@database "UkīadSīoneczny.guide" @$ver: UkīadSīoneczny 1.2 @author Michaī Szuster @node main "Spis treōci" @Font XCourierPl.font 15 @{b} U K Ī A D S Ī O N E C Z N Y ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} Copyright © 2000 Michaī Szuster wersja 1.2 (24.12.2000) -------------------------------------------------------------------- @{" wprowadzenie  " link a} - parė sīów od autora @{" wyszukiwanie " system "Run SearchGuide UkīadSīoneczny.guide"} - SearchGuide @{" zaczynamy! " link x} - Ukīad Sīoneczny -------------------------------------------------------------------- @endnode @node a "wprowadzenie" @Font XENPL.font 11 @{b} A CO TO TAKIEGO??? ~~~~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} Jest to guide o charakterze edukacyjnym. W bardzo prosty sposób przedstawia on poszczególne planety (i nie tylko planety) naszego Ukīadu Sīonecznego. Myōlė, ūe przyda siė to komuō. Ja sam nie jestem moūe tak wielkim fanem astronomii, jednak na dysku miaīem kilka tekstów i postanowiīem nadaź im oprawė godnā systemu Amigi. Skleciīem wiėc ten krótki guide. Nie jest on moūe wyczerpujācy, ale wīoūyīem w ten projekt trochė serca i czasu. Do caīoōci dorzuciīem program ViewTek (do wyōwietlania grafik) i SearchGuide (do przeszukiwania dokumentu) celem uīatwienia korzystania z "Ukīadu Sīonecznego". Fotografie planet (oraz Sīoļca i Ksiėūyca) pochodzā z róūnych śródeī i nie sā mojego autorstwa. Jedynie schemacik przestawiajācy przekrój Sīoļca jest narysowany przeze mnie. Aha, jeūeli ktoō czuje siė na siīach, aby wspomóc mnie przy rozbudowie tego projektu, niech pisze i wysyīa materiaīy. Oto mój adres: "@{b}BARON ALTHAAR@{ub}" Michaī Szuster ul.Bulgi 2B/10 43-600 JAWORZNO @endnode @node x "Ukīad Sīoneczny" @FONT XENPL.font 11 @{b} UKĪAD SĪONECZNY ~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} Ukīad Sīoneczny jest zdominowany przez przyciāganie grawitacyjne Sīoļca. W Sīoļcu znajduje siė okoīo 99,85% masy Ukīadu Sīonecznego, 0,14% wchodzi w skīad planet, a reszta to masa ksiėūyców, planetoid, komet i materii meteorytowej, która równieū krāūy wokóī gwiazdy centralnej. Wszystkie planety krāūā wokóī Sīoļca w tym samym kierunku, prawie dokīadnie w tej samej pīaszczyśnie. Jeōli spoglādamy z "góry", tzn. od strony póīnocnej póīkuli Ziemi, to widomy kierunek obiegu planet jest przeciwny do ruchu wskazówek zegara. Planetoidy poruszajā siė tak samo. Jednakūe orbity planet sā poīoūone przypadkowo. Mogā one zbliūaź siė do Sīoļca lub teū oddalaź od niego pod dowolnym kātem. Najodleglejszā planetā od Sīoļca zazwyczaj jest Pluton, który moūe maksymalnie oddalaź siė od niego o 7,375 mld km. Sādzi siė jednak, ūe najodleglejszymi ciaīami wchodzācymi w skīad Ukīadu Sīonecznego sā komety, tworzāce ogromny Obīok Oorta. Komety przez wiėkszoōź czasu przebywajā w najodleglejszych punktach swoich orbit, odlegīych o okoīo 2 lata ōwietlne od Sīoļca. Wyznaczajā w ten sposób prawdziwe granice Ukīadu Sīonecznego w odlegīoōciach, w których przyciāganie Sīoļca staje siė sīabsze niū przyciāganie sāsiadujācych gwiazd. @{" Sīoļce " link b} - gwiazda centralna @{" planetoidy " link h} - asteroidy @{" Merkury " link c} - wewnėtrzna planet @{" Jowisz " link i} - drugi po Sīoļcu @{" Wenus " link d} - "Jutrzenka" @{" Saturn " link j} - planeta z pierōcieniami @{" Ziemia " link e} - planeta ludzi @{" Uran " link k} - leūācy "na boku" @{" Ksiėūyc " link f} - naturalny satelita Ziemi @{" Neptun " link l} - metanowa planeta @{" Mars " link g} - czerwona planeta @{" Pluton " link m} - najmniejszy, najdalszy @endnode @node b "Sīoļce" @Font XENPL.font 11 @{b} SĪOĻCE - CENTRALNA CZĖŌŹ NASZEGO UKĪADU PLANETARNEGO ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} Sīoļce jest centralnym ciaīem naszego Ukīadu planetarnego. Bez jego ōwiatīa i ciepīa ūycie na Ziemi nie byīoby moūliwe. Dlatego wīaōnie Sīoļce jest dla nas tak waūnā gwiazdā. Równoczeōnie jest ono gwiazdā najbliūszā. Wszystkie osiāgniėcia w badaniach Sīoļca rozszerzajā naszā wiedzė o budowie i ewolucji gwiazd. W porównaniu do planet, rozmiary Sīoļca sā ogromne. Musielibyōmy uīoūyź 109 kul ziemskich, aby uzyskaź ōrednicė Sīoļca, a 1,3 mln kul ziemskich miaīoby dopiero objėtoōź równā jego objėtoōci. Jednak w porównaniu z rozmiarami innych gwiazd nasze Sīoļce jest zupeīnie przeciėtne. Istnieje bardzo wiele gwiazd, których objėtoōź jest miliony razy wiėksza od objėtoōci Sīoļca, a ich masy mogā byź nawet sto razy wiėksze od masy Sīoļca. Sīoļce to rozūarzona kula gazowa, skīadajāca siė z wodoru, helu i maīej domieszki ciėūszych pierwiastków. Potėūna energia, emitowana przez Sīoļce, powstaje w jego jādrze. W temperaturze okoīo 14 mln °C odbywajā siė tam procesy syntezy termojādrowej, w których wodór przeksztaīcany jest w hel. Obliczono, ūe w ciāgu kaūdej sekundy 657 mln ton wodoru przeksztaīcane jest w 653 mln ton helu. Róūnica masy, 4 mln ton na sekundė, zostaīa po prostu zamieniona na energiė. Uwolniona w jādrze sīonecznym energia musi zostaź przeniesiona do powierzchni. Poczātkowo (w wewnėtrznej warstwie promienistej Sīoļca) energiė tė unosi promieniowanie. Dalszy transport energii odbywa siė za poōrednictwem wznoszācych siė i opadajācych mas gazu (konwekcji) w warstwie konwektywnej. Widoma powierzchnia Sīoļca nazywa siė fotosferā. Temperatura fotosfery wynosi okoīo 6000°C. Fotosfera skīada siė z gorācych gazów, znajdujācych siė w nieustannym ruchu. Inne zjawiska w fotosferze to granulacja, plamy i pochodnie. Granulacja (īac. granulum = ziarnko) jest to ziarnista struktura powierzchni Sīoļca, której wyglād moūna porównaź do papki ryūowej. Granulacja skīada siė ze wznoszācych siė rozgrzanych "bābli" gazu, bėdācych w ciāgīym ruchu. Ich ōrednica wynosi okoīo 1000 km. Najlepiej znane obserwatorom sā plamy sīoneczne, które moūna zaobserwowaź juū maīym teleskopem. @{b}UWAGA: NIGDY NIE NALEŪY OBSERWOWAŹ SĪOĻCA BEZPOŌREDNIO PRZEZ TELESKOP CZY LORNETKĖ, GDYŪ POWODUJE TO CIĖŪKIE USZKODZENIE WZROKU LUB ŌLEPOTĖ!@{ub} Filtry osīabiajāce ōwiatīo, umieszczane na okularze, nie zapewniajā koniecznej ochrony, gdyū mogā w kaūdej chwili pėknāź pod wpīywem silnego lokalnego nagrzania. Plamy sīoneczne sā obszarami o temperaturze okoīo 2000°C niūszej od otaczajācej powierzchni fotosfery. Wystėpujā one tylko w obszarach pomiėdzy 10 a 40 stopniem póīnocnej i poīudniowej szerokoōci heliograficznej, gdzie pojawiajā siė doōź nieregularnie. Obserwuje siė zarówno pojedyncze plamy, jak i caīe ich grupy, o rozmiarach dochodzācych do 300000 km. Wiėksze plamy skīadajā siė z ciemnego jādra, nazywanego cieniem oraz z nieco jaōniejszego póīcienia o strukturze wīóknistej. Pomimo wzglėdnej czerni plam, ich jasnoōź powierzchniowa jest nadal 5000 razy wiėksza niū jasnoōź tarczy Ksiėūyca. Rozwój wiėkszych grup plam sīonecznych, trwajācy tygodnie, a nawet miesiāce, nastėpuje zgodnie z okreōlonā kolejnoōciā, opisanā przez astronomów. Na podstawie obserwacji przesuwajācych siė powoli po tarczy Sīoļca plam sīonecznych okreōlono okres rotacji Sīoļca (ōrednio 27, 3 dni). Istotne jest teū, ūe plamy sīoneczne w pobliūu równika okrāūajā Sīoļce w ciāgu 25 dni, podczas gdy w wiėkszej odlegīoōci od równika potrzebujā na to ponad 30 dni. Oznacza to, ūe Sīoļce nie ma staīej powierzchni, takiej jakā ma Ziemia, lecz jest kulā gazowā, której powierzchnia jest w ciāgīym ruchu. Liczba plam na Sīoļcu zmienia siė z okresem okoīo 11 lat. Pochodnie sīoneczne to kolejne struktury fotosferyczne. Sā one jaōniejsze i gorėtsze od otaczajācej je fotosfery. Wystėpujā w pobliūu plam sīonecznych oraz w pobliūu równika i biegunów. Jasnoōź tarczy sīonecznej spada ku brzegom, co sprawia wraūenie, ūe Sīoļce ma otoczkė gazowā. Jest to tzw. podciemnienie brzegowe, które wynika z tego, ūe promienie wysyīane z brzegu tarczy Sīoļca pochodzā z warstw chīodniejszych niū te, z których pochodzā promienie obserwowane na ōrodku tarczy. Ponad fotosferā rozciāga siė chromosfera. Nad brzegiem tarczy sīonecznej widzimy jā jako las niezliczonych ognistych ostrzy i jėzyków ōwietlnych, ōwiecācy podczas caīkowitych zaźmieļ Sīoļca jak purpurowa obrėcz. Nad chromosferā widoczne sā zazwyczaj protuberancje, ogromne masy gazu wznoszāce siė na dziesiātki i setki tysiėcy kilometrów nad powierzchniė Sīoļca. Protuberancje widoczne na tarczy Sīoļca nazywane sā wīóknami. Najbardziej zewnėtrznā warstwā atmosfery sīonecznej jest korona. W czasie caīkowitych zaźmieļ Sīoļca jest ona widoczna jako promienisty wieniec otaczajācy zasīoniėte Sīoļce. Wspóīczeōnie stosowane sā specjalne instrumenty obserwacyjne (tzw. koronografy), które symulujā sztuczne zaźmienie Sīoļca i po zakryciu jasnego obrazu tarczy sīonecznej umoūliwiajā badanie korony i protuberancji. Korona sīoneczna rozciāga siė na odlegīoōź okoīo 20 mln km, a nastėpnie przechodzi pīynnie w materiė miėdzyplanetarnā. Jej temperatura jest nieprawdopodobnie wysoka (okoīo 2 mln °C). Byź moūe temperatura ta jest wywoīana przez pewien rodzaj fal uderzeniowych, pochodzācych z granulacji fotosferycznej. Korona sīoneczna jest teū śródīem promieniowania rentgenowskiego i radiowego. Z niej pochodzi wiatr sīoneczny, strumieļ czāstek, w którego skīad wchodzā przede wszystkim protony, elektrony i jādra helu. @{" " link b1} <= naciōnij tu, aby zobaczyź parametry Sīoļca @{" " system "VT Sīoļce2.iff >NIL:"} <= naciōnij tu, aby obejrzeź zdjėcie Sīoļca @{" " system "VT Sīoļce.iff >NIL:"} <= naciōnij tu, aby obejrzeź schematyczny przekrój Sīoļca @endnode @node b1 "parametry Sīoļca" @Font XENPL.font 11 ōrednica (na równiku) - 1 392 530 km (109,1 ōrednic Ziemi) 18 3 objėtoōź - 1,414 · 10 km 30 masa - 1,9891 · 10 kg (332946 mas Ziemi) 3 ōrednia gėstoōź - 1,408 g/cm ōrednia odlegīoōź od Ziemi - 149,6 mln km najmniejsza odlegīoōź od Ziemi(02.01.) - 147,1 mln km najwiėksza odlegīoōź od Ziemi (03.07.) - 152,1 mln km ōredni czas przebiegu ōwiatīa do Ziemi - 8 min 32 s okres obrotu (na równiku) - 25 dni 9 godzin 7 minut skīad chemiczny - wodór (73%), hel (25%), inne (2%) temperatura powierzchni - 5530°C temperatura wnėtrza - 14 mln °C prėdkoōź ruchu wokóī ōrodka Galaktyki - 220 km/s moc promieniowania - 3,826 · 1026 W obserwowana ōrednica kātowa na niebie - 31'31" - 32'35" (ōrednio 31'59") @endnode @node c "Merkury" @Font XENPL.font 11 @{b} MERKURY - NAJBLIŪSZY SĀSIAD SĪOĻCA ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} Najbliūej Sīoļca krāūy planeta Merkury. Dlatego planeta ta moūe byź obserwowana tylko w czasie najwiėkszych wschodnich lub zachodnich elongacji. Merkury i Wenus wykazujā zmiany faz podobne do zmian Ksiėūyca. Sā one jednak dostrzegalne tylko przez teleskop. Jak pokazaīy liczne zdjėcia przekazane przez sondė "Mariner 10", badajācā Merkurego i Wenus w latach 1974 i 1975, powierzchnia Merkurego jest bardzo podobna do powierzchni naszego Ksiėūyca, czyli usiana kraterami. Na powierzchni Merkurego znajdujā siė takūe systemy smug, uskoki i obszary górskie, jak równieū rozlegīe ciemne niziny - merkuriaļskie "morza", zwane po īacinie @{i}planitiae@{ui} (niziny). Najwiėkszā nizinā merkuriaļskā jest "Caloris Planitia" (Nizina Upaīu) o ōrednicy 1300 km. Jej nazwa wskazuje na bardzo wysokā temperaturė (okoīo 430°C), panujācā na Merkurym w czasie, gdy znajduje siė najbliūej Sīoļca (z gr. w @{i}peryhelium@{ui}). W najwiėkszej odlegīoōci od Sīoļca (z gr. w @{i}aphelium@{ui}) temperatura najgorėtszych miejsc na Merkurym wynosi 285°C. Po nocnej stronie Merkurego panuje lodowate zimno. Temperatura spada tam do -180°C. Tak duūe róūnice temperatur spowodowane sā tym, ūe merkuriaļski dzieļ i noc sā niezwykle dīugie. Doba na Merkurym trwa bowiem aū 176 dób ziemskich. Poniewaū Merkury potrzebuje 88 dni, aby jeden raz okrāūyź Sīoļce, muszā mināź dwa lata mekruriaļskie, by dla wybranego punktu na jego powierzchni nastāpiīa ta sama pora doby. "Mariner 10" nie odkryī ūadnych ksiėūyców Merkurego. ”———————————————————•——————————————•————————————————•——————————•———————————– › ōrednia odlegīoōź › okres obiegu › prėdkoōź ruchu › ōrednica › liczba › › od Sīoļca › wokóī Sīoļca › po orbicie › › ksiėūyców › › (mln km) › › (km/s) › (km) › › ˜———————————————————™——————————————™————————————————™——————————™———————————š › 57,91 › 87 dni 23 h › 47,6 › 4878 › 0 › œ——————————————————————————————————————————————————————————————————————ž @{" " system "VT Merkury.iff >NIL:"} <= naciōnij tu, aby obejrzeź zdjėcie Merkurego @endnode @node d "Wenus" @Font XENPL.font 11 @{b} WENUS - "GWIAZDA PORANNA" ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} Dawniej Wenus czėsto porównywano z Ziemiā. Na pierwszy rzut oka obie planety majā wiele cech wspólnych. Majā zbliūone rozmiary i ōredniā gėstoōź oraz sāsiadujā w Ukīadzie Planetarnym. Dziėki najnowszym badaniom naszej sāsiedniej planety, nasze wyobraūenie o podobieļstwie Wenus i Ziemi trzeba byīo jednak caīkowicie zrewidowaź. Rosyjskie sondy z serii "Wenera", amerykaļskie sondy "Mariner" i "Pioneer", jak równieū ziemska astronomia radarowa, dostarczyīy mnóstwa nowych informacji dotyczācych wyglādu powierzchni Wenus i stanu jej atmosfery. Na powierzchni Wenus panuje temperatura okoīo 470°C, prawie niezaleūnie od pory dnia i nocy i od szerokoōci wenusjaļskiej. Oznacza to jeszcze wiėkszy upaī niū na bliūszym Sīoļcu Merkurym. Temperatura spada dopiero ponad warstwā chmur i na ich górnej powierzchni wynosi okoīo -25°C. Kolejne niespodzianki stanowiā: wysokie ciōnienie na powierzchni, przekraczajāce 90 atmosfer oraz skīad atmosfery, która w 97% skīada siė z dwutlenku wėgla. Wysokā temperaturė powierzchniowā Wenus moūna wytīumaczyź tzw. efektem cieplarnianym. Podczas gdy promienie sīoneczne bez przeszkód przenikajā przez szklany dach cieplarni i rozgrzewajā ziemiė w jej wnėtrzu, ciepīo pochodzāce z ziemi nie moūe bezpoōrednio ulecieź przez szkīo. We wnėtrzu cieplarni utrzymuje siė wiėc wysoka temperatura. Na Wenus funkcje szklarni przejmuje wielowarstwowa, gruba powīoka chmur. Prawdziwym akumulatorem ciepīa jest wystėpujācy w duūej iloōci dwutlenek wėgla. Ciepīo pobrane gīównie w okolicach równika zostaje dziėki prādom atmosferycznym, wiejācym w kierunku przeciwnym do kierunku obrotu planety - rozprowadzone równomiernie po caīej planecie. Ochīodzone warstwy atmosfery obniūajā siė nad biegunami i zostajā wyekspediowane z powrotem w okolice równika. Pierwsze zdjėcia powierzchni planety z okolic miejsc lādowania przekazaīy sondy "Wenera 9" i "Wenera 10", które wylādowaīy na Wenus w paśdzierniku 1975 roku. Znacznie lepsze, kolorowe zdjėcia wykonaīy w roku 1982 sondy "Wenera 13" i "Wenera 14". Wszystkie zdjėcia pokazujā, ūe powierzchnia Wenus pokryta jest niewielkimi, pīaskimi odīamkami skalnymi o nieregularnym ksztaīcie. Dziėki badaniom radarowym mamy dowody na to, ūe na powierzchni Wenus sā teū kratery i pasma górskie. Przede wszystkim odkryto dwa duūe górskie obszary, którym nadano nazwy dwóch pierwszych liter alfabetu greckiego: Alpha Regio i Beta Regio. Czy na Wenus istniejā wulkany i czy sā czynne, muszā odpowiedzieź dalsze badania. Jednakūe stare hipotezy i wybraūenia o moūliwoōci ūycia na Wenus muszā byź - na podstawie tego, co juū wiemy o tej planecie - definitywnie odīoūone @{i}ad acta@{ui}. Ze wzglėdu na gėstā warstwė chmur, osīaniajācā Wenus od wysokoōci okoīo 65 km, nie moūemy zaobserwowaź szczegóīów na jej powierzchni przez teleskop. Widoczna warstwa chmur rotuje wokóī planety z okresem okoīo 4 dni, podczas gdy sama planeta potrzebuje na obrót aū 243 dni. Poniewaū okres orbitalny Wenus wynosi 227, 4 dnia, obrót planety trwa dīuūej niū wenusjaļski rok. Wenus po Sīoļcu i Ksiėūycu trzecim co do jasnoōci obiektem naszego nieba. W korzystnych warunkach moūna jā obserwowaź nawet w ciāgu dnia. Planeta ta ma szczególnie duūy wspóīczynnik odbicia padajācego naļ promieniowania (@{i}albedo@{ui}). Jeszcze jeden szczegóī sprawia, ūe Wenus jest ulubionym obiektem obserwacji. Jest ona zarówno Gwiazdā Porannā (Jutrzenkā), jak i Gwiazdā Wieczornā (gr. @{i}Hesperos@{ui}). Okresy wieczornej widocznoōci Wenus przypadajā w czasie jej wschodnich elongacji. Jest ona wtedy widoczna po zachodzie Sīoļca nad zachodnim horyzontem jako Gwiazda Wieczorna. Poranna widocznoōź Wenus przypada w okresie elongacji zachodniej. Widaź jā wtedy nad wschodnim horyzontem tuū przed wschodem Sīoļca jako Gwiazdė Porannā. ”———————————————————•——————————————•————————————————•——————————•———————————– › ōrednia odlegīoōź › okres obiegu › prėdkoōź ruchu › ōrednica › liczba › › od Sīoļca › wokóī Sīoļca › po orbicie › › ksiėūyców › › (mln km) › › (km/s) › (km) › › ˜———————————————————™——————————————™————————————————™——————————™———————————š › 108,2 › 224 dni 17 h › 34,8 › 12104 › 0 › œ——————————————————————————————————————————————————————————————————————ž @{" " system "VT Wenus.iff >NIL:"} <= naciōnij tu, aby obejrzeź zdjėcie Wenus @endnode @node e "Ziemia" @Font XENPL.font 11 @{b} ZIEMIA - PLANETA LUDZI ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} Jest to trzecia w kolejnoōci planeta Ukīadu Sīonecznego. Od przestrzeni miėdzyplanetarnej odziela jā obszar oddziaīywania pola magnetycznego Ziemi, zwany magnosferā, wewnātrz tego obszaru znajdujā siė pasy radiacji. Ziemia ma jednego naturalnego satelitė - jest nim Ksiėūyc. Od 1957 roku Ziemiė obiegajā sztuczne satelity. Stosunek masy Sīoļca do masy Ziemi wynosi 332 958. Okres obrotu Ziemi do niedawna stanowiī wzorzec jednostki czasu (doba); okres ten wynosi obecnie 23 h 56 min 4,09 s i prawdopodobnie ulega wydīuūeniu o ok. 1/1000 s na stulecie. Obrót Ziemi powoduje powtarzajāce siė cyklicznie zjawisko dnia i nocy, a obieg Ziemi wokóī Sīoļca warunkuje wystėpowanie pór roku. Budowa wnėtrza Ziemi i jej atmosfery oraz zjawiska fizyczne w nich zachodzāce sā przedmiotem badaļ geofizyki, a powīokė Ziemi i jej przestrzenne zróūnicowanie pod wzglėdem przyrodniczym badaļ geografii. Do innych waūniejszych nauk o Ziemi naleūā: geodezja oraz geologia. Informacje o budowie Ziemi uzyskuje siė gīównie drogā poōredniā, obserwacjom bezpoōrednim dostėpna jest bowiem tylko warstwa zewnėtrzna o gruboōci kilku kilometrów. Najwiėcej danych o budowie Ziemi dostarczajā badania rozchodzenia siė w jej wnėtrzu fal sejsmicznych, takūe badania ziemskiego pola magnetycznego. Poniewaū prėdkoōź fal sejsmicznych jest funkcjā takich parametrów, jak gėstoōź, ōciōliwoōź i sztywnoōź oōrodka, znajomoōź rozkīadu prėdkoōci fal sejsmicznych we wnėtrzu Ziemi umoūliwia okreōlenie zmian tych parametrów wraz ze zmianā gīėbokoōci, co z kolei pozwala na wysuwanie hipotez dotyczācych budowy Ziemi. Na podstawie badaļ sejsmologicznych przyjėto strefowy model wnėtrza Ziemi, wyróūniono trzy gīówne strefy: skorupė ziemskā, pīaszcz Ziemi i jādro Ziemi. W momencie pojawienia siė na globie, ponad 4,5 miliarda lat temu, pierwszych elementów staīej skorupy rozpoczėīa siė wyjōciowa faza ksztaītowania powierzchni Ziemi. Faza ta trwaīa do okoīo 2 miliardów 700 milionów lat temu. Nie byīo wówczas sztywnych struktur geologicznych, a powierzchniowe warstwy globu cechowaīa wielka ruchliwoōź. Wīaōnie ta ruchliwoōź uwarunkowaīa powstanie i warunkuje byt kontynentów. Ocenia siė, ūe gdyby nie aktywnoōź litosfery oraz nieprzerwane procesy lādotwórcze i orogeniczne (formowanie systemów górskich) juū po 100 milionach lat czynniki zewnėtrzne (egzogeniczne) doprowadziīyby do likwidacji urozmaiconej rześby kontynentów. Dzisiaj wiadomo, ūe charakter budowy geologicznej najstarszych formacji litosfery byī bardzo podobny do wspóīczesnych stref wyspowych sāsiadujācych z kontynentami. W tym pierwszym okresie nie istniaīy jeszcze bloki kontynentalne, a jedynie archipelagi wysp, podobne np.do bariery wyspowej we wschodniej Azji. Podlegaīy one procesom górotwórczym. Najstarsze znane ōlady powaūnej aktywnoōci tektonicznej datowane sā na 3 miliardy 250 milionów lat. Trzeba zaznaczyź, ūe w tej wyjōciowej fazie planetarnego bytu Ziemi, okoīo 3 miliardy 500 milionów lat temu, powstaīy w morzach zwiāzki organiczne, które przeksztaīciīy siė w tzw. "eobionty-jutrzenki ūycia", a wiėc pierwsze najprymitywniejsze ūywe organizmy. Druga faza rozwoju kontynentów trwaīa najprawdopodobniej od 2 miliardów 700 milionów lat do 1 miliarda 800 milionów lat temu. Cechā jej byīo īāczenie archipelagów wysp i formowanie sztywnych elementów kontynentów zbudowanych ze skaī róūnego pochodzenia. Īāczāce siė elementy litosfery podlegaīy procesom tektonicznym. Ōwiadczā o tym skomplikowane ukīady skaī, stanowiāce zapis wielu dokonujācych siė okresów górotwórczych - orogenez. Miaīy one miejsce na ogromnych obszarach i w dīugich przedziaīach czasowych. W efekcie formowaīy siė sztywne fragmenty litosfery, tzw. kratony. W dalszych dziejach Ziemi kratony jako sztywne nie miaīy podlegaź faīdowaniom, a jedynie pėkaniom i powolnym ruchom pionowym. W drugiej fazie rozwoju kontynentów wystėpowaīy na Ziemi zróūnicowane strefy klimatyczne i dziaīaīy zróūnicowane procesy zewnėtrzne. Na powierzchniach ówczesnych lādów nawet rozwijaīy siė i zanikaīy pokrywy lodowe. Poczāwszy od okoīo 1 miliarda 800 milionów lat temu trwa trzecia faza tektoniki kier. Ciāgle dokonuje siė ruch sztywnych fragmentów litosfery (kratonów) ich rozsuwanie i zderzanie, pomiėdzy kratonami formujā siė geosynkliny. Sā to dīugie na tysiāce kilometrów, stosunkowo wāskie obniūenia w skorupie ziemskiej, stanowiāce zbiornik morski o nieustannie obniūajācym siė dnie. Nastėpuje tam gromadzenie siė bardzo grubych serii osadów. Podczas zsuwania siė kratonów osady geosynklin sā faīdowane i wypiėtrzane formujāc systemy górskie. W okresie od 1 miliarda 800 milionów lat temu do okoīo 700 milionów lat temu powstaīo i zanikaīo wiele oceanów i dokonywaīy siė fazy górotwórcze. Okoīo 700 milionów lat temu istniaī jakiō prastary wszechlād utworzony z poīāczonych fragmentów litosfery, otoczony wszechoceanem. Zīoūone procesy rzādzāce przemianami litosfery zapoczātkowaīy nowe waūne zjawisko globalnej tektoniki, zwane wielkim dryfem. Poczātkowo doszīo do pėkniėcia i podziaīu wszechlādu na czėōź póīnocnā - Laurazjė i czėōź poīudniowā Gondwanė. Wspomniany wielki dryf trwa od 200 milionów lat. Najpierw rozpoczėīo siė tworzenie ōrodkowego Atlantyku. Okoīo 135 mln lat temu zarysowaīo siė pėkniėcie poīudniowego Atlantyku. Poczėīa teū rozwijaź siė przestrzeļ wodna pomiėdzy Afrykā i Antarktydā stanowiācā nadal jeden wielki lād z Australiā. Okoīo 65 milionów lat temu ōrodkowy Atlantyk poczāī rozwijaź siė ku póīnocy. Ameryka odzieliīa siė od Grenlandii, nadal jeszcze poīāczonej z Europā. Niewiele póśniej otwarīa siė zasadnicza czėōź póīnocnego Atlantyku wskutek rozerwania Grenlandii i Europy. Przemieszczajāce siė na zachód bloki Ameryki Póīnocnej i Ameryki Poīudniowej deformowaīy swoje zachodnie kraļce dajāc rozwijajāce siė systemy górskie. Okoīo 50 milionów lat temu kra Indii uderzyīa o Azjė. Zapoczātkowane zostaīo intensywne faīdowanie, a potem piėtrzenie Himalajów. Góry te "rosnā" dotād. Wówczas teū zaczėīa rozwijaź siė poīudniowa czėōź Oceanu Indyjskiego, wskutek odīāczenia siė Australii od Antarktydy. Natomiast 35 milionów lat temu Europa i Afryka zbliūyīy siė tak dalece, ūe zaczėīy formowaź Alpy, Pireneje i Kaukaz. Okoīo 10 milionów lat temu powstaīo Morze Czerwone, które dotād systematycznie siė poszerza i rozwija w stronė Morza Martwego. Nieustannie powiėksza siė Ocean Atlantycki i Ocean Indyjski, a zmniejsza siė Ocean Spokojny. Poszerza siė Zatoka Kalifornijska i zmierza do rozerwania Afryka - wzdīuū rowu Wielkich Jezior. Pomniejszajā siė morza przybrzeūne Azji Wschodniej i Zatoka Perska. Do zamkniėcia zmierza Cieōnina Gibraltarska, natomiast otwiera siė wschodni kraniec Morza Ōródziemnego w stronė Morza Czerwonego. Wielki dryf trwa nadal. ”———————————————————•——————————————•————————————————•——————————•———————————– › ōrednia odlegīoōź › okres obiegu › prėdkoōź ruchu › ōrednica › liczba › › od Sīoļca › wokóī Sīoļca › po orbicie › › ksiėūyców › › (mln km) › › (km/s) › (km) › › ˜———————————————————™——————————————™————————————————™——————————™———————————š › 149,6 › 365 dni 6 h › 29,6 › 12752 › 1 › œ——————————————————————————————————————————————————————————————————————ž @{" " link e1} <= naciōnij tu, aby zobaczyź parametry Ziemi @{" " link e2} <= naciōnij tu, aby poczytaź informacje o historii Ziemi @{" " link e3} <= naciōnij tu, aby poczytaź informacje o ziemskich oceanach @{" " system "VT Ziemia.iff >NIL:"} <= naciōnij tu, aby obejrzeź zdjėcie Ziemi @endnode @node e1 "Parametry Ziemi" @Font XENPL.font 11 promieļ równikowy - 6378,14 km promieļ biegunowy - 6356,75 km róūnica miėdzy promieniem równikowym a biegunowym - 21,39 km ōredni promieļ - 6371,00 km obwód równika - 40075,00 km obwód Ziemi wzdīuū poīudników - 40007,40 km 2 powierzchnia - 510,066 mln km 12 3 objėtoōź - 1,083 · 10 km 24 masa - 5,975 · 10 kg 3 ōrednia gėstoōź - 5,52 g/cm okres obrotu wokóī osi - 23 h 56 min 4,09 s okres obiegu wokóī Sīoļca - 365 dni 5 h 48 min 46 s ōrednia prėdkoōź ruchu obrotowego na równiku - 463,8 m/s = 1670 km/h ōrednia prėdkoōź ruchu Ziemi po orbicie - 29,6 km/s = 106600 km/h 2 ōrednie przyspieszenie grawitacyjne - 9,81 m/s 2 przyspieszenie grawitacyjne na biegunie - 9,83 m/s 2 przyspieszenie grawitacyjne na równiku - 9,78 m/s okres precesji osi obrotu Ziemi - 25770 lat @endnode @node e2 "Historia Ziemi" @Font XENPL.font 11 @{b} HISTORIA ZIEMI ~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} ”———————– 4600-2600 230-65 ”———————————– ›Archaik›‹‹‰‹‹‹‹‹‹‹‹’ (mln lat) ‹‹‹‹‹‰‹‹› Kenozoik › œ———————ž  ”———————————– ”————————–  ˜—————•—————š ‹‹›Proterozoik› ›Mezozoik›‹‹’ › › › ˜—————•—————š ˜———•————š ˆ‹›Trzeciorzėd› 2600-1650 › › › › › ›  › › › ‹‹‹‹‹‹‹‹‹‹‹›‹‹‹Dolny › 2600-570 570-230 › Trias‹‹›‹‹Š › › › › › ›‹‹‰‹‹‹‹‹‹‹’‹‹‹‹‹‹‰‹‹› › › ˆ›Czwartorzėd› 1650-570 › › ›  ”—————————–  › › › œ———————————ž ‹‹‹‹‹‹‹‹‹‹›‹‹‹Górny › ‹‹›Paleozoik›‹‹’ › Jura‹‹›‹Š 1,8-dziō œ———————————ž ˜————•————š › › › ‹‹‹‹‹‹‹‹‹‹’ 570-500 › › › › › ›  65-1,8 ‹‹‹‹‹‹‹‹‹›‹‹Kambr › › Kreda‹‹›Š‹‹‹‹‹‹‹‹’ › › › œ————————ž 500-435 › › › 140-65  ‹‹‹‹‹‹‹‹‹›‹Ordowik › ‹‹‹‹‹‹‹‹’ › › › 195-140  435-395 › › › ‹‹‹‹‹‹‹‹‹’ ‹‹‹‹‹‹‹‹‹›‹‹Sylur › 230-195  › › › ‹‹‹‹‹‹‹‹‹’ 395-345 › › › ‹‹‹‹‹‹‹‹‹›‹‹Dewon › › › › @{" " link e2a} <= archaik 345-280 › › › @{" " link e2b} <= proterozoik ‹‹‹‹‹‹‹‹‹›‹‹Karbon › @{" " link e2c} <= paleozoik › › › @{" " link e2d} <= mezozoik 280-230 › › › @{" " link e2e} <= kenozoik ‹‹‹‹‹‹‹‹‹›‹‹‹Perm › œ—————————ž @endnode @node e2a "Archaik" @Font XENPL.font 11 @{b} ARCHAIK ~~~~~~~ @{ub} Era archaiczna, archeozoik, azoik, najstarsza era w dziejach Ziemi, trwajāca od poczātku geologicznych dziejów Ziemi do ok. 2,6 mld lat temu. Utwory archaiczne to gī. gnejsy, īupki krystaliczne, kwarcyty, poprzecinane intruzjami granitów, najlepiej zbadane na obszarach tarcz baītyckiej i kanadyjskiej. W archaiku miaīy miejsce potėūne ruchy górotwórcze. W skaīach archaiku wystėpujā najstarsze ōlady ūycia (pojedyncze komórki i nitkowate twory w kwarcytach z Grenlandii, datowane na 3,8 mld lat). @endnode @node e2b "Proterozoik" @Font XENPL.font 11 @{b} PROTEROZOIK ~~~~~~~~~~~ @{ub} Era proterozoiczna, algonk, eozoik, druga era w dziejach Ziemi, trwajāca od ok. 2600 do ok. 570 mln lat temu; utwory proterozoiku to gīównie gnejsy, īupki krystaliczne, kwarcyty, piaskowce, zlepieļce, dolomity, poprzecinane intruzjami granitów, odsīaniajāce siė na powierzchni Ziemi zwīaszcza na obszarach tarczy baītyckiej i tarczy lauerntyļskiej (gdzie zostaīy najlepiej zbadane); do utworów proterozoiku zalicza siė teū pokīady szungitu - wėgla o najwiėkszej zawartoōci wėgla pierwiastkowego (do 98,2%), wystėpujācego w okolicach jeziora Onega; w proterozoiku odbywaīy siė potėūne ruchy górotwórcze; w Polsce skaīy proterozoiku wystėpujā w Sudetach i w gīėbokim podīoūu we wschodniej czėōci kraju. Z proterozoiku przetrwaīy nieliczne i śle zachowane szczātki organizmów, m.in. istniaīy juū sinice i bakterie, a zapewne takūe wiciowce i pierwotne grzyby. Znaleziono takūe szczātki promienic, pierōcienic, gābek, jamochīonów. @endnode @node e2c "Paleozoik" @Font XENPL.font 11 @{b} PALEOZOIK ~~~~~~~~~ @{ub} Trzecia era w dziejach Ziemi, trwajāca od ok. 570 do ok. 230 mln lat temu; dzieli siė na 6 okresów (kambr, ordowik, sylur, dewon, karbon, perm); w erze tej wystāpiīy dwie wielkie orogenezy: orogeneza kaledoļska i orogeneza hercyļska, z którymi byī zwiāzany silny magnetyzm; na póīkuli poīudniowej pod koniec ery wystāpiīo wielkie zlodowacenie; osady paleozoiku to gīównie skaīy okruchowe (piaskowce, szarogīazy, īupki ilaste, krzemionkowe i in.), takūe wapienie organogeniczne (np. koralowe), sole, gipsy, wėgiel kamienny. Ōwiat roōlinny ulegī w ciāgu paleozoiku znacznej ewolucji; od pierwotnych glonów do wysoko uorganizowanych roōlin lādowych; gīówne etapy ewolucji to pojawienie siė psylofitów (w sylurze) i innych pierwotnych roōlin naczyniowych, nastėpnie wyūszych paprotników i pierwotnych roōlin nasiennych, a w koļcu - obecnie istniejācych klas roōlin nagonasiennych; olbrzymia produkcja masy roōlinnej w karbonie i permie doprowadziīa do utworzenia siė wėgla kamiennego. Faunė paleozoiku tworzyīy wszystkie znane obecnie typy zwierzāt; ūyīy ponadto archeocjaty i trylobity, szczyt rozwoju osiāgnėīy ramienionogi, w ordowiku i sylurze - īodziki; w dewonie pojawiīy siė amonity (goniatyty); z paleozoiku znane sā pierwsze szczātki bezszczėkowców (ordowik), pīazów (dewon) i gadów (karbon); skaīotwórcze byīy gīównie koralowce czteropromienne. @{b}Kambr@{ub} Kambr, pierwszy okres paleozoiku trwajācy od ok. 570 do ok. 500 mln lat temu; dzieli siė na 3 epoki: kambr dolny, ōrodkowy i górny; w kambrze dolnym rozpoczėīa siė wielka transgresja morza, która osiāgnėīa maksimum w kambrze ōrodkowym; w kambrze górnym - faza sardyjska orogenezy kaledoļskiej spowodowaīa tylko niewielkā jego regresjė; typowymi osadami kambru sā piaskowce; kwarcyty i īupki ilaste pochodzenia morskiego; w Polsce skaīy kambryjskie wystėpujā na powierzchni w Górach Ōwiėtokrzyskich i Sudetach, a w gīėbokim podīoūu - prawie na caīym obszarze kraju. Roōlinnoōź w kambrze skīadaīa siė z pierwotnych grzybów, bakterii, sinic i niektórych grup glonów (np. pierwszych zielenic i krasnorostów); ōlady istnienia wyūszych roōlin lādowych. W kambrze faunė reprezentowaīy wyīācznie bezkrėgowce morskie; najliczniejsze byīy trylobity; ponadto wystėpowaīy typowe tylko dla kambru archeocjaty oraz pierwsze otwornice, promienice, gīowonogi, maīūe, ōlimaki i ramienionogi. @{b}Ordowik@{ub} Ordowik, drugi okres paleozoiku, trwajācy od ok. 500 do ok. 435 mln lat temu; dzieli siė na 3 epoki: ordowik dolny, ōrodkowy i górny; w ordowiku dolnym, po fazie orogenezy kaledoļskiej na przeīomie kambru i ordowiku, rozpoczėīa siė transgresja morza, która zakoļczyīa siė dopiero pod koniec ordowiku górnego, toteū osady ordowiku sā gīównie osadami morskimi; naleūā do nich īupki ilaste, piaskowce, wapienie, margle; najbardziej typowe utwory ordowiku wystėpujā w Walii i ōrodkowej Anglii; w Polsce - najpeīniejsze serie osadów ordowiku sā znane w Górach Ōwiėtokrzyskich i gīėbokim podīoūu na póīnocy kraju. Na lādzie pojawiīy siė przypuszczalnie pierwsze roōliny naczyniowe (pierwotne paprotniki); w morzach wystėpowaīy glony - sinice, zielenice i krasnorosty. W ōwiecie zwierzėcym, bogatā faunė mórz, reprezentowana byīa gīównie przez graptolity, īodziki, ramienionogi i trylobity; duūā rolė skaīotwórczā odegraīy koralowce czteropromienne, gābki i tabulaty; pojawiīy siė pierwsze krėgowce - ostrakodermy. @{b}Sylur@{ub} Sylur, gotland, trzeci okres paleozoiku, trwajācy od ok. 435 do ok. 395 mln lat temu; dzieli siė na 3 epoki: sylur dolny, ōrodkowy i górny; w sylurze dolnym miaīa miejsce transgresja morza, która zakoļczyīa siė dopiero na przeīomie syluru i dewonu w wyniku koļcowej fazy orogenezy kaledoļskiej; toteū osady syluru sā gīównie osadami morskimi; naleūā do nich īupki ilaste, wapienie organogeniczne, piaskowce, szarogīazy, zlepieļce. Najbardziej typowe utwory syluru wystėpujā w Walii i ōrodkowej Anglii; w Polsce najpeīniejsze serie osadów syluru sā w Górach Ōwiėtokrzyskich i Sudetach oraz w gīėbokim podīoūu na póīnocy kraju. Florė syluru tworzyīy na lādzie pierwotne roōliny naczyniowe (z grupy widīaków i psylofitów), a w morzach niektóre plechowce - zielenice, krasnorosty, sinice i prawdobodobnie brunatnice. W ōwiecie zwierzėcym nastāpiī dalszy rozkwit fauny morskiej, gīównie koralowców czteropromiennych, ramienionogów, trylobitów i īodzików, a w wodach póīsīonych - wielkoraków; maksymalny rozwój osiāgnėīy graptolity, które wymarīy z koļcem syluru; pojawiīy siė pierwsze ryby - tarczowce. @{b}Dewon@{ub} Dewon, czwarty okres paleozoiku, od ok. 395 do 345 mln lat temu. Dzieli siė na 3 epoki: dewon dolny, ōrodkowy i górny. Dewon dolny byī okresem panowania lādów (geokratyczny okres); w koļcu dewonu dolnego nastāpiī poczātek wielkiej transgresji morza, której najwiėksze nasilenie przypada na 1 poīowė dewonu górnego; pod koniec dewonu górnego wystāpiīy pierwsze fazy orogenezy hercyļskiej. Typowe utwory dewonu: czerwone piaskowce i zlepieļce (dewon dolny) oraz īupki ilaste, wapienie, dolomity (dewon ōrodkowy i górny). W Polsce najpeīniejsze serie osadów dewonu odsīaniajā siė w Górach Ōwiėtokrzyskich. Roōlinnoōź lādowa dewonu dolnego i ōrodkowego skīadaīa siė z pierwotnych roōlin naczyniowych, zwanych psylofitami, najpierwotniejszych paproci oraz pierwotnych roōlin widīakowatych i skrzypowatych; z plechowców stwierdzono grzyby glonowce oraz glony. W dewonie górnym nie byīo juū psylofitów, pojawiīy siė natomiast nowe rodzaje pierwotnych paproci, roōlin skrzypowych i widīakowatych oraz prawdopodobnie pierwsze roōliny nasienne (paprocie nasienne i kordiaty); z mszaków wystėpowaīy wātrobowce, z plechowców tzw. glonogrzyby. W morzach ūyīy krasnorosty, zielenice i brunatnice. W dewonie pojawiīy siė pierwsze zwierzėta lādowe: z bezkrėgowców stawonogi (dewon dolny i ōrodkowy), a z krėgowców gady tarczogīowe (dewon górny) nadal zozwijaīa siė fauna morska, z bezkrėgowców liczne byīy koralowce i ramienionogi, spoōród gīowonogów pojawiīy siė amonity; z krėgowców szczyt swojego rozwoju osiāgnėīy ryby pancerne i ostrakodermy, które wyginėīy pod koniec dewonu, natomiast bujnie rozwinėīy siė ryby dwudyszne i trzonopīetwe, obok istniejācych juū ryb chrzėstnych i nielicznych promieniopīetwych. @{b}Karbon@{ub} Karbon, piāty okres paleozoiku, trwajācy od ok. 345 do ok. 280 mln lat temu; dzieli siė na 2 epoki: karbon dolny i górny; w okresie karboļskim odbywaīy siė liczne fazy orogenezy hercyļskiej, której najwiėksze nasilenie przypada na pogranicze karbonu dolnego i górnego; w zwiāzku z tā orogenezā w karbonie górnym nastāpiīa wielka regresja morza; typowymi utworami karbonu dolnego sā wapienie (facja wapienia wėglowego) lub piaskowce, zlepieļce i īupki ilaste (facja kulmu), a karbonu górnego - osady piaskowców i īupków, z pokīadami wėgla kamiennego. Olbrzymie zīoūa karboļskiego wėgla kamiennego wystėpujā na wszystkich kontynentach; w Polsce - w Górnoōlāskim, Dolnoōlāskim i Lubelskim Zagīėbiu Wėglowym. Na obszarach wchodzācych w skīad lādu Gondwany w utworach karbonu górnego znajdujā siė osady lodowcowe ōwiadczāce o istnieniu wielkiego zlodowacenia. Granica utworów karbonu i permu nie wszėdzie jest wyraśna; wyznacza siė jā wtedy umownie, a niekiedy kambr i perm īāczy siė razem w jednolity system zwany permokarbonem. W karbonie oprócz wodnej, nastāpiī bujny rozwój roōlinnoōci lādowej w formach drzewiastych: widīaki (gī. lepidendrony i sygilarie), skrzypy zwane kalamitami, paprocie wīaōciwe i nasienne, nagozalāūkowe zwane kordaitami; formy te tworzyīy bagienne lasy i daīy poczātek zīoūom wėgla kamiennego; runo tych lasów stnowiīy drobne paprocie, widīaki, skrzypy, zwane klinolistami, oraz mszaki; z grzybów istniaīy juū workowce; pod koniec kambru pojawiīy siė pierwsze roōliny iglaste (walchia). Ōwiat zwierzėcy karbonu charakteryzuje masowe wystėpowanie otwornic (fuzuliny), ramienionogów (dī. do 30 cm), rozwój goniatytów i pojawienie siė belemnitów; ūyīy juū wtedy owady uskrzydlone, ryby rekinowate i pierwotne promieniopīetwe, pīazy tarczogīowe, pierwsze gady (kotylozaury, ssakoksztaītne i wodne mezozaury). @{b}Perm@{ub} Perm, najmīodszy (szósty) okres paleozoiku, trwajācy od ok. 280 do ok. 230 mln lat temu; w zachodniej i ōrodkowej Europie, gdzie utwory permu zostaīy najwczeōniej zbadane, dzieli siė go na 2 epoki: perm dolny (czerwony spāgowiec) i górny (cechsztyn); w permie dolnym powstaīy osady lādowe - zlepieļce (czerwone) i piaskowce pochodzāce z niszczenia wypiėtrzonych w orogenezie hercyļskiej īaļcuchów górskich; przejawiaīa siė silna dziaīalnoōź wulkaniczna, nastėpowaīy potėūne wylewy law, w permie górnym - transgresja morza; tworzyīy siė wapienie i dolomity, īupki miedzionoōne, sól kamienna, gipsy, sole potasowe. We wschodniej Europie w ciāgu caīego permu (podzielonego na dolny, ōrodkowy i górny) powstawaīy osady morskie - wapienie, piaskowce, gipsy, sól kamienna. Na obszarze lādu Gondwany w utworach permu istniejā ōlady wielkiego zlodowacenia. W Polsce utwory permu wystėpujā w Górach Ōwiėtokrzyskich, na Niūu Polskim i w okolicach Krakowa. W poīowie permu, w zwiāzku ze zmianā klimatu (z wilgotnego na suchy) nastāpiīy doniosīe zmiany w skīadzie flory, zwīaszcza na póīkuli póīnocnej; wymarīy kordiaty, drzewiaste widīaki i skrzypy, wiėkszoōź paproci (zarodnikowych i nasiennych), wzrósī zaō udziaī roōlin iglastych, miīorzėbowych i sagowców. W permie wymarīy niektóre grupy paleozoiczne, m.in. koralowce czteropromienne, trylobity, niektóre szczepy ramienionogów; w faunie lādowej bujny rozwój osiāgnėīy pīazy tarczogīowe, kotylozaury i gady ssakoksztaītne; w morzach ūyīy liczne ryby. @endnode @node e2d "Mezozoik" @Font XENPL.font 11 @{b} MEZOZOIK ~~~~~~~~ @{ub} Czwarta era w dziejach Ziemi trwajāca od ok. 230 do ok. 65 mln lat temu; dzieli siė na 3 okresy: trias, jurė i kredė; byīa erā stosunkowo maīego nasilenia ruchów górotwórczych; na przeīomie triasu i jury oraz u schyīku jury miaīo miejsce (w Europie niezbyt silne) faīdowania kimeryjskie, w kredzie - kilka bardziej intensywnych faz orogenezy alpejskiej; w jurze i kredzie - wielkie transgresje morskie, zaznaczajāce siė na caīym ōwiecie. W osadach mezozoicznych dominujā gīównie skaīy wapienne, gīównie wapienie organogeniczne i oolitowe. W mezozoiku panowaīy na lādzie roōliny nagozalāūkowe (gīównie iglaste, miīorzėbowe i sagowce), przy znacznym udziale paproci cienkozarodniowych; w poīowie kredy iloōciowā przewagė zyskaīy roōliny okrytozalāūkowe (gī. dwuliōcienne); w morzach rozwinėīy siė krasnorosty, a w wodach sīodkich - ramienice. W morzu nastāpiī bujny rozwój krėgowców, wōród których dominowaīy gady (stād mezozoik nazywany jest czėsto erā gadów), opanowujāc wszystkie ōrodowiska: na lādzie - dinozaury, w morzach - ichtiozaury i plezjozaury, w powietrzu - pterozaury; w triasie z gadów sskoksztaītnych (teromorfy) wyodrėbniīy siė pierwsze ssaki, w jurze pojawiī siė pierwszy ptak - archeopteryks; z bezkrėgowców w dalszym ciāgu panowaīy amonity i belemnity, które z koļcem mezozoiku wymarīy podobnie jak wiėkszoōź gadów. @{b}Trias@{ub} Trias, najstarszy okres mezozoiku, trwajācy od ok. 230 do ok. 195 mln lat temu; dzieli siė na 3 epoki: trias dolny, ōrodkowy i górny. Na obszarze ōrodkowej Europy trias dolny reprezentujā osady lādowe lub lagunowe, gīównie piaskowce i zlepieļce o czerwonym zabarwieniu; w triasie ōrodkowym tworzyīy siė osady pīytkomorskie, gīównie wapienie i dolomity, triasie górnym - osady sīodkowodne i lagunowe, gīównie īupki ilaste, margle, piaskowce. W Polsce utwory triasu wystėpujā na obrzeūeniu Gór Ōwiėtokrzyskich, w Sudetach, Karpatach, na wyūynach Ōlāskiej i Krakowsko-Czėstochowskiej oraz w gīėbokim podīoūu na póīnocy kraju. W triasie dolnym roōlinnoōź lādowa byīa uboga (suchy, pustynny klimat), w triasie górnym - dobrze rozwiniėta (skīad podobny do skīadu roōlinnoōci w jurze); w ōrodkowym triasie silny rozwój glonów skaīotwórczych (gromadzācych wapieļ). Wielki rozwój osiāgnėīy gady ssakoksztaītne, pojawiīy siė pierwsze gady naczelne - tekodonty, oraz pod koniec triasu - pierwsze ssaki; w faunie morskiej rozwój koralowców szeōciopromiennych, mszywioīów, maīūów, ōlimaków, amonitów i ryb; z koļcem triasu wymarīy gady tarczogīowe i kotylozaury. @{b}Jura@{ub} Jura, drugi okres mezozoiku, trwajācy od ok. 195 do ok. 140 mln lat temu; dzieli siė na 3 epoki: jurė dolnā, jurė ōrodkowā, jurė górnā; typowymi utworami jury dolnej sā iīy, wapienie i margle, jury ōrodkowej - osady piaszczyste, oolitowe rudy ūelaza, jury górnej - jasne wapienie (oolitowe, rafowe, pīytowe i inne) i margle; na przeīomie triasu i jury oraz w jurze górnej miaīy miejsce ruchy górotwórcze (kimeryjskie fazy orogeniczne); w Polsce utwory jurajskie wystėpujā na powierzchni w obrzeūeniu Gór Ōwiėtokrzyskich, w okolicach Krakowa, Czėstochowy, Wielunia i innych oraz w Karpatach; w gīėbokim podīoūu znajdujā siė one na obszarze caīego kraju, z wyjātkiem Sudetów i Przedgórza Sudeckiego. Flora bogata, siėgajāca obu biegunów Ziemi; z nagonasiennych wystėpowaīy iglaste, miīorzėbowe, sagowce, benetydy, paprocie nasienne i kajtonie, z paprotników - liczne rodzaje paproci (gī. cienkozarodnikowe), skrzypowe i widīakowe; ponadto wystėpowaīy wātrobowce, grzyby oraz glony (okrzemki, ramienice, zielenice, krasnorosty i brunatnice). W ōwiecie zwierzāt najbujniejszy rozwój wōród bezkrėgowców osiāgnėīy amonity i belemnity; z krėgowców dominowaīy gady, które opanowaīy wszystkie ōrodowiska; w faunie lādowej licznie reprezentowane byīy owady; ssaki jeszcze nieliczne, wyīācznie formy drobne, pod koniec jury pojawiī siė pierwszy ptak (archeropteryks). @{b}Kreda@{ub} Kreda, trzeci okres mezozoiku trwajācy od ok. 140 do ok. 65 mln lat temu; dzieli siė na 2 epoki: kredė dolnā i górnā; w okresie kredy odbywaīy siė ruchy górotwórcze kilku faz orogenezy alpejskiej; w kredzie górnej odbywaīa siė wielka transgresja morza zaznaczajāca siė niemal na caīym ōwiecie; typowymi skaīami kredy sā: margle, wapienie, opoki, kreda piszāca oraz flisz; w Polsce utwory kredy wystėpujā w Tatrach, Pieninach i Karpatach fliszowych, na caīym Niūu Polskim, w obrzeūeniu Gór Ōwiėtokrzyskich oraz w Sudetach. Duūym zmianom ulegī w kredzie skīad roōlinnoōci lādowej, poczātkowo jeszcze zbliūony do roōlinnoōci jurajskiej; w kredzie górnej liczebnā przewagė zdobyīy roōliny okrytonasienne, które w kredzie dolnej znajdowaīy siė w mniejszoōci. Faunė cechowaī silny rozwój otwornic skaīotwórczych, obecnoōź w morzu innych amonitów, belemitów, gābek, korali, ramieniogīowów, jeūowców i maīūów; wōród krėgowców dominowaīy gady (wodne i lādowe); ptaki i ssaki byīy nielicznie reprezentowane; w koļcu kredy wygasīy amonity, belemnity, dinozaury i pterozaury. @endnode @node e2e "Kenozoik" @Font XENPL.font 11 @{b} KENOZOIK ~~~~~~~~ @{ub} Era kenozoiczna - najmīodsza era w dziejach Ziemi, trwajāca od ok. 65 mln lat temu do dziō; dzieli siė na dwa okresy: trzeciorzėd i czwartorzėd; najbardziej znamienne cechy tej ery: najwiėksze nasilenie orogenezy alpejskiej (trzeciorzėd) oraz wielkie zlodowacenie obejmujāce olbrzymie obszary kuli ziemskiej (czwartorzėd); osady kenozoiku to m.in. flisz, wapienie numulitowe i serpulowe, piaskowce, iīowce, wėgiel brunatny, zīoūa siarki, soli kamiennej, gipsu, osady lodowcowe. Roōlinnoōź, podobna juū do wspóīczesnej, przeszīa w ciāgu kenozoiku (w zwiāzku ze zmianami warunków zewnėtrznych) liczne przeobraūenia; doprowadziīy one do wytworzenia siė istniejācych obecnie rodzajów i gatunków roōlin, jak równieū do powstania obecnych zbiorowisk roōlinnych oraz obszarów i paļstw florystycznych. Intensywny rozwój ssaków, które opanowaīy caīkowicie ōrodowisko lādowe, oraz ptaków; pod koniec trzeciorzėdu ok. 90% fauny przypominaīo formy wspóīczesne; w czwartorzėdzie w epoce lodowcowej wystėpowaīy formy dla niej typowe, jak mamut, nosoroūec, jednak najwaūniejszym faktem byīo pojawienie siė czīowieka; po ustāpieniu zlodowaceļ uksztaītowaīa siė fauna wspóīczesna. @{b}Trzeciorzėd@{ub} Trzeciorzėd, starszy okres kenozozoiku, trwajācy od ok. 65 do ok. 1,8 mln lat temu; dzieli siė na 2 podokresy: paleogen i neogen; jest okresem wielkiego nasilenia orogenezy alpejskiej; typowymi utworami trzeciorzėdu sā skaīy piaszczysto-ilaste, wapienie, gipsy, sól kamienna i sole potasowe, wėgiel brunatny i siarka. W trzeciorzėdzie nastāpiī bujny rozwój ssaków, a ptaki juū w dolnym trzeciorzėdzie osiāgnėīy zróūnicowanie podobne do dzisiejszego; w morzach maksymalny rozwój osiāgnėīy mumulity (z ich osadów powstaīy wapienie mumulitowe), liczne byīy maīūe, ōlimaki i koralowce rafotwórcze; ōwiat ryb byī podobny do wspóīczesnego, tak jak na lādzie ōwiat owadów. W trzeciorzėdzie przewaūaīy roōliny okrytozalāūkowe (jak w górnej kredzie); w trzeciorzėdzie starszym (paleogenie), wystėpowaīy gatunki przewaūnie obecnie wymarīe; w trzeciorzėdzie mīodszym (neogenie) znaczny byī udziaī gatunków obecnie ūyjācych; w paleogenie roōlinnoōź Europy byīa wybitnie podzwrotnikowa (z palmami), w neogenie podzwrotnikowo-umiarkowana; w trzeciorzėdzie (w Polsce gīównie w miocenie) powstaīy wielkie zīoūa wėgla brunatnego, utworzone ze szczātków roōlinnych torfowisk. @{b}Czwartorzėd@{ub} Czwartorzėd, mīodszy okres kenozoiku, trwajācy od ok. 1,8 mln lat temu do dziō. Dzieli siė na 2 epoki: starszā - plejstocen (dyluwium, epoka lodowcowa) i mīodszā - holocen (aluwium, epoka polodowcowa), obejmujācā ostatnie 12 tys. lat. W plejstocenie klimat ulegī wielokrotnym wahaniom, 6 wielkich fal ochīodzeļ i ociepleļ objėīo glob ziemski; w okresie 4 ostatnich ochīodzeļ w strefie umiarkowanej rozwinėīy siė wielkie zlodowacenia kontynentalne (póīnocna i ōrodkowa Europa, zachodnia Syberia, Ameryka Póīnocna, Grenlandia; na póīkuli poīudniowej - m.in. Ziemia Ognista, Tasmania, Argentyna). W strefie miėdzyzwrotnikowej równoczeōnie ze zlodowaceniem wystėpowaīy okresy wzmoūonych opadów. Osady czwartorzėdu to gīównie: gliny zwaīowe, piaski, ūwiry, iīy wstėgowe; pokrywajā one ok. 80% powierzchni Polski. W czwartorzėdzie uksztaītowaīy siė wspóīczesne zarysy mórz i ich stref przybrzeūnych. Ōwiat roōlinny czwartorzėdu byī podobny do obecnego, gatunków obcych wspóīczesnej florze byīo w nim niewiele; istniaīy jedynie w starszym plejstocenie, gīównie w okresach miėdzylodowcowych, gdy zamiast tundry glacjalnej, charakterystycznej dla okresów zlodowaceļ, wystėpowaīa bogata roōlinnoōź leōna, bagienna i wodna. Tundrė glacjalnā cechowaīy karīowate wierzby, brzoza karīowata i polarna, dėbik oōmiopīatkowy, zawciāg Iversena oraz wiele innych roōlin wysokogórskich, póīnocnych i stepowych. W czwartorzėdzie zaczāī siė ksztaītowaź ostatecznie dzisiejszy ōwiat zwierzėcy; zmiany klimatu spowodowaīy wyginiėcie niektórych gatunków, np. nosoroūca w Ameryce; znacznie zmniejszyī siė zasiėg form ciepīolubnych, a pojawiīy siė zimnolubne, które z koļcem plejstocenu bādś wyginėīy (np. mamut, nosoroūec wīochaty), bādś utrzymaīy siė na niewielkich areaīach (np. renifer); znacznie rozprzestrzeniīy siė gatunki strefy umiarkowanej (np. tur, ūubr, jeleļ); najwaūniejszym faktem byīo pojawienie siė czīowieka. @endnode @node e3 "Oceany Ziemi" @Font XENPL.font 11 @{b} OCEANY ZIEMI ~~~~~~~~~~~~ Ocean Spokojny (Pacyfik)@{ub} Najwiėkszy obszar wodny ōwiata, miėdzy Azjā, Amerykā Póīnocnā, Amerykā Poīudniowā, Antarktydā i Australiā. Obejmuje morza: Beringa, Ochockie, Ūóīte, Wschodniochiļskie, Poīudniowochiļskie, Moluckie, Banda, Timor, Arafura, Koralowe, Tasmana i inne. Umowna granica z Oceanem Indyjskim przebiega od póīnocnego wejōcia do Cieōniny Malakka wzdīuū poīudniowych brzegów wysp Archipelagu Malajskiego, od wyspy Timor do Przylādka Talbota w Australii, dalej wybrzeūem Australii do przylādka Howe, przez Cieōninė Bassa do przylādka Portland na Tasmanii, a nastėpnie od Przylādka Poīudniowo-Wschodniego wzdīuū 147°E do Antarktydy; z Oceanem Atlantyckim od Przylādka Horn (Ameryka Poīudniowa) do przylādka Prime Head (Póīwysep Antarktyczny) i na póīnocy - Cieōnina Beringa. Powierzchnia Oceanu Spokojnego wynosi 179 679 tys. km², ōrednia gīėbokoōź 4028 m, maksymalna - 11 022 m (Rów Mariaļski); rozciāgīoōź równoleūnikowa ok. 20 350 km, poīudnikowa ok. 15 800 km. Powierzchnia wysp wynosi ok. 3600 tys. km². Najliczniejsze sā wyspy pochodzenia koralowego, najwiėksze - kontynentalne, gīównie w zachodniej czėōci oceanu: Sachalin, Japoļskie, Riuku, Tajwan, Filipiny, wyspy Archipelagu Malajskiego (Borneo, Celebes), Nowa Gwinea, Nowa Zelandia; z wysp pochodzenia wulkanicznego najwiėksze sā: Aleuty, Kuryle, Hawaje, Galapagos. Najgīėbsze rowy oceaniczne: Mariaļski (11 022 m), Tonga (10 882 m), Filipiļski (10 497 m), Kermadec (10 047 m), Kurylsko-Kamczacki (9717 m), Bougainville'a (9140 m), Atakamski (8050 m). W zachodniej czėōci oceanu, miėdzy Grzbietem Hawajskim a rowami: Kurylsko-Kamczackim i Japoļskim rozciāga siė rozlegīy Basen Póīnocno-Zachodni; na poīudnie od niego, miėdzy wyspami Mikronezji, Melanezji i Polinezji wystėpujā mniejsze baseny: Filipiļski, Karoliļski, Ōrodkowopacyficzny, Melanezyjski i inne; w czėōci wschodniej i póīnocno-wschodniej Oceanu Spokojnego najwiėkszy jest Basen Póīnocno-Wschodni ciāgnācy siė od Aleutów do ok.10°S, miėdzy Amerykā a Hawajami i innymi wyspami Polinezji. Od Ameryki Ōrodkowej ciāgnie siė w kierunku poīudniowym Wzniesienie Wschodniopacyficzne, przechodzāce na ok.50°S we Wzniesienie Poīudniowopacyficzne; miėdzy tymi wzniesieniami a wyspami Polinezji leūy Basen Poīudniowopacyficzny. Miėdzy Amerykā Poīudniowā a Wzniesieniem Wschodniopacyficznym ciāgnā siė mniejsze baseny: Bellingshausena, Chilijski, Perówiaļski, Gwatemalski, przedzielone Wzniesieniem Zachodniochilijskim, grzbietem Sala'y Gómez z Grzbietem Nazca, wzniesieniem Albatros. Ukīad prādów powierzchniowych w niskich szerokoōciach geograficznych Oceanu Spokojnego jest symetryczny wzglėdem równikowego pasa ciszy, poīoūonego miėdzy pasatami. Pasatom towarzyszā prādy: Póīnocnorównikowy i Poīudnioworównikowy. Prād Póīnocnorównikowy przepīywa ze wschodu na zachód miėdzy 10 a 25°N; u wybrzeūy Filipin gīówna masa jego wód kieruje siė na póīnoc wzdīuū wschodnich wybrzeūy Tajwanu, przedostaje siė na Morze Wschodniochiļskie, dalej pīynie po zachodniej stronie wysp Riuku, nastėpnie miėdzy nimi kieruje siė na otwarty ocean, gdzie jako prād Kuro Siwo opīywa od wschodu Wyspy Japoļskie aū do ok. 36°N; tutaj skrėca na wschód i po ok. 2500 km przechodzi w Prād Póīnocnopacyficzny, dopīywajācy do wybrzeūy Ameryki Póīnocnej; czėōź jego wód kieruje siė na poīudnie jako zimny Prād Kalifornijski, czėōź na póīnoc jako ciepīy Prād Alski. Wzdīuū Kuryli z póīnocy na poīudniowy-zachód pīynie zimny prād Oja Siwo, który przy póīnocnym kraļcu Wysp Japoļskich miesza siė z odgaīėzieniem prādu Kuro Siwo i pīynie na wschód wspóītworzāc Prād Póīnocnopacyficzny. Na póīkuli poīudniowej, miėdzy 5 a 10°S, pīynie ze wschodu na zachód Prād Poīudnioworównikowy; gīówna masa jego wód kieruje siė ku wybrzeūom Australii wspóītworzāc ciepīy Prād Wschodnioaustralijski. Na poīudnie od 40°S utrzymuje siė stale pod dziaīaniem wiatrów zachodnich - okoīobiegunowy Prād Zachodnich wiatrów; u wybrzeūy Ameryki Poīudniowej znaczna jego czėōź kieruje siė ku póīnocy jako zimny Prād Perówiaļski. Po obu stronach równika, z zachodu na wschód, pīynā: Póīnocnorównikowy Prād Wsteczny i Poīudnikoworównikowy Prād Wsteczny przedzielone Prādem Równikowym o kierunku ze wschodu na zachód. Na równiku, pod Prādem Równikowym, pīynie w przeciwnym kierunku podpowierzchniowy Prād Cromwella. Ocean Spokojny cechuje sīaba cyrkulacja wód gīėbinowyh. Olbrzymie obszary gīėbin wypeīniajā od poīudnia wody antarktyczne. W najgīėbszych rowach oceanicznych temperatura wód nieznacznie wzrasta na skutek ich adiabatycznego ocieplenia. W warstwie miėdzy 400 a 1500 m zalegajā wody poōrednie (pochodzāce ze strefy antarktycznej) o temp. 3-5°C i zasoleniu 34-34,5 promilla. Wody podpowierzchniowe miėdzy 100-50 m wykazujā temp. 10-15°C i zasolenie 35 promilli. Temperatura wód powierzchniowych ma wyraśny zwiāzek z ukīadem prādów morskich. Równikowa strefa bardzo ciepīych wód, w której temperatura przez caīy rok utrzymuje siė miėdzy 25 a 29°C, wāska na wschodzie,rozszerza siė znacznie w kierunku zachodnim (zgodnie z rozpīywaniem siė w tej czėōci oceanu dwu prādów równikowych). W strefie miėdzy 40°N a 40°S temp. wód na zachodzie sā wyūsze (pīynā ciepīe prādy) niū na wschodzie (prādy zimne), np. na 30°S w lutym wynoszā 24°C u wybrzeūy Australii i 17°C u wybrzeūy Ameryki Poīudniowej, w sierpniu odpowiednio 19°C i 14°C; na 35°N w lutym 15°C u wybrzeūy Japonii i 13°C u wybrzeūy Kalifornii, w sierpniu odpowiednio 25 i 15°C. Na póīnoc i poīudnie od tej strefy temperatury wód ksztaītujā siė odwrotnie - na zachodzie sā o kilka stopni niūsze niū na wschodzie. Najwiėksze zasolenie wystėpuje w strefach zwrotnikowych i wynosi 36,5 promilla na poīudniu i 35,3 promilla na póīnocy; w pasie równikowym wynosi 34,5 promila; w wysokich szerokoōciach geograficznych - 33,5 promilla na poīudniu i 32 promille na póīnocy; najmniejsze zasolenie, 30-31 promilli, wystėpuje w szerokoōciach geograficznych umiarkowanych i czėōciach przybrzeūnych. Zjawiska lodowe (kry, góry lodowe) w póīnocnej czėōci Oceanu Spokojnego wystėpujā lokalnie, gīównie na Morzu Beringa i Morzu Ochockim. Do Oceanu Spokojnego uchodzā rzeki: Jangcy, Huang-ho, Amur, Jukon, Kolumbia, Kolorado i inne. Ōwiat roōlinny Oceanu Spokojnego obejmuje ok. 20 gatunków roōlin kwiatowych i ok. 4 tys. gatunków glonów. Flora denna wystėpuje przeciėtnie na gīėbokoōci 40-60 m; dla rejonów póīnocnych charakterystyczne sā brunatnice - gīównie listownice, alarie i morszczyny, dla strefy póīnocnej Ameryki Póīnocnej m.in. wielkomorszczyn; na póīkuli poīudniowej przy brzegach Australii i Nowej Zelandii, z brunatnic wystėpujā m.in.wielkomorszczyn, lesonia i eklonia; zarówno na póīnocy jak i na poīudniu, charakterystyczne sā m.in. gronorosty; wystėpuje teū wiele gatunków krasnorostów, mniej zielenic; oderwane od podīoūa brunatnice o bipolarnym rozsiedleniu (wielkomorszczyn, gronorosty) tworzā rozlegīe skupienia, unoszone zwīaszcza przez Prād Zachodnich Wiatrów. W strefach gorācych zmniejsza siė iloōź i róūnorodnoōź brunatnic (pozostajā gronorosty), przybywa natomiast iloōź zielenic (gīównie peīzatka, halimeda) i krasnorostów; powszechne sā teū glony wapienne, gīównie krasnorosty (koralki, litotamniony), uczestniczāce w budowie raf koralowych; w strefie miėdzyzwrotnikowej wystėpujā zaroōla namorzynów. W strefie tropikalnej i subtropikalnej brzegów azjatyckich i australijskich bytuje wspólna z Oceanem Indyjskim najbogatsza fauna ōwiata; olbrzymie obszary raf koralowych (Wielka Rafa Koralowa) i zaroōli mangrowców; najwiėksza na ōwiecie liczba gatunków korali madreporowych, krabów, krewetek, ōlimaków, maīūów (īawice perīopīawów),gīowonogów,jeūowców, rozgwiazd, strzykw (trepang), ryb i innych; u brzegów Ameryki brak raf koralowych, a fauna jest znacznie uboūsza; caīy obszar Oceanu Spokojnego zasiedlajā uchatki i albatrosy, natomiast foki tylko strefy biegunowe. @{b}Ocean Atlantycki (Atlantyk)@{ub} Drugi co do wielkoōci po Oceanie Spokojnym obszar wodny ōwiata, miėdzy Europā i Afrykā a Amerykā Póīnocnā i Amerykā Poīudniowā; obejmuje morza: Arktyczne, Póīnocne, Baītyckie, Ōródziemne, Czarne, Zatokė Meksykaļskā i Morze Karaibskie. Umowna granica z Oceanem Indyjskim przebiega wzdīuū poīudnika 20°E, z Oceanem Spokojnym od przylādka Horn (Ameryka Poīudniowa) do przylādka Prime Head (Póīwysep Antarktyczny); za granicė póīnocnā przyjmuje siė Cieōninė Beringa. Powierzchnia Oceanu Atlantyckiego wynosi 106463 tys. km², ōrednia gīėbokoōź 3332 m, maksymalna - 9219 m (Rów Puerto Rico); rozciāgīoōź poīudnikowa - ok. 15 tys. km, najmniejsza szerokoōź wynosi 2840 km. Powierzchnia wysp wynosi 4853 tys. km². Najwiėksze wyspy (bez wysp Morza Arktycznego): Brytania, Kuba, Nowa Fundlandia, Islandia, Irlandia, Haiti. Charakterystycznā cechā rześby dna Oceanu Atlantyckiego sā wzniesienia Grzbietu Ōródatlantyckiego ciāgnāce siė poīudnikowo przez ōrodek oceanu w ksztaīcie litery S. W okolicy równika rozdziela je gīėbia Romanche (7856 m) na Grzbiet Póīnocnoatlantycki i Grzbiet Poīudniowoatlantycki. Po obu stronach Grzbietu Ōródatlantyckiego ciāgnā siė baseny oceaniczne: Hiszpaļski, Zielonego Przylādka, Gwinejski, Angolski, Kapski, Afrykaļsko-Antarktyczny oraz Labradorski, Póīnocnoamerykaļski, Gujaļski, Brazylijski, Argentyļski. Ukīad prādów powierzchniowych na Oceanie Atlantyckim ma ksztaīt dwu wielkich krėgów - na póīkuli póīnocnej o ruchu zgodnym, a na póīkuli poīudniowej niezgodnym ze wskazówkami zegara - uīoūonych na zewnātrz pasa równikowego. Prād Póīnocnorównikowy,na póīkuli póīnocnej, pīynie w przyrównikowych szerokoōciach ze wschodu na zachód ku wybrzeūom Ameryki Poīudniowej gdzie īāczy siė z prawā odnogā Prādu Poīudnioworównikowego i kieruje siė na Morze Karaibskie i do Zatoki Meksykaļskiej; tu bierze poczātek ciepīy Prād Zatokowy (Golfstrom), który poczātkowo pīynie wzdīuū wybrzeūy amerykaļskich, potem na szerokoōci ok. 40°N skrėca ku wschodowi i przepīywa w poprzek Oceanu Atlantyckiego jako Prād Póīnocnoatlantycki, docierajāc do wybrzeūy póīnocno-zachodniej Europy. Przed dotarciem do wybrzeūy europejskich oddziela siė od niego poīudniowa odnoga zwana Prādem Kanaryjskim,która wraca jako zimny prād i wīācza siė w obieg przyrównikowy. Na póīkuli poīudniowej w szerokoōciach ze wschodu na zachód pīynie Prād Poīudnioworównikowy. U wybrzeūy Ameryki Poīudniowej dzieli siė on na dwie odnogi: prawa - īāczy siė z Prādem Póīnocnorównikowym, lewa - jako ciepīy Prād Brazylijski - pīynie na poīudnie do zatoki La Plata, tutaj īāczy siė z Prādem Zachodnich Wiatrów i wraca jako jego odgaīėzienie w postaci zimnego Prādu Benguelskiego u zachodnich wybrzeūy Afryki. Po obu stronach równika, z zachodu na wschód, pīynā prādy: Póīnocnorówknikowy Wsteczny i Poīudnioworównikowy Wsteczny, przedzielone Prādem Równikowym, w kierunku wschodnim pīynie podpowierzchniowy Prād Īomonosowa. Ukīad prādów gīėbinowych obejmuje w Oceanie Atlantyckim kilka piėter gīėbokoōciowych. Najzimniejsze wody antarktyczne spīynāwszy na dno przemieszczajā siė w kierunku równika. Wody pochodzāce z tajania lodów antarktycznych zanurzajā siė pomiėdzy 50 i 55°S do gīėbokoōci 1000 m (wody poōrednie) i kierujāc siė na póīnoc docierajā do ok. 20°N. Wody póīnocnoatlantyckie,mieszajāc siė z wodami systemu Prādu Zatokowego, opadajā w gīėbiny (2000-3000 m) i przemieszczajā siė na poīudnie; na 50-60°S īāczā siė z wodami antarktycznymi poōrednimi. Temperatury wód powierzchniowych wynoszā w zimie (luty na póīnocy, sierpieļ na poīudniu) w strefie równikowej 27°C, na 60°N od 0°C przy wybrzeūach Ameryki Póīnocnej do 7°C na wschodzie, na 60°S -1°C. W lecie (sierpieļ na póīnocy, luty na poīudniu) w strefie równikowej 26°C (przy brzegach Afryki 23°C - wpīyw zimnego Prādu Benguelskiego), na 60°N od 3°C na zachodzie do 14°C na wschodzie, na 60°S - 1°C. Ōrednia temperatura wód powierzchniowych Oceanu Atlantyckiego wynosi 16,9°C. Najwiėksze zasolenie wód powierzchniowych - 37 promille, utrzymuje siė w obydwu strefach zwrotnikowych,w pasie równikowym zmniejsza siė do 35 promilli, w szerokoōciach umiarkowanych do 34 promilli na poīudniu i 36 promilli na póīnocy; ōrednie zasolenie wód powierzchniowych wynosi 35,5 promilla. Zjawiska lodowe (kry, góry lodowe) majā na póīkuli poīudniowej wiėkszy i bardziej zwarty zasiėg niū na póīnocy; Ocean Atlantycki przyjmuje ok. 60% rocznego odpīywu wód sīodkich z kontynentów. Uchodzā doļ najwiėksze rzeki kuli ziemskiej: Nil, Amazonka, Missisipi-Missouri, Kongo, Niger. Flora osiadīa Oceanu Atlantyckiego jest stosunkowo maīo urozmaicona; w strefie przybrzeūnej póīnocnego Atlantyku szczególnie charakterystyczne sā brunatnice (gīównie morszczyny i listownice); w pobliūu wód rzecznych wystėpujā podwodne īāki tasiemnic. W strefie gorācej przewaūajā zielenice (np. peīzatka, walonia) i zwapniaīe plechy krasnorostu litotamnion, a z brunatnic - gronorosty. Plankton roōlinny tworzā okrzemki (gīównie na póīnocy), bruzdnice, kokolitofory (gīównie na poīudniu) i kilka gatunków sinic; w strefach zimnych i ciepīych masowy rozwój fitoplanktonu wystėpuje raz w roku w strefach umiarkowanych - dwa razy, w gorācych - plankton rozwija siė przez caīy rok. Ōwiat zwierzėcy Oceanu Atlantyckiego jest stosunkowo ubogi w gatunki i maīo urozmaicony; cechuje go bipolarne rozsiedlenie, zwīaszcza ssaków morskich: uchatek i waleni, oraz ptaków oceanicznych, licznych zwīaszcza w strefach chīodnych i zimnych. Obszary stref gorācych i ciepīych obfitujā w pasach przybrzeūnych w krāūkopīawy i rurkopīawy; w czėōci wód otwartych wystėpujā z ograniczonym zasiėgiem (najdalej do przebiegu izotermy 20°C), ryby latajāce. @{b}Ocean Indyjski@{ub} Najmniejszy z oceanów ōwiata, miėdzy Afrykā, Azjā, Australiā i Antarktydā. Obejmuje morza: Czerwone, Arabskie z Zatokā Perskā, Zatokā Bengalskā, Morze Andamaļskie. Umownā granicė z Oceanem Atlantyckim prowadzi siė wzdīuū poīudnika 20°E, z Oceanem Spokojnym - od póīnocnego wejōcia do cieōnin Malakka wzdīuū poīudniowych brzegów wysp Archipelagu Malajskiego, od wyspy Timor do Przylādka Talbota w Australii, dalej wschodnim wybrzeūem Australii,nastėpnie przez Cieōninė Bassa do Tasmanii, a stād do Przylādka Poīudniowo-Wschodniego wzdīuū poīudnika 147° - do Antarktydy. Powierzchnia 74,9 mln km² (wedīug innego podziaīu z morzami Arafura i Timor - 76,6 mln km²), gīėbokoōź do 7450 m (Rów Jawajski); powierzchnia wysp wynosi 706 475 km². Najwiėksze wyspy: Cejlon, Madagaskar, Sokotra, Nikobary, Seszele, Zanzibar. W rześbie dna wyróūnia siė Grzbiet Ōrodkowoindyjski przebiegajācy od Póīwyspu Indyjskiego ku poīudniu; przedīuūeniem jego (aū do Antarktydy) jest Grzbiet Kerguleļski. Na wschód od niego ciāgnie siė Basen Ōrodkowoindyjski oraz oddzielony Grzbietem Wschodnioindyjskim Basen Zachodnioaustralijski. Na poīudniu Wzniesienie Australijsko-Antarktyczne oddziela poīoūony u wybrzeūy Antarktydy Basen AustralijskoAntarktyczny od leūācego na poīudniu od Australii Basenu Poīudniowoaustralijskiego. Na zachód od Grzbietu Ōrodkowoindyjskiego rozróūnia siė Grzbiet Arabsko-Indyjski i Grzbiet Seszelski, miėdzy którymi leūy Basen Somalijski. Na poīudnie od Grzbietu Seszelskiego znajduje siė Basen Madagaskarski, oddzielony Grzbietem Madagaskarskim od poīoūonego na zachód Basenu Mozambickiego. U wybrzeūy Antarktydy znajduje siė Basen Afrykaļsko-Antarktyczny. Kierunki prādów powierzchniowych w póīnocnej czėōci Oceanu Indyjskiego sā zwiāzane z okresowā zmianā monsunów. Na póīnoc od równika przepīywa w zimie ze wschodu na zachód Prād Monsunowy; przedīuūenie jego, Prād Somalijski, kieruje siė na poīudnie, wzdīuū wybrzeūy Afryki. Na poīudnie od równika pojawia siė w tej porze roku Równikowy Prād Wsteczny o kierunku z zachodu na wschód. W lecie kierunki prādów sā odwrócone. W poīudniowej czėōci Oceanu Indyjskiego prādy majā charakter staīy. Miėdzy 10 a 20°S pīynie ze wschodu na zachód Prād Poīudnioworównikowy; u wybrzeūy Madagaskaru odziela siė od niego ku poīudniu Prād Madagaskarski; u wybrzeūy Afryki Prād Poīudnioworównikowy dzieli siė na dwa ramiona: jedno kieruje siė ku póīnocy, drugie na poīudnie jako Prād Mozambicki; na szerokoōci geograficznej poīudniowych brzegów Madagaskaru īāczy siė z Prādem Madagaskarskim i tworzy ciepīy Prād Agulhas, który z kolei w wysokich szerokoōciach geograficznych miesza siė z pīynācym na wschód Prādem Zachodnich Wiatrów. Wzdīuū wybrzeūy Australii z poīudnia na póīnoc pīynie Prād Zachodnioaustralijski. Temperatura wód w strefie równikowej jest staīa i wynosi 28°C. Na póīnoc od tej strefy w zimie temperatury wynoszā 23-25°C. Na póīkuli poīudniowej temperatury wód sā znacznie niūsze i wynoszā w lecie (zima na póīnocy) 21-25°C na 30°S i 5-9°C na 50°S, w zimie (lato na póīnocy) odpowiednio 16-20°C i 3-5°C. Zasolenie wód powierzchniowych Oceanu Indyjskiego jest wysokie. Na Morzu Arabskim dochodzi do 36,5 promilla, w Zatoce Perskiej 40,5 promilla, na Morzu Czerwonym lokalnie osiāga 79 promille; w poīudniowej czėōci oceanu w ōrednich szerokoōciach geograficznych wynosi ok.35,5 promilla, w wysokich 33,6 promilla. Lody pīywajāce osiāgajā szerokoōź geograficznā 65-68°S w lecie i 55°S w zimie; pojedyncze góry lodowe 35°S. Do Oceanu Indyjskiego uchodzā rzeki: Indus, Brahmaputra z Gangesem, Zambezi, Saluin, Irawadi. W strefie gorācej charakterystyczne dla ōwiata roōlinnego sā brunatnice (gronorosty i turbinaria), zielenice (peīzatka, walonia), krasnorosty (laurencja, gracilaria) oraz glony wapienne (halimedia i litotamnion) tworzāce zespoīy zwiāzane z rafami koralowymi; w pīytkich wodach przybrzeūnych, na dnach piaszczystych, wystėpujā podwodne īāki roōliny kwiatowej posidonia; przy brzegach zamulonych i w pobliūu ujōź rzecznych wystėpujā zaroōla namorzynów. Na poīudniu w strefie Prādu Wiatrów Zachodnich,oderwane od podīoūa plechy brunatnic tworzā pīywajāce īany. Ōwiat zwierzėcy wód Oceanu Indyjskiego jest bardzo bogaty; wystėpuje duūa rozmaitoōź gatunków planktonowych i fauny (wiciowce, meduzy i rurkopīawy, osīonice, w chīodniejszych rejonach masowo eufauzje); spoōród ryb: makrelowce, ostroszowce i rekiny, u wybrzeūy poīudniowej Afryki trzonopīetwe; z ssaków: diugonie, kaszaloty, foki i uchatki; w strefie przybrzeūnej nieliczne rafy koralowe, bogata fauna denna (kraby, miėczaki - takūe perīopīawy - szkarīupnie), u wybrzeūy Indii wystėpuje kilka gatunków wėūów morskich; gīówne īowiska znajdujā siė u wybrzeūy Póīwyspu Indyjskiego (makrele, ostroszowce, sardyny, rekiny, pīastugi), Afryki (ōledzie, sardele, langusty), w pobliūu Australii (ūóīwie oraz strzykwy), w strefie wód antarktycznych (wieloryby). @endnode @node f "Ksiėūyc" @Font XENPL.font 11 @{b} KSIĖŪYC - NATURALNY SATELITA ZIEMI ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} Ksiėūyc, towarzysz naszej Ziemi i najbliūsze nam duūe ciaīo niebieskie, jest dla miīoōników nieba i astronomów-amatorów bardzo ciekawym obiektem do obserwacji. Ksiėūyc nie posiada atmosfery, która zasīaniaīaby jego powierzchniė, moūemy jā zatem badaź bardzo dokīadnie. Nawet goīym okiem dostrzegamy morza ksiėūycowe, duūe, ciemne obszary o bardziej lub mniej kolistym ksztaīcie, w których tradycja ludowa dostrzega "czīowieka na Ksiėūycu". W dawniejszych czasach obserwatorzy uwaūali te okrāgīe, ciemne obszary za prawdziwe morza i nadali im fantazyjne īaciļskie nazwy, takie jak: "Mare Nectaris" (Morze Nektaru), "Mare Tranquilitatis" (Morze Spokoju), "Mare Serenitatis" (Morze Pogody albo Morze Jasnoōci), "Mare Imbrium" (Morze Deszczów) czy teū "Oceanus Procellarum" (Ocean Burz). Obecnie wiemy, ūe na powierzchni Ksiėūyca nie ma wody w stanie wolnym. Pomimo to uūywa siė, tak jak dawniej, historycznych nazw mórz. Autorem tych nazw jest wīoski astronom Giovanni Battista Riccioli (1598-1671). Morza ksiėūycowe sā ogromnymi zagīėbieniami terenu, które powstaīy prawdopodobnie w wyniku upadku maīych planetek oraz duūych okruchów materii pochodzācych z poczātkowego okresu tworzenia siė naszego Ukīadu Planetarnego. Zagīėbienia te zostaīy nastėpnie wypeīnione lawā. Na "gīadkim" terenie mórz wystėpuje maīo kraterów, bardzo licznie wystėpujā one natomiast na wyūynach, szczególnie poīudniowej póīkuli Ksiėūyca. Jednym z najwiėkszych i najbardziej interesujācych mórz ksiėūycowych jest Mare Imbrium (Morze Deszczów). Ma ono ōrednicė 960 km i jest otoczone wysokimi īaļcuchami górskimi, które wraz z zatokami tworzā bardzo ciekawy krajobraz. Morze Deszczów jest jednym z najchėtniej oglādanych miejsc na powierzchni Ksiėūyca. Ale nie morza, lecz kratery tworzā charakterystyczny "krajobraz ksiėūycowy". Jest to formacja typowa takūe dla niektórych planet i ksiėūyców naszego Ukīadu Sīonecznego. Kratery na Ksiėūycu sā najprawdopodobniej kraterami uderzeniowymi (a nie jak wczeōniej przyjmowano, wulkanami), powstaīymi wskutek upadku maīych planetoid i bombardowania meteorytowego. Najwiėksze kratery - nazywane równieū górami pierōcieniowymi lub równinami waīowymi - majā ōrednicė od 200 do 300 km. Wiele kraterów (z wyjātkiem najmniejszych) ma w swoim ōrodku jednā lub kilka górek centralnych. Waī wokóī krateru, który wskutek jego rozmiarów i krzywizny powierzchni Ksiėūyca wydaje siė stosunkowo pīaski, opada niekiedy do wnėtrza krateru stopniami i tarasami. Wnėtrze krateru jest poīoūone niūej niū jego powierzchnia zewnėtrzna. Czėsto dno i waī krateru usiane sā mniejszymi kraterami. Mniejsze kratery sā na ogóī mīodsze od wiėkszych. Istniejā bardzo stare formacje kraterowe, które sā prawie zupeīnie zakryte przez pyī. Caīkowita liczba wszystkich kraterów na widocznej stronie Ksiėūyca szacowana jest na 33000. Okoīo 600 z nich otrzymaīo nazwy pochodzāce od nazwisk znanych przyrodników, astronomów i filozofów. Dlatego moūna Ksiėūyc dowcipnie nazywaź "cmentarzem uczonych". rozmiary niektórych kraterów ksiėūycowych: ”—————————————•——————————•—————————————————————————————– › nazwa › ōrednica › wysokoōź waīu w stosunku do › › krateru › (km) › poziomu wewnātrz krateru › ˜—————————————™——————————™—————————————————————————————š › Archimedes › 100 › 2600 m › › Kopernik › 90 › 3800 m › › Eratostenes › 60 › 3900 m* › › Platon › 100 › 2700 m › › Ptolomeusz › 140 › 3000 m › œ————————————————————————————————————————————————————ž * - wnėtrze krateru znajduje siė okoīo 2000 m poniūej otaczajācego krater terenu Ksiėūycowe īaļcuchy górskie, wznoszāce siė niekiedy na bardzo duūe wysokoōci, otrzymaīy w wiėkszoōci nazwy ziemskich pasm górskich. Dziėki temu na Ksiėūycu sā Alpy, Karpaty, Kaukaz i Pireneje. Najwyūszym īaļcuchem górskim sā Góry Leibniza, leūāce na poīudniowo-zachodniej póīkuli. Ich szczyty znacznie przekraczajā wysokoōź 10000 m, sā wiėc wyūsze niū Mount Everest (8848 m). Gdy uzmysīowimy sobie, iū ōrednica Ziemi jest 3, 7 raza wiėksza od ōrednicy Ksiėūyca, to widaź, ūe góry ksiėūycowe sā proporcjonalnie 3-4 razy wyūsze od ziemskich. Poniewaū na Ksiėūycu brak jest nizin, wzglėdem których moūna by dokonywaź pomiarów wysokoōci, wyróūnia siė tylko wyūynne i nizinne obszary powierzchni Ksiėūyca. rozmiary niektórych ksiėūycowych īaļcuchów górskich: ”—————————•—————————•—————————————————————– › nazwa › dīugoōź › najwiėksza wysokoōź › ˜—————————™—————————™—————————————————————š › Alpy › 400 km › 3800 m › › Aītaj › 480 km › 4300 m › › Apeniny › 1000 km › 6500 m › › Karpaty › 450 km › 2300 m › › Kaukaz › 400 km › 6500 m › œ———————————————————————————————————————ž Z niektórych kraterów, takich jak Tycho, Kopernik czy Kepler, rozchodzā siė promieniōcie jasne smugi oraz bruzdy o dīugoōci kilkuset kilometrów. Prawdopodobnie przepīywaīy nimi kiedyō strumienie lawy. W niektórych miejscach moūna zaobserwowaź teū uskoki. Dziėki lādowaniu amerykaļskich astronautów na Ksiėūycu moūliwe byīy dokīadniejsze badania jego powierzchni. Przed laty przewaūaī poglād, ūe powierzchnia Ksiėūyca pokryta jest 20-metrowā warstwā drobnego pyīu. Zgodnie z tā teoriā, wszystkie szczegóīy powierzchni widziane przez astronautów miaīy byź "przypudrowane" delikatnym pīynem oraz pokryte mniejszymi i wiėkszymi skaīami. Sādzono tak, poniewaū przez miliony lat nawet najdrobniejsze meteoryty mogīy uderzaź bez przeszkód w powierzchniė Ksiėūyca, jako ūe nie ma on atmosfery, która stanowiīaby obronnā tarczė. Wōród kamieni ksiėūycowych znajdujemy coō w rodzaju szklanych kuleczek. W wyniku uderzenia meteorytu i wyzwolonej wtedy energii, czėōź materii ksiėūycowej ulegīa odparowaniu. Pary te skrzepīy nastėpnie w postaci kuleczek (zwanych tektytami). Badania próbek kamieni przywiezionych przez astronautów z ich wypraw na Ksiėūyc pokazujā, ūe pod wieloma wzglėdami kamienie ksiėūycowe przypominajā ziemskie bazalty, choź ich skīad chemiczny jest nieco inny. Na obszarach wyūynnych skorupa Ksiėūyca siėga do gīėbokoōci okoīo 100 km, zaō na obszarach mórz - do okoīo 60 km. Pomiary wstrzāsów sejsmicznych pozwoliīy za zbadanie struktury wnėtrza Ksiėūyca. Pod skorupā rozciāga siė pīaszcz zewnėtrzny, a niūej pīaszcz wewnėtrzny siėgajācy do gīėbokoōci okoīo 480 km. Poniūej tego obszaru, na gīėbokoōci 800-1100 km, ma swoje śródīo wiėkszoōź ksiėūycowych wstrzāsów sejsmicznych. Ten wewnėtrzny obszar to jādro Ksiėūyca, którego ōrednica wynosi okoīo 1460 km, a temperatura centralna okoīo 1500°C. W swojej centralnej czėōci jādro moūe byź pīynne. Dotychczas nie wyjaōniono ostatecznie, czy wspóīczeōnie ma miejsce na Ksiėūycu aktywnoōź wulkaniczna oraz wyrzuty gazów. Obserwacje Ksiėūyca przynoszā nieraz doniesienia o zjawiskach tego typu jak mgīy, obīoki czy czerwone punkty w okolicach pewnych kraterów (Arystarch, Alphonsus). Byź moūe jednak obserwacje te sā zīudzeniami optycznymi lub zjawiskami ōwietlnymi, które moūna wyjaōniź w inny sposób. Istniejā trzy róūne teorie powstania Ksiėūyca: * Ksiėūyc oderwaī siė od Ziemi (i zostaī od niej odrzucony) * Ziemia i Ksiėūyc powstaīy jednoczeōnie jako "podwójna" planeta * Ksiėūyc zostaī przechwycony przez Ziemiė, np. po powstaniu z tego samego obīoku gazu co Mars (obydwie planety wyksztaīciīy siė razem) Kiedy Ksiėūyc wchodzi pomiėdzy Ziemiė a Sīoļce i na pewnym obszarze Ziemi przesīania tarczė sīonecznā, zachodzi zjawisko zaźmienia Sīoļca. Kiedy Ksiėūyc zakrywa caīkowicie tarczė Sīoļca, mówimy o zaźmieniu caīkowitym, jeōli zaō zakrywa tylko jego czėōź, mamy zaźmienie czėōciowe. Oczywiōcie to samo zaźmienie moūe byź dla jednych obserwatorów zaźmieniem caīkowitym, a dla innych - czėōciowym. Wōród zaźmieļ Sīoļca wyróūnia siė zaźmienie obrāczkowe, które zachodzi wtedy, kiedy ōrednica kātowa Ksiėūyca jest mniejsza od ōrednicy kātowej Sīoļca, co z kolei ma miejsce, gdy Ksiėūyc znajduje siė w pobliūu apogeum. Zaźmienie Sīoļca moūe nastāpiź tylko podczas nowiu (ku Ziemi Ksiėūyc odwrócony jest stronā nieoōwietlonā). Zaźmienie Ksiėūyca nastėpuje wtedy, gdy Ksiėūyc znajdzie siė w cieniu Ziemi. Jego tarcza staje siė wtedy duūo ciemniejsza. Takūe i w tym przypadku wystėpujā zarówno zaźmienia caīkowite jak i czėōciowe. W czasie zaźmienia caīkowitego caīy Ksiėūyc znajduje siė w cieniu Ziemi, natomiast podczas zaźmienia czėōciowego tylko czėōź jego tarczy znajduje siė w cieniu, reszta zaō w póīcieniu. Moūe teū siė zdarzyź, ūe Ksiėūyc znajdzie siė w póīcieniu, ale nie wejdzie do cienia Ziemi: mówimy wtedy o póīcieniowym zaźmieniu Ksiėūyca. Zaźmienia Ksiėūyca mogā wystėpowaź tylko podczas peīni. Kaūdego roku moūe siė zdarzyź 2 do 5 zaźmieļ Sīoļca i co najwyūej 3 zaźmienia Ksiėūyca. Nie tylko Ziemia przyciāga Ksiėūyc, jest takūe odwrotnie. Odbiciem tego sā pīywy, powodujāce zmiany poziomu wód oceanicznych. Gdy woda opada, mówimy o odpīywie, a gdy podnosi siė, mamy przypīyw. Pīywy wywoīane sā przyciāganiem Ksiėūyca. Poniewaū Ksiėūyc silniej przyciāga tė stronė Ziemi, która jest zwrócona ku niemu, niū stronė przeciwnā, powstajā dwa spiėtrzenia pīywowe. Pomiėdzy nimi znajdujā siė doliny odpīywowe. W czasie jednego obrotu Ziemi wokóī swojej osi wszystkie morza ōwiata wchodzā w zasiėg oddziaīywania obu spiėtrzeļ pīywowych. Jest to przyczyna dwukrotnego wystėpowania przypīywu i odpīywu w ciāgu doby. Przyciāganie Sīoļca takūe powoduje powstawanie pīywów, sā one jednak ponad dwukrotnie sīabsze niū pīywy pochodzāce od oddziaīywania Ksiėūyca. Przypīywy majā maksymalnā amplitudė wtedy, gdy Ksiėūyc i Sīoļce oddziaīywujā na Ziemiė z tego samego kierunku, czyli zarówno podczas peīni, jak i nowiu. Ten najsilniejszy przypīyw nazywany jest teū przypīywem syzygijnym lub wiosennym. Kiedy oddziaīywania Sīoļca i Ksiėūyca znoszā siė czėōciowo, a dzieje siė to wtedy, kiedy sā one oddalone od siebie na niebie o mniej wiėcej kāt prosty, amplituda przypīywu jest najmniejsza. Ma to oczywiōcie miejsce o okolicach pierwszej i ostatniej kwadry, z tego teū wzglėdu przypīyw taki nazywa siė przypīywem kwadrowym. Ksiėūyc zwraca ku Ziemi zawsze tė samā stronė, poniewaū w ciāgu jednego obiegu dookoīa Ziemi wykonuje jeden obrót wokóī wīasnej osi. Doznaje on przy tym niewielkich wahaļ (libracji). Dziėki temu z Ziemi moūliwe jest zaobserwowanie nieco ponad poīowy (okoīo 59%) jego caīkowitej powierzchni. Gdy obserwujemy Ksiėūyc na kilka dni przed nowiem lub po nowiu, dostrzegamy nie tylko cienki cienki sierp, lecz równieū ōwiecācā sīabym ōwiatīem pozostaīā czėōź tarczy Ksiėūyca. Ōwiatīo to nazywane jest "popielatym ōwiatīem Ksiėūyca". Jest to ōwiatīo sīoneczne odbite od Ziemi ku Ksiėūycowi. W okresie nowiu, obserwator na Ksiėūycu widzi Ziemiė, "w peīni". Ziemia w peīni widziana z Ksiėūyca oōwietla jego powierzchniė 100 razy mocniej niū Ksiėūyc w peīni oōwietla powierzchniė Ziemi. Na Ksiėūycu nie ma atmosfery (otoczki gazowej) i nie ma wody. Uderzajāce meteoryty i staczajāce siė ze stoków górskich kamienie nie powodujā wiėc haīasu. Bez atmosfery panuje tam martwy spokój. Jaskrawe Sīoļce i czarny mrok nocy nastėpujā bezpoōrednio po sobie. Temperatura powierzchni dnia przekracza 130°C, a w nocy spada do -150°C. Siīa ciėūkoōci (przyciāganie) Ksiėūyca jest z powodu jego maīej masy znacznie mniejsza niū na Ziemi: stosunek tych siī wynosi 1 : 6. Czīowiek waūācy na Ziemi 72 kg na Ksiėūycu waūyīby tylko 12 kg. @{" " link f1} <= naciōnij tu, aby zobaczyź parametry Ksiėūyca @{" " system "VT Ksiėūyc.iff >NIL:"} <= naciōnij tu, aby obejrzeź zdjėcie Ksiėūyca @endnode @node f1 "parametry Ksiėūyca" @Font XENPL.font 11 ōrednica - 3476 km masa - 7,347 · 1022 kg 3 ōrednia gėstoōź - 3,347 g/cm okres obiegu wokóī Ziemi (miesiāc synodyczny) - 29 dni 12 h 44 min 2,78 s ōrednia odlegīoōź od Ziemi - 384400 km najwiėksza odlegīoōź od Ziemi - 407000 km najmniejsza odlegīoōź od Ziemi - 356000 km 2 siīa ciāūenia na powierzchni - a = 1,62 m/s ōrednia prėdkoōź w ruchu wokóī Ziemi - 1,02 km/s obserwowana ōrednica kātowa na niebie - 29'20"-33'32" (ōr.31'05") @endnode @node g "Mars" @Font XENPL.font 11 @{b} MARS - CZERWONA PLANETA ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} Jest to jedna z najlepiej zbadanych i jednoczeōnie najpopularniejszych planet. Kiedy poruszany byī problem moūliwoōci ūycia pozaziemskiego w naszym Ukīadzie Planetarnym, Mars uchodziī za najlepszego kandydata na miejsce zamieszkania innych istot. Niezliczone powieōci fantastycznonaukowe, sztuki teatralne i filmy rozgrywaīy siė na naszej sāsiedniej planecie lub teū poruszaīy temat czīekoksztaītnych istot, które z Marsa przybyīy na Ziemiė. Najnowsze badania rozczarowaīy jednak tych, którzy spodziewali siė znaleśź Marsjan. Obecnie jednak naukowcy na podstawie ostatniego lotu na Marsa sondy "Pathfinder" odkryli ōlady pierwotnego ūycia roōlinnego w postaci skamielin. Byź moūe na Marsie kiedyō ūyīy równieū pierwotne zwierzėta (pierwotniaki)? Powierzchnia Marsa przypomina suchā i zimnā pustyniė i górski krajobraz. Piasek uformowany jest w wydmy. Gdy w lipcu 1965 roku przekazane zostaīy drogā radiowā przez "Marinera 4" pierwsze szczegóīowe obrazy powierzchni Marsa, oczom badaczy ukazaī siė krajobraz podobny do ksiėūycowego. Nastėpne badania przyniosīy odkrycie na powierzchni Marsa interesujācych formacji kraterów, które ulegīy znacznie silniejszej erozji niū na Ksiėūycu, a takūe licznych wyschniėtych koryt rzek, obszarów aluwialnych, uskoków oraz wielkich wzniesieļ wulkanicznych. Prawdopodobnie niegdyō na Marsie byīo bardzo duūo wody w stanie ciekīym, o czym ōwiadczā rozlegīe obszary aluwialne i doliny podobne do rzecznych. Byź moūe jeszcze dziō Mars ma lodowce pod powierzchniā, gdzie temperatura nigdy nie przekracza punktu topnienia. Ta podziemna staīa zmarzlina znajduje siė prawdopodobnie na obu biegunach Marsa. Byź moūe topi siė ona w ciepīych okresach historii Marsa, tworzāc rzeki i jeziora. Najwiėkszym wulkanem na Marsie jest obecnie nieczynny juū wulkan tarczowy zwany "Nix Olympica" lub "Olympus Mons" (Góra Olimp). Ōrednica jej podstawy wynosi okoīo 600 km, a jego wierzchoīek, który stanowi krater o ōrednicy okoīo 90 km, wznosi siė na wysokoōź 27 km ponad otaczajācy go teren. Jest to prawdopodobnie najwyūsza góra i zarazem najwiėkszy wulkan w caīym Ukīadzie Sīonecznym. Atmosfera Marsa jest bardzo rzadka i skīada siė w gīównej czėōci - tak jak na Wenus - z dwutlenku wėgla (95%). Gėstoōź atmosfery Marsa odpowiada gėstoōci atmosfery ziemskiej na wysokoōci okoīo 30 km. Ale i w tej bardzo rzadkiej atmosferze powstajā chmury zīoūone z krysztaīków lodu i zestalonego dwutlenku wėgla. Sīynne czapy polarne to pokryte zestalonym dwutlenkiem wėgla podbiegunowe obszary Marsa. Najwyūsza temperatura na Marsie wystėpuje w poīudnie na równiku, siėgajāc 20°C. Spada ona jednak szybko z powodu rozrzedzenia atmosfery, osiāgajāc juū podczas zachodu Sīoļca wartoōź -70°C. W nocy temperatura spada jeszcze bardziej. Najniūsza temperatura wystėpuje oczywiōcie na biegunach, gdzie podczas nocy spada do -130°C. Dwa ksiėūyce Marsa noszā nazwy Phobos (Strach) i Deimos (Groza), doskonale pasujāce do tych maīych towarzyszy rzymskiego boga wojny. ksiėūyce Marsa: ”———————————•———————————————•————————————————————————– › nazwa › ōrednica (km) › ōr. odl. od Marsa (km) › ˜———————————™———————————————™————————————————————————š › Fobos › 27x22x19 › 9378 › › Deimos › 15x12x11 › 23459 › œ——————————————————————————————————————————————————ž Mars: ”———————————————————•——————————————•————————————————•——————————– › ōrednia odlegīoōź › okres obiegu › prėdkoōź ruchu › ōrednica › › od Sīoļca › wokóī Sīoļca › po orbicie › › › (mln km) › › (km/s) › (km) › ˜———————————————————™——————————————™————————————————™——————————š › 227,9 › 686 dni 18 h › 24 › 6788 › œ———————————————————————————————————————————————————————————ž @{" " system "VT Mars.iff >NIL:"} <= naciōnij tu, aby obejrzeź zdjėcie Marsa @endnode @node h "Planetoidy" @Font XENPL.font 11 @{b} PLANETOIDY, CZYLI ASTEROIDY ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} Pomiėdzy orbitami Marsa i Jowisza znajduje siė pas planetoid, zwanych teū maīymi planetkami lub asteroidami. Astronomowie oceniajā, ūe w obszarze tym porusza siė co najmniej 50000 obiektów tego rodzaju. Dawniej sādzono, ūe wszystkie planetoidy powstaīy byź moūe w wyniku rozpadu duūej planety. Dzisiaj uwaūa siė, ūe we wspomnianym obszarze pierwotny obīok gazu i pyīu byī na tyle rzadki, ūe nie mogīa tam powstaź ūadna duūa planeta. Orbity niektórych planetoid wychodzā poza obszar miėdzy orbitami Marsa i Jowisza. Orbity Erosa, Amora czy Adonisa przecinajā orbitė Marsa, zbliūajāc siė do Ziemi. Inne planetoidy (np. Hidalgo) majā aphelia poza orbitā Jowisza lub nawet Saturna, jak choźby odkryty w 1977 roku Chiron. Dotychczas odkryto okoīo 5500 planetoid, spoōród których okoīo 2200 otrzymaīo numery i nazwy. Poczātkowo nazywano planetoidy imionami antycznych bogiļ (Ceres, Pallas, Junona, Westa), póśniej nazwami miast i nazwiskami badaczy przyrody, przy czym nazwy planetoid otrzymywaīy zawsze koļcówkė ūeļskā. Przede wszystkim nazywa siė je imionami ūeļskimi. Na przykīad, planetoida nr 164 nazywa siė Eva, planetoida nr 798 nazywa siė Ruth, a planetoida nr 832 nazywa siė Karin. Wiėkszoōź z planetoid to ciaīa o ōrednicach poniūej 100 km. Najmniejsze poznane obiekty, zaliczone jeszcze do planetoid, majā ōrednice okoīo 50 m, najwiėksze zaō - takie jak - Ceres, Chiron, Pallas czy Westa - majā ōrednice rzėdu kilkuset kilometrów. Prawdopodobnie oba ksiėūyce Marsa: Phobos (nieregularna bryīa o wymiarach 18 x 22 km) i Deimos (o ōrednicy 12-13 km) sā przechwyconymi przez Marsa planetoidami. Dowiedziono równieū, ūe kaūda planetoida ma inny skīad chemiczny, wiėc wykluczone jest wspólne pochodzenie wszystkich planetoid. Planetoidy dzieli siė równieū na odpowiedznie grupy. Jednā z takich grup sā "Trojaļczycy" (obiekty wyprzedzajāce Jowisza o 60° lub podāūajāce o 60° za nim). Kolejnā grupā asteroidów jest "Grupa Apollo" (sā to obiekty zbliūajāce siė do Sīoļca bliūej niū Ziemia). wybrane planetoidy: ”———————————•————•———————————————•——————————————– › nazwa › nr › ōrednica (km) › rok odkrycia › ˜———————————™————™———————————————™——————————————š › Ceres › 1 › 907x959 › 1801 › › Pallas › 2 › 540 › 1802 › › Junona › 3 › 267 › 1804 › › Westa › 4 › 530 › 1807 › › Astrea › 5 › 93 › 1845 › › Heba › 6 › 211 › 1847 › › Iris › 7 › 208 › 1847 › › Flora › 8 › 90 › 1847 › › Metis › 9 › 110x220 › 1848 › › Hygieja › 10 › 414 › 1849 › › Partenopa › 11 › 150 › 1850 › › Wiktoria › 12 › 126 › 1850 › › Egeria › 13 › 233 › 1850 › › Irena › 14 › 158 › 1851 › › Eunomia › 15 › 248 › 1851 › › Psyche › 16 › 236 › 1851 › œ————————————————————————————————————————————ž @endnode @node i "Jowisz" @Font XENPL.font 11 @{b} JOWISZ - DRUGI CO DO WIELKOŌCI OBIEKT UKĪADU SĪONECZNEGO ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} Jest to najwiėksza planeta naszego Ukīadu Sīonecznego i pierwsza z planet naleūāca do rodziny planet-olbrzymów. Jego ōrednica wynosi 142980 km, czyli jest ponad 11 razy wiėksza od ōrednicy równikowej Ziemi. Ōrednica biegunowa Jowisza jest przy tym o 8400 km mniejsza od jego ōrednicy równikowej. Przyczynā tak silnego spīaszczenia Jowisza jest jego szybka rotacja: równikowy okres obrotu planety wynosi 9 godzin 50 minut; na ōrednich i duūych szerokoōciach jowiszowych jest o 5 minut dīuūszy. Jowisz i Saturn to dwie najmasywniejsze planety w naszym Ukīadzie Sīonecznym. Patrzāc na Jowisza, zauwaūymy przede wszystkim równolegīe do równika, rozciāgajāce siė na przemian ciemne pasy i jasne strefy. Jasne strefy zwiāzane sā prawdopodobnie z ruchami na zewnātrz atmosfery, natomiast ciemne pasy - z ruchami w dóī. Czėsto moūemy dostrzec takūe jasne i czerwonawe plamy, mosty i girlandy pomiėdzy pasmami, które zmieniajā siė w doōź krótkim czasie. Temperatura górnej warstwy chmur wynosi okoīo -145°C. Najbardziej znanym i trwaīym tworem w atmosferze Jowisza jest Wielka Czerwona Plama, ogromny cyklon atmosferyczny na poīudniowej póīkuli Jowisza. Palma ta czasami zmienia swój kolor, blednāc niekiedy tak, ūe wydaje siė, iū caīkowicie znikīa. Pojawia siė jednak potem na powrót, w swojej owalnej formie przypominajācej oko. Jej dīugoōź w kierunku równoleūnikowym przekracza 20000 km, a w kierunku poīudnikowym wynosi okoīo 12000 km. Wiatry wiejāce w atmosferze Jowisza osiāgajā prėdkoōź do 150 m/s, czyli piėciokrotnie przekraczajā prėdkoōź orkanów na Ziemi. Tym gwaītownym ruchom w atmosferze towarzyszā potėūne wyīadowania elektryczne. Atmosfera Jowisza zawiera 82% wodoru, 18% helu i ōladowe iloōci innych gazów (metan, amoniak i inne). Prawdopodobnie czerwonawe zabarwienie obīoków na Jowiszu wynika z poīāczenia amoniaku, metanu i wodoru; moūe równieū wchodziź w grė fosfor. Wiėkszoōź naszej aktualnej wiedzy o Jowiszu to zasīuga odkryź dokonanych przez sondy "Pioneer 10" i "Pioneer 11" (wystartowaīy w latach 1972 i 1973) oraz sondy "Voyager 1" i "Voyager 2" (start w roku 1977). Opracowywanie licznych zdjėź, pomiarów i innych danych uzyskanych za poōrednictwem tych próbników kosmicznych nie jest jeszcze zakoļczone. Jednym z najciekawszych odkryź byīo odkrycie wokóī Jowisza jasnego pierōcienia pyīowego w odlegīoōci okoīo 125000 km od ōrodka Jowisza oraz odkrycie w 1979 roku trzech kolejnych ksiėūyców tej planety (Metis, Adrastea i Thebe). Spoōród 16 znanych ksiėūyców Jowisza cztery najwiėksze mogā byź obserwowane nawet przez najmniejsze teleskopy. Zostaīy one odkryte przez Galileusza w 1610 roku. Najwiėkszy z nich, Ganimedes jest wiėkszy od Merkurego! Powierzchnia Io nieustannie siė zmienia wskutek wybuchajācych na nim wulkanów, które kaūdego roku wyrzucajā miliardy kilogramów materii. Europa, Ganimedes i Callisto sā pokryte lodem, lecz Europa jest biaīa, a Genimedes i Callisto sā ciemne i usiane wieloma kraterami. ksiėūyce Jowisza: ”———————————•———————————————•——————————————————————————– › nazwa › ōrednica (km) › ōr. odl. od Jowisza (km) › ˜———————————™———————————————™——————————————————————————š › Metis › (40) › 127700 › › Adrastea › 25x20x15 › 128800 › › Almatea › 270x160x150 › 181400 › › Teba › 110x90 › 221900 › › Io › 3630 › 421600 › › Europa › 3138 › 670900 › › Ganimedes › 5261 › 1070400 › › Kallisto › 4820 › 1882700 › › Leda › (16) › 11094000 › › Himalia › 185 › 11480000 › › Lyzitea › 35 › 11720000 › › Elara › 75 › 11737000 › › Ananke › (30) › 21200000 › › Karme › (40) › 22600000 › › Pazyfae › (50) › 23500000 › › Synopa › (36) › 23700000 › œ————————————————————————————————————————————————————ž Jowisz: ”———————————————————•——————————————•————————————————•——————————– › ōrednia odlegīoōź › okres obiegu › prėdkoōź ruchu › ōrednica › › od Sīoļca › wokóī Sīoļca › po orbicie › › › (mln km) › › (km/s) › (km) › ˜———————————————————™——————————————™————————————————™——————————š › 778,3 › 11 lat 315 d › 13 › 142796 › œ———————————————————————————————————————————————————————————ž @{" " system "VT Jowisz.iff >NIL:"} <= naciōnij tu, aby obejrzeź zdjėcie Jowisza @endnode @node j "Saturn" @Font XENPL.font 11 @{b} SATURN - PLANETA Z CHARAKTERYSTYCZNYMI PIERŌCIENIAMI ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} Jeōli idzie o wīasnoōci fizyczne, planeta Saturn (takūe Uran i Neptun wykazuje duūe podobieļstwo do Jowisza. Ze wzglėdu na swój pierōcieļ Saturn znany byī od wielu lat jako wyjātkowo ciekawa planeta. Posiadanie pierōcienia przestaīo byź zjawiskiem wyjātkowym, od kiery odkryto pierōcienie wokóī Urana (1977), Jowisza (1979) i Neptuna (1989). Pierōcieļ Saturna jest jednak dla nas nejefektowniejszy i najjaōniejszy, podczas gdy pierōcienie wokóī pozostaīych planet-olbrzymów sā tak rzadkie, ūe nie moūna ich zobaczyź nawet przez najwiėksze teleskopy. Z uwagi na swā niezwykīā urodė, Saturn jest "īakomym kāskiem" dla miīoōników astronomii. Pierōcieļ Saturna nie jest jednorodny, ale skīada siė z caīego systemu pierōcieni, z których najbardziej znane i najjaōniejsze sā trzy oznaczone, liczāc od wewnātrz, literami A, B i C. Pomiėdzy pierōcieniami A i B rozciāga siė szeroka przerwa, nazwana od nazwiska swego odkrywcy Domenico Casssiniego (1625-1712) przerwā Cassiniego. Najbliūszy Saturnowi jest bardzo rzadki pierōcieļ D, odkryty wīaōciwie dopiero przez sondy kosmiczne. Wtedy teū zostaīy odkryte kolejne przerwy pomiėdzy pierōcieniami. Na zewnātrz pierōcienia A znajdujā siė jeszcze trzy inne, rzadkie pierōcienie; w kolejnoōci od zewnātrz sā to pierōcienie F, G i E. Pierōcieļ A - zasadniczy system pierōcieni Saturna - ma ōrednicė zewnėtrznā równā okoīo 278000 km, podczas gdy jego gruboōź przekracza 15 km. Same pierōcienie skīadajā siė z luśnych czāstek, poczynajāc od czāsteczek lodu majācych rozmiary kilku mikronów aū do skalistych odīamków. Pierōcienie Saturna obserwowane z Ziemi nie zawsze wyglādajā tak samo. Poniewaū Saturn na swojej orbicie wokóī Sīoļca przyjmuje róūne poīoūenie wzglėdem Ziemi, jego pierōcieļ widzimy z róūnej perspektywy. Wokóī Saturna krāūy 20 ksiėūyców. Dziewiėź z nich, o rozmiarach mniejszych niū 100 km, zostaīo odkrytych na fotografiach przesīanych przez sondy kosmiczne. Najwiėkszym ksiėūycem Saturna jest Tytan, o ōrednicy 5550 km, który jako jeden z niewielu ksiėūyców w Ukīadzie Sīonecznym posiada atmosferė. Atmosfera ta skīada siė z azotu, argonu, metanu, dwutlenku wėgla, wodoru i innych gazów. Na powierzchni Tytana panuje temperatura -180°C. ksiėūyce Saturna: ”————————————•———————————————•——————————————————————————– › nazwa › ōrednica (km) › ōr. odl. od Saturna (km) › ˜————————————™———————————————™——————————————————————————š › Pan › 20 › 133580 › › Atlas › 38x25 › 137670 › › Prometeusz › 140x100x75 › 139350 › › Pandora › 110x85x65 › 141700 › › Epimeteusz › 140x115x100 › 151420 › › Janus › 220x190x160 › 151470 › › Mimas › 392 › 185520 › › Enceladus › 510 › 238020 › › Tetyda › 1060 › 294660 › › Telesto › 34x28x16 › 294660 › › Kalipso › 30x22x22 › 294660 › › Dione › 1120 › 377400 › › Helene › 36x32x30 › 377400 › › Rea › 1530 › 527040 › › Tytan › 5150 › 1221800 › › Hiperyon › 410x260x220 › 1481100 › › Japet › 1460 › 3561300 › › Febe › 220 › 12952000 › œ—————————————————————————————————————————————————————ž Saturn: ”———————————————————•——————————————•————————————————•——————————– › ōrednia odlegīoōź › okres obiegu › prėdkoōź ruchu › ōrednica › › od Sīoļca › wokóī Sīoļca › po orbicie › › › (mln km) › › (km/s) › (km) › ˜———————————————————™——————————————™————————————————™——————————š › 1429,4 › 29 lat 167 d › 9,6 › 120660 › œ———————————————————————————————————————————————————————————ž @{" " system "VT Saturn.iff >NIL:"} <= naciōnij tu, aby obejrzeź zdjėcie Saturna @endnode @node k "Uran" @Font XENPL.font 11 @{b} URAN - PLANETA LEŪĀCA NIEMALŪE POZIOMO ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} Planeta ta zostaīa odkryta w 1871 przez Anglika Williama Herschela, za pomocā wīasnorėcznie zbudowanego przez niego wielkiego teleskopu w Bath koīo Londynu. Uran wyróūnia siė tym, ūe jego oō obrotu nachylona jest do pīaszczyzny orbity pod kātem 98°. W stosunku do swej drogi wokóī Sīoļca leūy on wiėc prawie poziomo. Planeta ta kieruje ku Sīoļcu stale pewne obszary koīo równika lub koīo biegunów. Na biegunach Urana dzieļ i noc trwajā wiėc poīowė roku uranowego. Poniewaū rok na Uranie jest nieco dīuūszy niū 84 lata ziemskie, oznacza to, ūe na biegunach Urana panujā trwajāce po 42 lata ciemnoōci i dnie. Gruba i szaroniebieska atmosfera z metanu i wodoru nie pozwala na spojrzenie na powierzchniė Urana. Poniewaū jest on doōź jasny, w sprzyjajācych warunkach obserwacyjnych i przy dokīadnej znajomoōci jego pozycji moūna go dostrzec goīym okiem. Piėź najwiėkszych ksiėūyców Urana nosi nazwy: Ariel, Umbriel, Titania, Oberon i Miranda. W sumie odkryto 15 ksiėūyców Urana. Podobnie jak dwie poprzednie planety, Uran ma system pierōcieni. Znamy obecnie 11 bardzo rzadkich pierōcieni Urana. W przeciwieļstwie do pierōcieni Saturna sā one jednak bardzo wāskie. ksiėūyce Urana: ”————————————•———————————————•————————————————————————– › nazwa › ōrednica (km) › ōr. odl. od Urana (km) › ˜————————————™———————————————™————————————————————————š › Kordelia › (26) › 49770 › › Ofelia › (30) › 53790 › › Bianka › (40) › 59170 › › Kressyda › (60) › 61780 › › Desdemona › (54) › 62680 › › Julia › (84) › 64350 › › Porcja › (108) › 66090 › › Rozalinda › (54) › 69940 › › Belinda › (66) › 75260 › › Puk › 155 › 86010 › › Miranda › 480 › 129390 › › Ariel › 1158 › 191020 › › Umbriel › 1172 › 266300 › › Tytania › 1580 › 435910 › › Oberon › 1524 › 583520 › œ———————————————————————————————————————————————————ž Uran: ”———————————————————•——————————————•————————————————•——————————– › ōrednia odlegīoōź › okres obiegu › prėdkoōź ruchu › ōrednica › › od Sīoļca › wokóī Sīoļca › po orbicie › › › (mln km) › › (km/s) › (km) › ˜———————————————————™——————————————™————————————————™——————————š › 2875 › 84 lata 6 d › 6,8 › 51108 › œ———————————————————————————————————————————————————————————ž @{" " system "VT Uran.iff >NIL:"} <= naciōnij tu, aby obejrzeź zdjėcie Urana @endnode @node l "Neptun" @Font XENPL.font 11 @{b} NEPTUN - NIEBIESKA, METANOWA PLANETA ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} W 1846 roku w Paryūu, Francuz Urbain Leverrier (1811-1877) wyliczyī na podstawie analizy zaburzeļ orbity Urana prawdopodobne poīoūenie innej wielkiej, jeszcze nie znanej planety. Zostaīa ona odkryta przez berliļskiego astronoma o nazwisku J. G. Galle dokīadnie w przewidzianym miejscu! Byī to istny majstersztyk matematyczny w dziejach astronomii."Nowa" planeta otrzymaīa nazwė Neptun. Tarcza Neptuna jest niebieska, co spowodowane jest duūā zawartoōciā metanu w atmosferze. Neptun potrzebuje 164,8 lat na jeden obieg dookoīa Sīoļca. Otoczony jest oōmioma ksiėūycami, z których najwiėksze to Tryton i Nereida. Najnowsze pomiary wskazujā, ūe ōrednica Trytona jest niewiele mniejsza od ōrednicy Ksiėūyca i wynosi 2700 km. Podobnie jak pozostaīe planety-olbrzymy, Neptun posiada pierōcienie. Znane sā cztery, wszystkie bardzo rzadkie i wāskie. Najwiėcej informacji o Uranie i Neptunie, w tym takūe zdjėź tych planet i ich ksiėūyców, uzyskaliōmy dziėki sondzie "Voyager 2", która w 1986 roku przeleciaīa obok Urana, a w 1989 obok Neptuna. ksiėūyce Neptuna: ”————————————•———————————————•——————————————————————————– › nazwa › ōrednica (km) › ōr. odl. od Neptuna (km) › ˜————————————™———————————————™——————————————————————————š › Najada › (50) › 48230 › › Thalassa › (80) › 50070 › › Despoina › 148 › 52530 › › Galatea › 158 › 61950 › › Larissa › 208x198 › 73550 › › Proteusz › 400x416x402 › 117650 › › Tryton › 2706 › 354760 › › Nereida › 340 › 5513400 › œ—————————————————————————————————————————————————————ž Neptun: ”———————————————————•——————————————•————————————————•——————————– › ōrednia odlegīoōź › okres obiegu › prėdkoōź ruchu › ōrednica › › od Sīoļca › wokóī Sīoļca › po orbicie › › › (mln km) › › (km/s) › (km) › ˜———————————————————™——————————————™————————————————™——————————š › 4504,3 › 164,8 roku › 5,4 › 49534 › œ———————————————————————————————————————————————————————————ž @{" " system "VT Neptun.iff >NIL:"} <= naciōnij tu, aby obejrzeź zdjėcie Neptuna @endnode @node m "Pluton" @Font XENPL.font 11 @{b} PLUTON - NAJDALSZA (?) PLANETA UKĪADU SĪONECZNEGO ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ @{ub} Jego orbita ma najwiėkszy mimoōród (ekscentrycznoōź) spoōród orbit wszystkich planet. Powoduje to, ūe na czėōci swojej orbity Pluton znajduje siė bliūej Sīoļca niū Neptun. Niepewne sā dane o ōrednicy tej odlegīej planety, ale od roku 1978, gdy odkryto ksiėūyź Plutona, nazwany Charonem, oceniana jest ona na zaledwie okoīo 2300 km. Ōrednica Charona wynosi okoīo 1300 km, czyli jest porównywalna ze ōrednicami najwiėkszych planetoid. Byź moūe Pluton nie jest najbardziej zewnėtrznā planetā naszego Ukīadu Sīonecznego. Od dawna podejrzewano istnienie dziesiātej wielkiej planety, na podstawie niewyjaōnionych zaburzeļ ruchów Urana i Neptuna. Znaleziono juū dla niej nazwė - "Transpluton" (planeta poza Plutonem). ksiėūyc Plutona: ”———————————•———————————————•——————————————————————————– › nazwa › ōrednica (km) › ōr. odl. od Plutona (km) › ˜———————————™———————————————™——————————————————————————š › Charon › 1186 › 19640 › œ————————————————————————————————————————————————————ž Pluton: ”———————————————————•——————————————•————————————————•——————————– › ōrednia odlegīoōź › okres obiegu › prėdkoōź ruchu › ōrednica › › od Sīoļca › wokóī Sīoļca › po orbicie › › › (mln km) › › (km/s) › (km) › ˜———————————————————™——————————————™————————————————™——————————š › 5911,8 › 247,7 roku › 4,7 › 2300 › œ———————————————————————————————————————————————————————————ž @{" " system "VT Pluton.iff >NIL:"} <= naciōnij tu, aby obejrzeź zdjėcie Plutona @endnode