Ziemia jest trzecią planetą od Słońca, największą z 4 planet wewnętrznych. Pod względem budowy przypomina inne planety tej grupy. Metaliczne, stałe jądro otoczone jest przez jądro zewnętrzne z metalu płynnego, po którym następują warstwy płynnych, półpłynnych i stałych skał. Natomiast warunki na powierzchniach tych planet różnią się diametralnie: tylko na Ziemi występuje woda w stanie płynnym, bogata w tlen atmosfera oraz inne warunki sprzyjające życiu. Trwająca od 4,5 miliarda lat ewolucja Ziemi zachodzi nadal, zarówno w sposób naturalny, jak i w wyniku działań człowieka. Ziemia jest jedyną planetą, na której występuje woda w stanie ciekłym i azotowo-tlenowa atmosfera, dzięki czemu mogło się na niej rozwinąć życie. Jest piątą pod względem wielkości planetą Układu Słonecznego, trzecią w kolejności od Słońca. Wśród planet odznacza się największą gęstością. Bezpośrednio po narodzinach Ziemia była globem bardzo gorącej, półpłynnej materii. Podczas gdy cięższe pierwiastki opadały do środka, tworząc metaliczne jądro, lżejsze unosiły się ku powierzchni, tworząc skalny płaszcz i skorupę ziemską. W ciągu miliardów lat Ziemia ostygła, jej powierzchnia stwardniała, wykształciła się atmosfera i powstały oceany. Obecnie Ziemia nadal ewoluuje: skorupa, odnawiana przez wybuchy wulkaniczne na dnie oceanów, podlega nieustannym zmianom w wyniku trzęsień ziemi i dryfu kontynentów. Zmienia się też powoli skład atmosfery, głównie z powodu działalności człowieka. Skalna skorupa pokrywająca powierzchnię Ziemi składa się z kilkunastu oddzielnych płyt. Każdy kontynent należy do jednej lub więcej płyt, które przesuwają się względem siebie z prędkością równą szybkości wzrostu paznokci u ludzi. Sztywne płyty "pływają" po warstwie półpłynnej magmy, która ulega wzburzeniu pod wpływem gorących prądów z metalicznego jądra. Ruch magmy powoduje powolne przesuwanie się płyt. Gdy Ziemia obraca się, wiry występujące w zewnętrznej, płynnej części jądra generują prądy elektryczne. Prądy te z kolei powodują powstanie wokół planety pola magnetycznego, które rozciąga się daleko w przestrzeń. Pole to, nazywane magnetosferą, chroni Ziemię przed wiatrem słonecznym - strumieniami wysokoenergetycznych cząstek płynących ze Słońca, z których część zostaje uwięziona przez pole magnetyczne w dwóch obszarach nazywanych pasami Van Allena. Ziemia, z jej obfitymi zasobami wody, tlenu i azotu - substancji niezbędnych do istnienia życia w znanej nam postaci - stanowi wyjątek w Układzie Słonecznym. Pierwsze organizmy żywe pojawiły się na niej około 3,8 miliarda lat temu, natomiast dinozaury - około 150 milionów lat temu. Te wielkie gady wyginęły około 65 milionów lat temu, być może dlatego, że w Ziemię uderzył olbrzymi meteoryt, wzbijając do atmosfery duże ilości pyłu. W ten sposób został odcięty dopływ promieni słonecznych, co spowodowało krótkotrwałą epokę lodową, podczas której dinozaury wyginęły z głodu i zimna. Księżyc - jedyny naturalny satelita Ziemi - jest skalnym globem, którego średnica wynosi jedną czwartą średnicy Ziemi. Księżyc nie świeci własnym światłem, lecz odbija promienie słoneczne. Jego bezwodna, pokryta pyłem powierzchnia nie wykazuje śladów życia. Nie ma na nim atmosfery, gdyż grawitacja jest zbyt słaba, by utrzymać cząsteczki gazu. Powierzchnię pokrywają kratery. Lawa wulkaniczna, która przedostała się do niektórych z nich, utworzyła maria, czyli morza księżycowe. Księżyc jest średnich rozmiarów, w porównaniu z satelitami innych planet Układu Słonecznego. Największy z nich, jeden z księżyców Jowisza, Ganimedes, ma śred-nicę 5262 km, podczas gdy średnica Księżyca wynosi 3476 km. Spośród wielu drobniejszych satelitów wymienić można satelitę Urana - Kordelię, o średnicy zaledwie 30 km. Ziemia i Księżyc powstały 4,5 miliarda lat temu. Jednakże pochodzenie Księżyca nadal stanowi zagadkę. Mógł on uformować się wraz z Ziemią na wczesnym etapie istnienia Układu Słonecznego. Mogło go wychwycić z przestrzeni międzyplanetarnej pole grawitacyjne Ziemi. Najbardziej rozpowszechniona teoria głosi, że Księżyc powstał w wyniku zderzenia Ziemi z planetoidą wielkości Marsa. Grawitacyjne oddziaływanie Ziemi na Księżyc i Księżyca na Ziemię powoduje wydłużanie okresu obrotu obydwu ciał. Na przykład okres obrotu Ziemi (doba) wynosił kiedyś 10 godzin, lecz stopniowo uległ zwiększeniu do 24 godzin. Proces ten mógłby ostatecznie doprowadzić do takiego wydłużenia doby, że miesiąc trwałby 47 obecnych dni. Jednakże skala czasowa tego procesu przewyższa znacznie przewidywany czas życia Słońca, a zatem Układ Słoneczny nie będzie istniał wystarczająco długo, aby do tego doszło. Kratery na Księżycu powstały w wyniku bombardowania meteorytami ponad 3,5 miliarda lat temu. Mają do 300 km średnicy. W niektórych kraterach występują tarasowate zbocza i łańcuchy górskie w kształcie koncentrycznych pierścieni, a także centralnie położone wierzchołki. Inne są otoczone dużymi, jasnymi, rozchodzącymi się promieniście formacjami wyrzuconej materii. Największe kratery wypełnia zastygła lawa wulkaniczna, tworząc gładkie równiny zwane maria (morza). Wiele wskazuje na to, że Księżyc był kiedyś w stanie płynnym. Badania skał księżycowych pozwalają szacować, że skalna skorupa wykształciła się 4,48 miliarda lat temu. Przez następne 500 milionów lat meteoryty rozbijały i nadtapiały tę skorupę. W wyniku dwóch ostatnich potężnych zderzeń, które miały miejsce około 4 miliardów lat temu, powstały baseny uderzeniowe, znane jako Morze Deszczów (Mare Imbrium) i Morze Wschodnie (Mare Orientale). W każdym momencie Słońce oświetla 50 procent powierzchni Księżyca. To, jaką część oświetlonego obszaru widzimy, zależy od położenia Księżyca względem Ziemi i Słońca. Obserwator z Ziemi może oglądać albo pełną tarczę Księżyca, albo nie widzieć jej wcale, albo też widzieć tylko fragment. Cykl zmian przebiega w ośmiu etapach, zwanych fazami Księżyca, w ciągu 29,53 dnia. Twórca nowoczesnej nauki o Księżycu, gdański astronom Jan Heweliusz (1611-1687), obszernym dziele zatytułowanym Selenografia wylicza nie 8, ale aż 40 faz Księżyca, oddzielnie traktując fazy Księżyca rosnącego i malejącego. Jednak ani podział, ani zastosowane przez Heweliusza nazewnictwo (na przykład interluniam, corniculata, cornigera) nie przyjęły się w astronomii. Z zaćmieniem mamy do czynienia wtedy, gdy światło jednego ciała niebieskiego zostanie przesłonięte przez inne ciało niebieskie. Zaćmienia Księżyca następują dwa lub trzy razy w roku, gdy Ziemia znajdzie się mię dzy Księżycem w pełni a Słońcem, rzucając cień na powierzchnię Księżyca. Zaćmienia Słońca następują raz lub dwa w roku, gdy Księżyc odcina światło Słońca, rzucając na Ziemię cień, który zwykle ma szerokość 161 km. Gra świateł i cieni Obserwator widzi zaćmienie Słońca, gdy znajdzie się w obrębie cienia rzucanego przez Księżyc. Zaćmienie Księżyca widoczne jest z każdego miejsca na półkuli ziemskiej zwróconej ku Księżycowi. Słońce ma średnicę 400 razy większą niż Księżyc i zarazem znajduje się 400 razy dalej. Ta okoliczność sprawia, że obydwa ciała niebieskie widziane z Ziemi wydają się mieć te same rozmiary. Dzięki temu możliwe są całkowite zaćmienia Słońca. Masa Księżyca, wynosząca 7,35 x 1022 kg, stanowi zaledwie 1/81 masy Ziemi. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni Księżyca jest równe 1,62 m/s2, co z grubsza stanowi jedną szóstą przyspieszenia ziemskiego. Prędkość ucieczki z powierzchni Księżyca wynosi tylko 2,4 km/s, a zatem nasz najbliższy sąsiad w przestrzeni może w przyszłości stanowić wygodną stację pośrednią dla budowy i startu ciężkich statków kosmicznych. W odróżnieniu od Ziemi, Księżyc nie ma ani pola magnetycznego, ani atmosfery. Cząstki pierwotnej atmosfery księżycowej łatwo pokonały małą prędkość ucieczki i rozproszyły się w przestrzeni międzyplanetarnej. Jednakże Księżyc musi otaczać jakaś pseudo atmosfera, składająca się ze swobodnych elektronów i innych cząstek. Jej gęstość jest w przybliżeniu tylko 104 razy większa niż gęstość materii w sąsiedniej przestrzeni międzyplanetarnej. Ale nawet z tej atmosfery cząstki uciekają stale do przestrzeni międzyplanetarnej, a ich miejsce zajmują cząstki wybijane bezustannie z powierzchni Księżyca przy uderzeniach meteorytów. Do ciągłego tworzenia się pseudoatmosfery przyczynia się również wiatr słoneczny i promieniowanie kosmiczne. Gołym okiem na powierzchni Księżyca widzimy tylko jaśniejsze i ciemniejsze miejsca. O wiele bardziej interesująco wygląda powierzchnia Księżyca w niewielkiej lunetce. Wszyscy słyszeli zapewne o księżycowych morzach, oceanach, basenach, zatokach i pasmach górskich. Nie oczekujmy jednak, że coś takiego zobaczymy w lunecie. Nazwy tworów księżycowych powstały wtedy, gdy Galileusz skierował w 1609 roku swoją lunetkę na Księżyc i rozpoznał na nim - jak sądził - morza i pasma górskie. Nazwy te przyjęły się i dotrwały do dnia dzisiejszego, chociaż w rzeczywistości na powierzchni Księżyca nie ma żadnej wody i - ściśle rzecz biorąc - także gór. Dla dostrzeżenia większości zaznaczonych na mapce tworów księżycowych wystarczy nawet dobra lornetka. Najlepszy okres do obserwacji Księżyca przypada 2-3 dni po pierwszej kwadrze. Księżyc jest wówczas w dogodnej pozycji do obserwacji na niebie wieczornym, a szczegóły powierzchni nie giną w oślepiającym świetle całej tarczy. Gdy obserwujemy Księżyc każdego wieczora, począwszy od cienkiego sierpa aż do pełni, widzimy, jak zmieniają się cienie i jak uwydatniają się lub zacierają szczegóły na powierzchni. Obecnie wiemy o powierzchni Księżyca więcej niż o powierzchni jakiegokolwiek ciała należącego do naszego układu planetarnego, z wyjątkiem - oczywiście - Ziemi. Chociaż Księżyc jest najbliższym nas ciałem niebieskim i dużymi teleskopami możemy dostrzec na nim szczegóły o rozmiarach większych niż 200 m, a także potrafimy "omiatać" Księżyc radarem i promieniami lasera, to jednak główne zasługi w badaniach Księżyca ma kosmonautyka. Badania Księżyca rozpoczęła w roku 1959 Łuna 1, dokonując pierwszego lotu wokółksiężycowego. Jeszcze w tym samym roku Łuna przesłała na Ziemię pierwsze zdjęcia odwrotnej strony Księżyca. Dalsze sondy księżycowe z serii Ranger przesłały w latach 1964-1965 zdjęcia powierzchni Księżyca z widocznymi szczegółami o rozmiarach od 90 do 25 cm, Dokładne mapy 97% powierzchni księżycowej zostały wykonane w latach 1966 - 1967 przez sondy z serii Lunar Orbiter. Na tych zdjęciach widoczne są szczegóły o rozmiarach 1m. W roku 1966 na powierzchni Księżyca miękko osiadły Łuna 9 i Surveyor 1, fotografując okolicę miejsca lądowania ze zdolnością rozdzielczą 1 - 0,5 mm. Badania Księżyca istotnie posunął naprzód program Apollo. 21 lipca 1969 roku Neil Armstrong i Edwin Aldrin jako pierwsi ludzie wylądowali na Księżycu w lądowniku o nazwie "Eagle" (Orzeł), będącym częścią statku kosmicznego Apollo 11. Po nich odwiedziło Księżyc jeszcze pięć dalszych dwuosobowych załóg, ostatnia w grudniu 1972 roku. W roku 1970 na powierzchni Księżyca zaczęła pracować stacja automatyczna Łunochód 1, do której dołączył w 1973 roku Łunochód 2. W 1972 roku Łuna 20 dostarczyła na Ziemię próbki gruntu księżycowego. Ciemniejsze miejsca na powierzchni Księżyca nazywamy morzami. Są to rozległe, na pierwszy rzut oka gładkie powierzchnie zastygniętej lawy, które powstały przed trzema miliardami lat. Bliższe jednak spojrzenie ukazuje, że są one pokryte niezliczoną ilością drobnych kraterów o średnicach od kilku centymetrów do kilku kilometrów. Wielkie morza są ograniczone pierścieniami wałów. Największe morze, Morze Deszczów, ma średnicę 1100 km. Przeważająca część mórz znajduje się na północnej półkuli Księżyca. Księżycowe morza otrzymały bardzo romantyczne nazwy: Morze Jasności (Mare Serenitatis), Morze Nektaru (Mare Nectaris), Morze Przesileń (Mare Crisium) i inne. Już w niewielkiej lunetce dostrzeżemy na powierzchni Księżyca małe okrągłe zagłębienia - tzw. kratery. Największe z nich, o nazwach Clavius i Grimaldi, mają średnice 230 km i głębokość 3 km. Kratery na Księżycu nie powstały wskutek działalności wulkanicznej, lecz wskutek spadku meteorytów. Ponieważ duże kratery występują przeważnie w tych rejonach powierzchni Księżyca, gdzie brak mórz, musiały powstać w pierwszej fazie formowania się Księżyca, przed pojawieniem się mórz. Kratery najlepiej są widoczne przez lunetę w pierwszej i ostatniej kwadrze Księżyca, kiedy promienie słoneczne padają na jego powierzchnię pod niewielkim kątem. Wały kraterów rzucają wtedy długie cienie, co sprawia, że powierzchnia Księżyca ma bardziej plastyczny wygląd. Na widocznej z Ziemi części powierzchni Księżyca znajduje się w przybliżeniu 300 000 kraterów o średnicy większej niż 1 km. Na odwrotnej stronie jest ich o wiele więcej. Kratery otrzymały swe nazwy od nazwisk wybitnych uczonych i filozofów. Łukowate łańcuchy górskie pozostały po kraterach wypełnionych lawą. Najwyższe z nich sięgają aż 8000 m. Księżycowe bruzdy są zasypanymi pyłem pęknięciami w skorupie Księżyca. Powstały one wskutek naprężeń w górnych warstwach globu księżycowego. Są to wąskie, maksymalnie 5-kilometrowej szerokości rysy, o długości kilkuset kilometrów. Inny mechanizm spowodował utworzenie się jasnych promieni rozchodzących się na wszystkie strony z niektórych kraterów. Sięgają one 200-300 km i są szerokie na 20 - 30 km. Promienie te w rzeczywistości są łańcuchami drobnych kraterów, powstałymi przy spadku meteorytu na powierzchnię Księżyca pod bardzo małym kątem. Na Księżycu spotkamy również małe okrągłe pagórki o wysokości około 100 m i średnicy 15 km. Ich pochodzenie nie jest całkiem jasne. Cała powierzchnia Księżyca pokryta jest warstwą pyłu. Warstwy skorupy księżycowej, położone blisko powierzchni, są bardzo skruszone i mają niewielką gęstość, 1 g/cm3, przy średniej gęstości Księżyca 3,34 g/cm3. Powierzchnię Księżyca tworzą głównie skały bazaltowe pochodzenia wulkanicznego. Spośród pierwiastków jest w nich najwięcej (60%) tlenu atomowego w tlenkach. Kolor okruchów materii tworzących powierzchnię Księżyca jest różny. Od bezbarwnych, poprzez odcień żółtego, zielone, niebieskie, brunatne aż po siwe i czarne. Pojawiają się między nimi również szklane kuleczki, które powstały przez roztopienie się części powierzchni przy spadku meteorytu. Warstwa powierzchniowa Księżyca, składająca się z druzgotu skalnego i pyłu, ma głębokość tylko 4 m. Łączną grubość wierzchniego płaszcza Księżyca ocenia się na 280 km. średnica jądra Księżyca ma prawdopodobnie 2800 km. Temperatura tuż pod powierzchnią wynosi 240 K i zwiększa się w kierunku środka planety. Ocenia się, że na głębokości 1000 km jest zbliżona do 1000 K. Temperatura na powierzchni Księżyca jest bardzo zmienna ze względu na brak atmosfery. W południe sięga 110°C, o zachodzie Słońca spada do 0°. W ciągu nocy powierzchnia dalej się ochładza i krótko przed wschodem Słońca temperatura jej wynosi -180°C. Ze struktury skał powierzchni Księżyca wynika, że nasz naturalny satelita powstał ponad 4,6 miliarda lat temu, a zatem w tym samym czasie, kiedy formowały się pozostałe planety i cały Układ Słoneczny. Ze względu na wielkość Księżyca jest rzeczą bardzo prawdopodobną, że powstał on z tego samego obłoku materii co Ziemia, tworząc z nią planetę podwójną. Orbita, po której porusza się Księżyc wokół Ziemi, jest umiarkowanie spłaszczoną elipsą o mimośrodzie 0,0549. W jednym z jej ognisk znajduje się Ziemia. Odległość Księżyca od Ziemi bezustannie się zmienia: w punkcie orbity najbliższym Ziemi, w perygeum, wynosi 362 400 km, w punkcie najbardziej odległym, w apogeum - 406 686 km. Księżyc znajduje się 15 000 razy bliżej Ziemi niż najdalsza odkryta planeta - Pluton. Na Księżyc oddziałuje nie tylko siła przyciągania Ziemi, ale także Słońca i planet. Orbita Księżyca, która jest nachylona do ekliptyki pod kątem 5°08'43,4", nie zajmuje przeto w przestrzeni stałego położenia, ale dokonuje wolnego obrotu. Mówimy o tzw. ruchu linii apsyd, czyli ruchu linii łączącej perygeum i apogeum. Linia apsyd dokonuje pełnego obrotu w ciągu 8,85 roku w kierunku zachód - wschód. Ten ruch orbity Księżyca sprawia, że równocześnie następuje przesuwanie się punktów przecięcia się orbity Księżyca z ekliptyką, tzw. węzłów. Węzły poruszają się po ekliptyce w kierunku przeciwnym niż obrót orbity księżycowej, a zatem ze wschodu na zachód. Pełnego obiegu dokonują węzły w ciągu 18,6 roku. Z dawnych pomiarów położenia Księżyca względem gwiazd znamy jego okres obiegu wokół Ziemi z dokładnością do 12 miejsc. Okres ten nazywamy miesiącem gwiazdowym, a jego długość wynosi 27 do 7h43mll,51s. Okres obrotu Księżyca wokół własnej osi różni się od miesiąca gwiazdowego mniej niż o 0s1, Księżyc zatem w czasie jednego obiegu Ziemi dokonuje dokładnie jednego obrotu wokół osi. O takim obrocie mówimy, że jest związany. W wyniku złożenia się tych dwóch ruchów (obrotu Księżyca i równoczesnego obiegu wokół Ziemi) Księżyc zwraca się do nas stale tą samą stroną. Powierzchnię Ziemi tworzy skorupa ziemska. Jej gru-bość na kontynentach sięga 30-60 km, pod oceanami mniej, 4-8 km. Pod skorupą, do głębokości 2900 km, rozciąga się następna warstwa, którą nazywamy płaszczem. Chociaż ta część Ziemi nie jest płynna, zachodzą w niej pod wpływem wielkich ciśnień ruchy skał. Pod płaszczem znajduje się jądro Ziemi. Składa się ono z płynnej war-stwy o grubości 2100 km, otaczającej twarde jądro o średnicy w przybliżeniu 2500 km. Obie części jądra składają się z żelaza i niklu. Pod wpływem obrotu Ziemi jądro działa jak dynamo i wytwarza wokół siebie pole magnetyczne, które rozciąga się na kilkadziesiąt tysięcy kilometrów w przestrzeń wokółziemską. Północny biegun ma-gnetyczny Ziemi (należałoby tu raczej mówić o południowym biegunie magnetycznym, gdyż przyciąga on północny koniec igły magnetycznej) znajduje się na 76° szerokości geograficznej północnej i 102° dłu-gości geograficznej zachodniej, biegun południowy na 68° "szeroko-ści geograficznej południowej i 145° długości geograficznej wschodniej. Natężenie pola na równiku magnetycznym wynosi około 24 A/m, na biegunach magnetycznych jest dwukrotnie większe. Masa Zie-mi, 5,974 x 1024 kg, stanowi tylko jedną trzymilionową część masy Słońca. Skorupa ziemska składa się przeważnie z granitu i bazaltu i ma średnią gęstość 2,8 g/cm3. średnia gęstość płaszcza wynosi 5,7 g/ cm3. Na granicy pomiędzy płaszczem i jądrem wzrasta ona gwał-townie do wartości 9,3 g/cm3. Gęstość w środku Ziemi sięga 17 g/cm3, ciśnienie 3,5 x 105 MPa, a temperatura 200-4000 K. Przyspie-szenie grawitacyjne na równiku ma wartość 9,78 m/s2, prędkość zaś ucieczki z Ziemi wynosi 11,17 km/s. Ocean powietrzny otaczający Ziemię składa się przeważnie z cząsteczek azotu (78%) i tlenu (21%). Pozostałą część tworzą gazy szlachetne, dwutlenek węgla i wodór z helem. Dolne warstwy atmosfery są nasycone parą wodną, która kondensuje się na cząstkach pyłu, tworząc obłoki. Całkowita masa atmosfery, 5,136 x 1018 kg, stanowi zaledwie jedną milionową część masy Ziemi. Masa pary wodnej nie przekracza trzech tysięcz-nych masy całej atmosfery. Ciśnienie atmosferyczne przy powierzch-ni Ziemi ma wartość 0,1 MPa (1 atmosfera). Ciągła cyrkulacja at-mosfery w jej niższych warstwach sprawia, że skład atmosfery aż do wysokości 100-150 km praktycznie pozostaje niezmienny. Nad tą wy-sokością szybko maleje ilość gazów szlachetnych, a cząsteczki azo-tu i tlenu ulega ją jonizacji i przechodzą w atomy. Od wysokości 800 km w atmosferze przeważa hel, a od wysokości 1600 km - wodór . Teoretycznie, atmosfera rozciąga się do odległości 35000 km od Ziemi, praktycznie jednak kończy się na wysokości około 4000 km nad jej powierzchnią. Atmosferę, podobnie jak wnętrze Ziemi, dzie-limy na pięć charakterystycznych warstw. Tuż nad powierzchnią Zie-mi leży troposfera. Jej typową cechą jest spadek temperatury ze wzrostem wysokości, w przybliżeniu o 6OC na każdy kilometr. Na powierzchni Ziemi średnia temperatura roczna wynosi +15°C, a gęstość powietrza 1,22 x 10-3 g/cm3, co odpowiada 2,55 x 1019 cząste-czek w 1 cm3 . Troposfera stanowi niemal 80% masy całej atmosfery. Skupia się tu cała para wodna i niemal wszystkie cząstki pyłów. Na wysokości 9 - 12 km troposfera przechodzi w stratosferę. Jej cechą charakterystyczną jest stała temperatura, wynosząca w przybliżeniu -55°C. Stratosfera sięga do wysokości 35-40 km. Nad stratosferą zaczyna się następna warstwa atmosfery - mezosfera. Jej temperatu-ra ze wzrostem wysokości początkowo rośnie do 0°C, a następnie spada do -68°C. Od wysokości 80 km rozciąga się już jonosfera, złożona z obojętnych cząsteczek, zjonizowanych atomów i wo1nych elektronów. Jonizację atmosfery powodu je krótkofalowe i korpusku-larne promieniowanie Słońca. Obszar znajdujący się powyżej 800-1000 km nad powierzchnią Ziemi zajmuje egzosfera. Z warstwy tej nieprzerwanie uciekają w przestrzeń międzyplanetarną atomy atmos-fery o prędkości kinetycznej większej niż prędkość ucieczki na tych wysokościach nad powierzchnią Ziemi. Kształt toru, po jakim Ziemia obiega Słońce, niewiele się różni od okręgu. Ale nawet nie-wielki mimośród orbity (0,0167) powoduje zmiany w odległości Ziemi od Słońca i zmiany jej prędkości liniowej na orbicie. Ziemia znaj-duje się najbliżej Słońca (147097149 km) z początkiem stycznia, a najdalej z początkiem lipca (152098704km).Średnia odległość Ziemi od Słońca - 149600000 km jest jedną z trzech jednostek długości używanych. w astronomii, tzw. jednostką astronomiczną (AU). Ziemia porusza się wokół Słońca ze średnią prędkością 29,785 km/s. Zgod-nie z II prawem Keplera prędkość Ziemi jest największa w pobliżu peryhelium, najmniejsza zaś w aphelium. Różnica prędkości w tych dwu punktach orbity sięga 1 km/s. Płaszczyzna orbity Ziemi wokół Słońca, ekliptyka, ma wyróżnione położenie. Używamy jej jako pod-stawowej płaszczyzny, względem której obliczamy położenia orbit wszystkich ciał Układu Słonecznego. Pełny obieg Ziemi wokół Słońca trwa 365,2564 dnia. Ponieważ położenie Ziemi określamy względem gwiazd, stąd okres ten nazywamy rokiem gwiazdowym. Nieco krótszy jest rok zwrotnikowy (365,2422 dnia), w czasie którego zmieniają się pory roku. Rok zwrotnikowy definiujemy jako odstęp czasu po-między dwoma kolejnymi przejściami Słońca przez punkt równonocy wiosennej. Różnica pomiędzy długością trwania roku gwiazdowego i roku zwrotnikowego jest spowodowana ruchem precesyjnym punktu rów-nonocy wiosennej. Podczas gdy rok gwiazdowy to czas, którego Zie-mia rzeczywiście potrzebuje na dokonanie pełnego obiegu wokół Słońca, to rok zwrotnikowy jest związany z obserwowanym rocznym ruchem Słońca po niebie i stanowi podstawę roku kalendarzowego. Ziemia jest najbliżej Słońca położoną planetą, która wokół niego nie porusza się sama. Towarzyszy jej Księżyc. Pod wpływem przycią-gania Księżyca i Słońca występuje precesja, czyli długookresowy ruch osi ziemskiej. Precesję wywołuje także przyciąganie planet, zmieniających również nieco położenie orbity Ziemi. Oś Ziemi w ru-chu precesyjnym zakreśla pobocznicę stożka, dokonując pełnego obiegu w ciągu 25 700 lat. Jest to tzw. wielki rok Platona. Wsku-tek ruchu precesyjnego zmieniają na niebie swe położenie bieguny świata, a także równik niebieski. Tym samym zmienia się położenie punktu będącego przecięciem ekliptyki z równikiem niebieskim, czy-li punktu równonocy wiosennej. Do zmiany położenia punktu równono-cy wiosennej przyczyniają się też periodyczne zmiany położenia or-bity Ziemi. Punkt równonocy wiosennej w ciągu roku przesuwa się pod wpływem precesji o 50,26" , w kierunku przeciwnym niż obserwo-wany roczny ruch Słońca na niebie. Bieguny świata, północny i po-łudniowy, poruszają się między gwiazdami po tzw. okręgu precesyj-nym. Obecnie północny biegun świata znajduje się w pobliżu Gwiazdy Polarnej i jest oddalony od niej o niespełna 1°. Najbliżej Gwiazdy Polarnej znajdzie się biegun świata w roku 2100. Odległość kątowa między nim a Gwiazdą Polarną wyniesie wówczas zaledwie 28 minut łuku. Za 12 000 lat funkcję Gwiazdy Polarnej przejmie Wega, a na obecne miejsce biegun wróci dopiero za 25 700 lat. Periodyczne zmiany położenia orbity Księżyca w stosunku do płaszczyzny równika ziemskiego, a tak że zmieniające się wzajemne odległości Słońca, Ziemi i Księżyca są przyczyną niewielkich zmian w precesyjnym ru-chu osi ziemskiej, tzw. nutacji. Amplituda nutacji wynosi +/-9,21" a jej okres 18,7 roku. Ziemia wykonuje obrót wokół swojej osi w cią-gu jednej doby. Jak już wspomnieliśmy w rozdziale mówiącym o cza-sie, definiujemy dwie długości dnia: tzw. dobę gwiazdową i dobę słoneczną. Doba gwiazdowa jest to czas potrzebny na dokonanie przez Ziemię pełnego obrotu dokoła osi, natomiast doba słoneczna wiąże się z obserwowanym dziennym ruchem Słońca na niebie. Doba gwiazdowa trwa 23h56m04,0905s średniego czasu słonecznego. Pod wpływem przypływów i odpływów, a także przemieszczania się mas po-wietrza, obrót Ziemi staje się coraz wolniejszy i doba wydłuża się, w przybliżeniu o jedną tysięczną sekundy w ciągu stu lat. Oprócz tego w obrocie Ziemi obserwuje się nagłe zmiany, których przyczyna na razie nie jest znana. Przypływy i odpływy w skorupie ziemskiej, oceanach i atmosferze wywołują siły grawitacyjne Księ-życa i Słońca. Wysokość przypływu na otwartym oceanie nie przekra-cza 2 m, jednak w zatokach jest znacznie wyższa. Na wybrzeżu atlantyckim Kanady przypływ osiąga maksymalną wysokość aż 18,6 m. Amplituda przypływów i odpływów w skorupie ziemskiej nie przekra-cza 43 cm. Przypływy w atmosferze powodują wahanie ciśnienia at-mosferycznego przy powierzchni Ziemi rzędu kilkuset paskali. Obrót Ziemi sprawia, że na powierzchni planety następują po sobie kolej-no światło i mrok, dzień i noc. Jednak granica między nimi - zmrok - nie jest ostra, gdyż światło ulega w atmosferze rozproszeniu. Natężenie światła o zmierzchu lub o świcie zmienia się w sposób płynny. Świt następuje przed wschodem, natomiast zmierzch po za-chodzie Słońca. O świcie i o zmierzchu górne warstwy atmosfery są jeszcze oświetlone bezpośrednimi promieniami słonecznymi, gdy po-wierzchnia Ziemi tonie już w cieniu ziemskim. Czas, gdy Słońce znajduje się pod horyzontem mniej niż 6°, nazywamy świtem lub zmierzchem cywilnym, gdy mniej niż 12° - świtem lub zmierzchem że-glarskim, natomiast gdy Słońce znajduje się mniej niż 18° pod ho-ryzontem - świtem lub zmierzchem astronomicznym. w czasie świtu i zmierzchu cywilnego możemy jeszcze wykonywać wszystkie normalne prace, do których potrzebne jest światło dzienne. Po rozpoczęciu się zmierzchu żeglarskiego lub pod koniec świtu żeglarskiego wi-dzimy na niebie jaśniejsze gwiazdy, są też jeszcze dobrze widoczne zarysy przedmiotów. Noc zupełna nastaje z chwilą zakończenia się zmierzchu astronomicznego i trwa do początku świtu astronomiczne-go. W okolicy równonocy wiosennej i jesiennej świt i zmierzch są najkrótsze, a w okolicy przesileń - najdłuższe. W naszych szeroko-ściach geograficznych w okresie równonocy świt i zmierzch cywilny trwają 30 min, w okresie przesileń - 50 min. W okresie letniego przesilenia Słońce u nas oświetla górne warstwy atmosfery poprzez biegun północny przez całą noc i nie zanurza się poniżej granicy zmierzchu astronomicznego. W tym okresie astronomiczny zmierzch przechodzi bezpośrednio w astronomiczny świt. W innych porach roku zmierzch astronomiczny trwa około dwóch godzin. Długość dnia i no-cy , a także czas trwania świtu i zmierzchu nie zależą wyłącznie od prędkości obrotu Ziemi, ale także od szerokości geograficznej obserwatora i od położenia Ziemi na orbicie. W gruncie rzeczy Zie-mia jest jak gdyby olbrzymim kołem zamachowym, zachowującym w swo-im ruchu wokół Słońca stałe położenie w przestrzeni. Stąd ziemski równik, którego nachylenie do ekliptyki wynosi 23,4°, jest na oświetlonej części powierzchni raz pod ekliptyką, a innym razem nad nią. Dwa razy w roku, w momentach równonocy wiosennej (około 21 marca) i jesiennej (około 23 września) promienie słoneczne pa-dają prostopadle na równik, a terminator dzieli powierzchnię Ziemi na dwie równe części. Astronomiczna wiosna i jesień na obu półku-lach zaczyna się od dnia równie długiego jak noc. Ponieważ termi-nator jest zawsze prostopadły do kierunku padania promieni sło-necznych, nachylenie osi ziemskiej sprawia, że po równonocy wio-sennej na półkuli północnej z każdym dniem coraz większa część po-wierzchni jest oświetlona przez Słońce, a na półkuli południowej coraz mniejsza jej część. Na północy dni stają się dłuższe, na po-łudniu coraz krótsze. W czasie przesilenia letniego, około 22 czerwca, biegun północny jest odchylony o 23,4° od prostopadłej do płaszczyzny orbity, w kierunku Słońca. Po oświetlonej stronie Zie-mi równik znajduje się pod ekliptyką. Promienie słoneczne w tym czasie padają prostopadle na zwrotnik Raka, którego szerokość, geograficzna wynosi dokładnie 23,4° na północ od równika. Na pół-kuli północnej jest to najdłuższy dzień w roku, na półkuli połu-dniowej - najkrótszy. W obszarach na północ od północnego koła podbiegunowego (66,6° północnej szerokości geograficznej) w dzień przesilenia letniego Słońce nie zachodzi i świeci na niebie nawet o północy, a dzień trwa 24 godziny. W obszarach na południe od po-łudniowego koła podbiegunowego (66,6° południowej szerokości geo-graficznej) Słońce - przeciwnie - nie wzejdzie i noc trwa 24 go-dziny. Po przesileniu letnim dni na półkuli północnej robią się krótsze, natomiast noce dłuższe, na półkuli południowej - przeciw-nie. Po upływie sześciu miesięcy sytuacja się zmienia. W czasie przesilenia zimowego, około 22 grudnia, biegun północny jest od-chylony o 23,4° od prostopadłej do płaszczyzny orbity Ziemi, w kierunku od Słońca. Promienie słoneczne w trakcie przesilenia zi-mowego padają prostopadle na zwrotnik Koziorożca, którego szero-kość geograficzna wynosi dokładnie 23,4° na południe od równika. Na półkuli południowej jest oświetlona większa część powierzchni Ziemi niż na półkuli północnej. Dni na północy są krótsze niż no-ce, na południu - na odwrót. Na półkuli północnej zaczyna się astronomiczna zima, na południowej - lato . W dniu przesilenia zi-mowego w obszarach na północ od północnego koła podbiegunowego Słońce nie wzejdzie. Noc trwa tam 24 godziny. W obszarach na połu-dnie od południowego koła podbiegunowego - na odwrót - Słońce nie zajdzie. świeci na niebie 24 godziny. Po przesileniu zimowym dni na półkuli północnej robią się dłuższe, na południowej - krótsze. Dla obserwatora na biegunie północnym Słońce pozostaje nad hory-zontem przez pół roku, od równonocy wiosennej do jesiennej. Obser-wator na biegunie południowym widzi natomiast Słońce nad horyzon-tem w drugiej połowie roku, od równonocy jesiennej do wiosennej. Lato na półkuli południowej jest cieplejsze niż lato na półkuli północnej , a zimy na półkuli południowej są ostrzejsze niż na półkuli północnej. Wynika to stąd, że w lecie na półkuli północnej Ziemia znajduje się dalej od Słońca niż w okresie letnim na półku-li południowej (w momencie przesilenia letniego jest blisko aphe-lium).

DANE O KSIĘŻYCU

1. Średnica Księżyca: 3 476km
2. Średnia prędkość Księżyca po orbicie okołoziemskiej: 1,023 km/s
3. Okres syderyczny: 27,23167 dnia
4. Okres synodyczny(pomiedzy dwoma identycznymi fazami): 29,53059 dnia
5. Średnia odległość od Ziemi: 384 400 km
6. Masa: 1/81 masy Ziemi