, da se bo vrnil leta 1758. Nazadnje smo Halleyjev komet videli leta 1986, naslednjič bo prišel v bližino Sonca leta 2061. Nekateri menijo, da je bila tudi t. i. Betlehemska zvezda komet. V preteklosti so prihod kometov pogosto razumeli kot znamenje oz. opozorilo bogov, da se bo zgodilo nekaj pomembnega ali strašnega.

Doslej je asteroide in komete obiskalo več sond.

Nasin NEAR Shoemaker je leta 2001 pristal na asteroidu 433 Eros in bil prva sonda, ki se je utirila v tirnico okoli asteroida in pristala nanj. Japonska odprava Hayabusa je leta 2005 pristala na asteroidu 25143 Itokawa in 2010 na Zemljo prinesla prve vzorce kamnin z asteroida. Sledila je Hayabusa2, ki je raziskovala asteroid 162173 Ryugu, na površje poslala pristajalnik in roverje in konec leta 2020 prinesla vzorce kamnin na Zemljo. Nasin OSIRIS-REx je leta 2020 pristal na asteroidu 101955 Bennu, zbral vzorce kamnin in jih leta 2023 prinesel na Zemljo. Vzorce lahko v laboratorijih na Zemlji podrobno proučijo in tako dobijo vpogled v lastnosti asteroidov in s tem razmere, ki so vladale v Osončju kmalu po njegovem nastanku.

Nasina odprava DART je leta 2022 trčila v asteroid Dimorphos (luno večjega asteroida Didymosa), da bi s tem spremenila njegovo tirnico in preizkusila to metodo za odklanjanje potencialno nevarnih teles (NEO) in zaščito Zemlje pred njimi.

Prva odprava, ki se je utirila v tirnico okoli kometa, je bila evropska Rosetta (2014–2016). Na komet  67P/Churyumov–Gerasimenko je spustila sondo Philae, ki je kljub nekaterim težavam pri pristanku na komet od tam poslala pomembne podatke. Kometi so tako kot asteroidi zanimivi, saj so ostanki iz časov kmalu po nastanku Osončja.

5.15 Nastajanje Osončja

Kako je naše Osončje nastalo? Zakaj je takšno, kot je?

Model nastajanja mora razložiti starost Osončja, zakaj obstajata dva tipa planetov, zakaj se planeti gibljejo in vrtijo večinoma v isti smeri, zakaj obstajajo meteoroidi, asteroidi in kometi ter pojasniti tudi izjeme (npr. vrtenje Venere, Urana, retrogradne lune idr.)

Po splošno sprejetem modelu je Osončje nastalo pred 4,6 milijarde leti iz medzvezdnega oblaka plina in prahu, ki se je krčil zaradi lastne gravitacijske sile. V njem je nastalo več protozvezd, med njimi tudi proto-Sonce (ali Prasonce) ter disk snovi okoli njega. Ko se je Prasonce dovolj skrčilo in segrelo, so se v njegovi sredici pričele jedrske reakcije in je nastala prava zvezda – Sonce. Takrat se je njegov izsev močno povečal in s tem tudi svetlobni tlak, ki je ustavil padanje snovi iz diska na Sonce.

V disku so medtem že nastajale lokalne zgoščine, drobni skupki, imenovani planetezimali. Sprva so rasli ob naključnih trkih delcev velikosti prašnih zrn, ki so se ob trku sprijeli (pri tem so bile pomembne medmolekulske sile), kasneje, ko so bili že večji (okoli 1000 km) in so postali protoplaneti, so s svojo gravitacijsko silo privlačili nase snov in postajali sčasoma še večji in večji.

V notranjem delu diska je bilo prevroče, da bi se obdržala vodik in helij ter druge hlapljive snovi, zato so protoplaneti rasli predvsem iz kamnin in kovin. Približno 100 milijonov let so med sabo trkali in se združevali, dokler niso postali štirje planeti: Merkur, Venera, Zemlja in Mars. Ker je v vesolju na splošno in tudi v medzvezdnih oblakih zelo malo kamnin in kovin, nastali notranji planeti niso tako veliki kot zunanji.

V zunanjem dela diska je bilo hladneje in sta prevladovala plinasta vodik in helij ter vodni led. Ker je bilo na voljo bistveno več snovi, so protoplaneti tam z gravitacijskim privlačenjem snovi rasli hitreje in postali večji. Jupiter je nastal manj kot 3 milijone let po nastanku Osončja in je najstarejši planet. Kmalu za njim je nastal Saturn, ki je manjši, saj mu je Jupiter “odžrl” velik del zunanjega diska. Naslednja planeta, ki sta še dlje od Sonca, sta ledena velikana Uran in Neptun, ki sta nabrala nase več vodnega ledu in zamrznjenega amonijaka.

Oblak, iz katerega je nastalo Osončje, je imel neko vrtilno količino, ki se je ob njegovem krčenju ohranjala. Protosonce in njegov protoplanetarni disk sta se vrtela vedno hitreje, pri čemer je prvotna smer vrtenja oblaka ostajala enaka. To je tudi smer, v kateri se danes vrti Sonce, v kateri se planeti gibljejo okoli Sonca, večina planetov se vrti okoli svoje osi, večina lun se vrti in giblje okoli svojega planeta. Izjeme, kot sta Venera in Uran, so posledica trkov z velikimi telesi, ki so obrnili njuno os vrtenja.

Močan gravitacijski vpliv Jupitra je preprečil nastanek planeta v asteroidnem pasu, saj je s svojo gravitacijsko silo motil gibanje tamkajšnjih protoplanetov, ki so zato med seboj trkali in se razbili ali pa jih je izvrglo iz tega območja.

Jupiter je s svojo ogromno maso pritegnil manjši disk snovi, ki se je sčasoma združil v štiri velike Jupitrove lune: Io, Evropa, Ganimed in Kalisto. Saturnova luna Titan je nastala na enak način. Neptunova luna Triton je bila verjetno samostojno telo, ki ga je ujela gravitacijska sila Neptuna. Zemljina Luna je nastala ob trku večjega telesa v Zemljo.

Novejše raziskave kažejo, da so zunanji veliki planeti nastali bliže Soncu, kot so sedaj. Tirnice planetov velikanov (zlasti Urana in Neptuna) naj bi se premaknile pred približno 4,1 milijarde leti. To je povzročilo veliko gravitacijsko nestabilnost, ki je raznesla majhna telesa bodisi navznoter bodisi navzven in iz Osončja izvrgla potencialne druge ledene velikane, ki so morda nastali v zunanjem območju Osončja. Iz navzven razpršenih teles sta nastala današnja Kuiperjev pas in Oortov oblak, iz katerih prihaja večina kometov. Telesa, ki jih je razpršilo proti notranjemu Osončju, so trkala v tamkajšnje delno ohlajene planete Merkur, Venero, Zemljo, Mars in v Luno ter na njih ustvarila številne udarne kraterje. To obdobje se imenuje pozno težko bombardiranje (angl. late heavy bombardment). Sčasoma se je njihovo število zmanjšalo. Meteoroidi, asteroidi in kometi, ki jih opazimo danes, so ostanki iz časov nastajanja Osončja.

Podrobneje si lahko o nastajanju Osončja preberete na spletni strani The Planetary Society: https://www.planetary.org/articles/solar-system-history-101

5.16 Druga osončja

Naše Osončje je le eden izmed milijard in milijard planetarnih sistemov v naši Galaksiji, še veliko več jih je verjetno zunaj nje, v drugih galaksijah.

Planete, ki se gibljejo okoli drugih zvezd, imenujemo eksoplaneti (iz angleškega izraza exoplanets, ki je okrajšava za extrasolar planets), planetarne sisteme drugih zvezd imenujemo osončja (z malo začetnico).

Že v 16. stoletju je Giordano Bruno razmišljal o tem, da so zvezde druga sonca, okoli katerih se, tako kot okoli našega Sonca, gibljejo planeti. Vendar so prve eksoplanete odkrili šele v 90. letih 20. stoletja, ko je razvoj tehnologije omogočil dovolj natančne meritve. Odkriti planet okoli svetlobna leta oddaljene zvezde je namreč poseben izziv. Eksoplanet je na nebu zelo blizu svoje zvezde, ki je za povrh veliko svetlejša od njega. Podobno težko kot najti eksoplanet je z velike razdalje opaziti kresničko v bližini žarometa.

Prve eksoplanete sta leta 1992 odkrila A. Wolszczan in D. Frail. Gibljejo se okoli pulzarja PSR 1257+12, ki je ostanek masivne zvezde (glej poglavje Zvezde). Prvi eksoplanet okoli “običajne” zvezde (zvezde na glavni veji HR-diagrama – glej podpoglavje 6.1.) sta leta 1995 odkrila M. Mayor in D. Queloz na tirnici okoli 50 svetlobnih let oddaljene zvezde 51 Pegaza. Do novembra 2024 je bilo znanih že okrog 4300 drugih osončij. V nekaterih so našli več kot en eksoplanet (v dveh celo 8) in je tako skupno število odkritih eksoplanetov večje, okoli 5700. Odkriti eksoplaneti ležijo v vseh smereh neba.

Obstaja več metod za detekcijo eksoplaneta. V posebnih primerih ali s posebnimi instrumenti (koronografi, s katerimi v instrumentu zakrijejo neposredno svetlobo z zvezde) jih lahko vidijo neposredno, kot pikico v bližini zvezde. To je direktna metoda. Z njo so doslej zaznali manj kot sto eksoplanetov.

Ker je razdalja med eksoplanetom in zvezdo veliko manjša od razdalje do nas, ju običajno ni mogoče videti posamezno, ampak zaznajo le njuno skupno svetlobo (pogosto je svetloba z eksoplaneta zanemarljiva). Pri analizi te uporabljajo naslednje, t. i. posredne metode.

Astrometrična metoda temelji na zelo natančnem merjenju položaja zvezde na nebu. Zvezda in eksoplanet se namreč gibljeta okoli skupnega težišča (poglavje 4. Nebesna mehanika – Keplerjevi zakoni). Eksoplanet se giblje na večji tirnici, zvezda na manjši. Če opazijo periodično spreminjanje položaja zvezde, lahko po gravitacijskem zakonu sklepajo na obstoj še enega objekta v bližini. Po tretjem Keplerjevem zakonu in z znano maso zvezde (ki jo ugotovijo iz njenega tipa – glej poglavje o zvezdah) izračunajo maso nevidnega telesa in iz te sklepajo, ali gre za še eno (hladno, majhno in zato šibko) zvezdo ali za eksoplanet (podrobneje razloženo v podpoglavju o dvojnih zvezdah 6.5.).

Metoda radialne hitrosti prav tako temelji na vplivu eksoplaneta na gibanje zvezde, vendar v nasprotju z astrometrično metodo pri tej metodi merijo hitrost zvezde. Premikanje zvezde oz. periodično spreminjanje njene radialne hitrosti (hitrosti v smeri proti nam oz. detektorju ali vstran od nas oz. detektorja) zaradi obstoja eksoplaneta povzroči, da spektralne črte v njenem spektru kažejo periodični Dopplerjev premik: proti rdečemu delu spektra, ko se zvezda oddaljuje od nas, in proti modremu, ko se nam približuje. Podobno kot pri prejšnji metodi izračunajo maso nevidnega telesa in ugotovijo, ali gre za eksoplanet (glej podpoglavje 6.5.).

Tranzitna ali prekrivalna metoda ali metoda prehoda je uporabna, če leži tirnica eksoplaneta v (skoraj) isti ravnini kot naša smer gledanja in je zato eksoplanet na delu svoje tirnice pred zvezdo. Ker zakrije del njenega površja in ker je hladnejši od zvezde, je rezultat zmanjšanje njunega skupnega sija. Tak prehod oz. mrk izdaja prisotnost eksoplaneta. Iz lastnosti svetlobne krivulje mrka lahko izvedo več o velikosti in masi eksoplaneta (glej podpoglavje 6.5.). S spektroskopskimi opazovanji lahko v takih primerih proučujejo atmosfero eksoplaneta.

Mrki se ponavljajo s periodo, ki je enaka obhodnemu času eksoplaneta. Če opazijo, da se ta perioda oz. čas prehoda nekoliko spreminja (včasih je malo krajši, drugič daljši) lahko sklepajo na še enega ali več eksoplanetov. S to metodo, metodo spreminjanja časa prehoda, je mogoče odkriti dodatne eksoplanete v osončju, saj je zelo občutljiva. Z njo je mogoče odkriti eksoplanete mase Zemlje.

Metoda gravitacijskega mikrolečenja deluje na osnovi ukrivljanja poti svetlobe v bližini masivnih teles. Masivna telesa po splošni teoriji relativnosti ukrivljajo prostor-čas in delujejo na svetlobo podobno kot zbiralna leča. Temu pojavu pravimo gravitacijsko lečenje. Predstavljajmo si, da opazujemo oddaljeno zvezdo. V bližini zveznice med zvezdo in nami je “vmesna” zvezda, ki nam je bliže, a je ne razločimo od bolj oddaljene zvezde, ker sta na nebu zelo blizu. Naj se “vmesna” zvezda giblje in prečka zveznico. Ker s svojo maso ukrivlja pot svetlobe z zvezde v ozadju, jo bo “zbrala” podobno kot zbiralna leča in zvezda v ozadju bo videti svetlejša. Ko se bo “vmesna” zvezda spet oddaljila od zveznice, bo zvezda v ozadju oddajala normalen sij. Če ima “vmesna” zvezda okrog sebe eksoplanet, bo ta na enak način deloval kot majhna gravitacijska leča in njegovo bližino bo izdalo manjše in krajše povečanje sija zvezde v ozadju (slika 5.26).

Največ eksoplanetov so doslej odkrili z metodo prehoda in metodo radialne hitrosti. Ker z obema metodama laže odkrijejo eksoplanete, ki so veliki oz. imajo veliko maso in so blizu svoji zvezdi (zakrijejo večji del zvezde oz. imajo večji gravitacijski vpliv na gibanje zvezde), je večina znanih eksoplanetov takih. Večina jih je na tirnicah okoli zvezd tipov F, G in K, ki imajo majhno maso (glej podpoglavje 6.1.), kar je posledica metod odkrivanja. Vpliv eksoplaneta je namreč razmeroma večji v primeru manj masivne in manj svetle zvezde.

Eksoplanete delimo na plinaste velikane (podobne Jupitru in Saturnu), neptunske eksoplanete ali ledene velikane (podobne Uranu in Neptunu), superzemlje (kamniti eksoplaneti, večji od Zemlje, a manjši od Neptuna) in zemeljske (kamniti planeti podobne velikosti kot Zemlja ali manjši). Tistim, ki so podobne velikosti kot Jupiter, a so tako blizu svoji zvezdi, da jo obkrožijo v zelo kratkem času (manj kot 10 dneh), pogovorno pravimo vroči Jupitri. Ker so preblizu svoji zvezdi, da bi lahko tam nastali (in ne izpareli), so najverjetneje nastali daleč proč od zvezde in se ji nato približali (migrirali).

Mnogo danes znanih eksoplanetov ima zelo sploščene (eliptične) tirnice okoli svojih zvezd, medtem ko so tirnice planetov v našem Osončju skorajda krožnice. Pri nekaterih planetarnih sistemih so opazili, da so ravnine tirnic eksoplanetov znatno nagnjene druga glede na drugo in niso, kot v Osončju, vse približno poravnane. Opazili so tudi več vročih Jupitrov, ki se gibljejo okoli svoje zvezde v nasprotni smeri, kot se ta vrti. Zakaj pride do teh razlik, še ni povsem pojasnjeno.

Raziskave kažejo, da so eksoplaneti pogosti. V povprečju naj bi vsaka zvezda v naši Galaksiji imela vsaj en planet. Pričakujejo, da bodo z natančnejšimi meritvami odkrili mnogo več majhnih eksoplanetov kot doslej. S spoznavanjem lastnosti eksoplanetov in drugih osončij, ki so drugačna od našega, lahko bolje proučujemo modele nastajanja in razvoja planetarnih sistemov.

5.17 Sonce

Sonce je Zemlji najbližja zvezda. Spada med pritlikave zvezde tipa G2V (glej poglavje 6. Zvezde). Njeno površje je rumenkaste barve in ima temperaturo okoli 5800 K. Masa Sonca je kg (predstavlja 99,8 % vse mase v Osončju), polmer km in povprečna gostota . Sonce se vrti okoli svoje osi, ki je nagnjena za glede na pravokotnico na ekliptično ravnino. Ne vrti se kot togo telo, ampak je obhodni čas na ekvatorju krajši (okoli 25,6 dni) kot obhodni čas v bližini pola (okoli 33,5 dni).

V središču Sonca je temperatura okoli 15,7 milijona stopinj in gostota 150-krat večja od gostote tekoče vode. V teh razmerah v središču potekajo jedrske reakcije, ki so vir Sončeve energije. To so jedrske reakcije zlivanja ali fuzije^[8] vodika v helij, ki potekajo večinoma prek verige p-p (glej 6.2.3). V vsaki reakciji se 4 protoni (vodikova jedra) zlijejo v eno helijevo jedro, ki ima za 0,7 manjšo maso kot štiri vodikova jedra, zato se pri tej reakciji sprosti MeV energije (eV je enota za energijo, 1 eV= J). Že v začetku 20. stoletja, preden so poznali jedrske reakcije, so vedeli, da običajne kemijske reakcije ali gravitacijsko krčenje ne morejo biti vir energije Sonca. Iz fosilnih ostankov so namreč vedeli, da Zemlja obstaja  že več milijard let in da Sonce že več milijard let sveti približno z enakim izsevom, in ugotovili so, da toliko energije, kolikor je je izsevalo doslej, ne more nastati pri kemijskih reakcijah. V petih milijardah let, kolikor danes vemo, da je starost Sonca, je v povprečju vsak kilogram Sončeve snovi oddal okoli J energije. To je veliko več, kot lahko dobimo pri gorenju premoga ali nafte.

Sončeve zunanje plasti so sestavljene iz okoli 75 (masnih) vodika, 24 helija in 1 težjih elementov.
V notranjosti je sestava podobna, snov je popolnoma ionizirana (sestavljena iz atomskih jeder in prostih elektronov). V zunanjih plasteh, kjer je temperatura nižja, lahko obstajajo ioni in atomi.

Sredica Sonca sega do polmera okrog 200.000 km ali . Tam potekajo jedrske reakcije. Sredico obdaja sevalna cona, v kateri energijo iz sredice proti zunanjim plastem Sonca prenaša sevanje oz. fotoni (delci svetlobe), in sega do polmera okoli 500.000 km ali . Nad njo je konvekcijska cona, v kateri energijo iz notranjosti na površje prenaša konvekcija, in sega do 696.000 km. Nad njo si sledijo plasti, ki jim s skupno besedo pravimo Sončeva atmosfera. Sestavlja jo pet glavnih območij:

• Fotosfera obdaja konvekcijsko plast in je tisti del Sonca, iz katerega lahko svetloba neposredno pobegne. Ima debelino okoli 500 km. Od tod izvira Sončeva svetloba, ki ustreza sevanju črnega telesa s temperaturo okoli 5800 K. Fotosfera je to, kar vidimo kot površje Sonca. Smemo si jo predstavljati kot plast, v kateri gostota snovi narašča z globino in nam zakriva pogled globlje v Sonce. Ko opazujemo rob Sončeve ploskve, vidimo manj globoko v Sonce, kot če gledamo v sredo Sončeve ploskve. Blizu roba Sonca torej vidimo bolj vrhnje, hladnejše plasti. Zaradi tega je rob Sonca videti temnejši kot sredina Sončeve ploskve. Temu pojavu pravimo pojav robne zatemnitve.
• Kromosfera je okoli 2000 km debela plast nad fotosfero. V njej temperatura narašča in blizu vrha kromosfere doseže okoli 20.000 K. Ime kromosfera izvira iz grške besede chroma za barvo; kromosfero lahko namreč vidimo nekaj sekund kot barvni blisk ob začetku in koncu popolne faze Sončevega mrka. Zaradi visoke temperature so v kromosferi atomi v vzbujenih stanjih in lahko iz nje poleg absorpcijskih spektralnih črt dobimo tudi emisijske črte. Ena najmočnejših je vodikova črta Balmer (ustreza prehodu elektrona v vodikovem atomu med stanjema n = 3 in 2), ki jo označimo z in ima valovno dolžino 656,3 nm (je rdeče barve). Če Sonce pri tej valovni dolžini slikamo skozi filter, vidimo njegovo kromosfero.
• Prehodno območje je nekaj 100 km debelo območje nad kromosfero, v katerem temperatura naglo naraste do 3 milijone stopinj. To območje lahko opazujejo s posebnimi sateliti, ki detektirajo ekstremno ultravijolično svetlobo.
• Korona je zelo razpršena zunanja atmosfera Sonca. Temperatura v njej je več milijonov stopinj. Vidimo jo lahko ob popolnem Sončevem mrku kot halo, ki se razteza do nekaj Sončevih polmerov daleč od Sonca. Zakaj je korona tako vroča, še ni povsem pojasnjeno. Korona se razširja v prostor okoli Sonca in postopoma prehaja v Sončev veter. To je tok nabitih delcev, ki izhajajo s Sonca (večinoma elektronov in protonov).
• Heliosfera je območje okoli Sonca, ki ga napolnjujejo delci Sončevega vetra in se razteza od okoli 20 Sončevih polmerov ( 0,1 a. e.) do zunanjih delov Osončja, do t. i. heliopavze na več kot 50 a. e. daleč od Sonca.

Sončeva aktivnost

Sonce ni popolna in mirna krogla. To vidimo že s preprosto opazovalno opremo, če opazujemo Sončeve pege. Sončeve pege so dobro omejena območja na Sončevem površju, ki so videti temnejša od okolice, ker so hladnejša od nje. V pegah je zelo močno magnetno polje, ki zavira konvekcijo in s tem zmanjšuje količino energije, ki pride iz vroče notranjosti Sonca do teh območij. Sončeve pege so velike od okoli 10 km do 100.000 km, živijo od nekaj dni do nekaj mesecev (odvisno od velikosti: večje običajno obstanejo dlje časa), pogosto nastajajo v parih (pegi v paru imata nasprotno magnetno polarnost) in v večjih skupinah. Z opazovanjem premikanja peg po Sončevi ploskvi lahko izmerimo periodo vrtenja Sonca. Prisotnost Sončevih peg opišemo z Wolfovim številom:

(16)  

Pri tem je število peg, število skupin peg in konstanta, ki je odvisna od opazovalca, opazovalne opreme in opazovalnih pogojev.

Sončeve pege opazujejo že več stoletij. Ugotovili so, da njihovo število periodično narašča in upada s povprečno periodo okoli 11 let – to je perioda Sončeve aktivnosti. V začetku novega cikla se pege pojavijo na oddaljenosti okoli od Sončevega ekvatorja, nato nastajajo nove pege vedno bliže ekvatorju in konec cikla izginejo (slika 5.30).

Perioda spreminjanja števila peg zrcali spreminjanje Sončevega magnetnega polja, ki vsakih 11 let obrne smer. To je posledica diferencialne rotacije Sonca – različne plasti Sonca se vrtijo različno hitro okoli njegove osi, pri tem s sabo nosijo magnetno polje in ga navijajo. Posledica tega so zanimivi pojavi na površju, med njimi magnetne zanke, pege, blišči, izbruhi koronarne mase. Ko se silnice magnetnega polja že močno navijejo, pride do rekonekcije silnic, kar nevtralizira polje. Potem se zgodba ponovi, a z nasprotnimi magnetnimi polarnostmi.

Sonce je doslej obiskalo že več sond. Med pomembnejšimi so: Esina in Nasina SOHO (angl. Solar and Heliospheric Observatory) in Solar Orbiter, Nasine STEREO A in B ter Parker Solar Probe.