Układ Słoneczny

Nasz układ słoneczny znajduje w galaktyce Drogi Mlecznej, w ramieniu Oriona. Składa się z gwiazdy - Słońca oraz dziewięciu planet. Planety te możemy podzielić na dwie grupy: planety wewnętrzne i planety zewnętrzne. Do planet wewnętrznych zaliczamy licząc w kolejności od Słońca: Merkurego, Wenus, Ziemię i Marsa. Planety te swoją budową przypominają Ziemię. Do planet zewnętrznych zaliczamy Jowisza, Saturna, Urana, Neptuna i Plutona. Wszystkie one za wyjątkiem Plutona są tzw. gazowymi olbrzymami. Rozmiarami swoimi przewyższają znacznie Ziemię. Planety wewnętrzne od planet zewnętrznych oddziela pas asteroid.

Słońce

Dla nas ludzi Słońce jest najważniejszą gwiazdą we Wszechświecie. Wśród gwiazd nie wyróżnia się jednak niczym szczególnym. Mając średnicę około 1400000 km jest gwiazdą średniej wielkości. Słońce znajduje się na ciągu głównym diagramu H-R*. Powstało ono razem z planetami Układu Słonecznego z obłoku gazowo-pyłowego ok. 5 miliardów lat temu. W jego wnętrzu ciągle zachodzą reakcje syntezy termojądrowej (przemiana wodoru w hel). Dzięki nim Słońce emituje olbrzymie ilości energii, głównie w postaci promieniowania elektromagnetycznego na wszystkich długościach fal. Na Słońcu znajduje się około 70 znanych nam pierwiastków, w tym głównie wodór i hel, który zresztą odkryto wcześniej na Słońcu niż na Ziemi (swą nazwę otrzymał od imienia greckiego boga Słońca - Heliosa). Pomimo iż Słońce zawiera ponad 750 razy więcej materii niż reszta Układu Słonecznego razem wzięta, jego paliwo jądrowe wyczerpie się za około 5 miliardów lat. Wtedy to nasza gwiazda powiększy się do rozmiarów czerwonego olbrzyma, powiększając się pochłonie orbitę Merkurego i Wenus. Życie na Ziemi zginie.

Merkury - giermek Słońca

Merkury znajduje się najbliżej Słońca, w średniej odległości wynosi około 58 milionów kilometrów. Na ziemskim niebie znajduje się zawsze w pobliżu tarczy słonecznej, dlatego jest widoczny albo tuż przed świtem, albo zaraz po zachodzie słońca. Merkury podróżuje po swojej orbicie najszybciej ze wszystkich planet. Jego średnia prędkość wynosi ponad 170000 km/godz. (półtora raza więcej niż Ziemi). Dlatego rok na Merkurym (okres obiegu wokół Słońca) wynosi tylko 87,97 dnia (ziemskiego). Natomiast dzień (okres obrotu) trwa tam około 58,65 naszych dni. Merkury jest drugą po Plutonie najmniejszą planetą Układu Słonecznego. Jego średnica na równiku wynosi 4878 km, a masa tylko 0,0553 masy Ziemi. Ciążenie na równiku Merkurego wynosi 0,28 ciążenia ziemskiego. Merkury krążąc tak blisko Słońca otrzymuje 4,7 raza więcej ciepła, światła i innego promieniowania niż Ziemia: temperatura na jego powierzchni dochodzi do 467 C. Ciepło i nikłe przyciąganie grawitacyjne spowodowało, że większość atmosfery Merkurego zdołało już dawno wyparować w przestrzeń kosmiczną. Dzisiejsza, bardzo skąpa atmosfera, składa się głównie z wodoru i helu, które są nawiewane przez wiatr słoneczny. Nachylenie równika do płaszczyzny orbity wynosi 2%. Naukowcy przypuszczają, że Merkury posiada duże jądro żelazo-niklowe, ponad którym leży warstwa lżejszych skał, okryta jeszcze lżejszą skorupą.
Większość danych zawdzięczamy sądzie Mariner 10, która w 1974 r. przeleciała w pobliżu planety. Zdjęcia ukazują powierzchnię, usianą kraterami, bardzo przypominającą powierzchnię Księżyc.

Wenus - toksyczna planeta

Wenus, jest najbliższą Ziemi planetą. Może zbliżyć się „do nas” na odległość zaledwie 42 milionów km. Kształtem i wielkością bardzo przypomina naszą rodzimą planetę. Jej średnica na równiku wynosi 12102 km, masa 0,815 masy Ziemi, a ciążenie na równiku 0,88 ciążenia ziemskiego. Jednak na tym kończą się podobieństwa. Wenus jest dość dziwną planetą, na podstawie pomiarów radarowych określono, że rok na Wenus trwa 224,7 dnia. Okres ten jest zbliżony do okresu obrotu planety wynoszącego 243 dni ziemskich, przy czym co najdziwniejsze Wenus obraca się w przeciwnym kierunku niż Ziemia, ze wschodu na zachód.
Na Wenus panują zaiste piekielne warunki. Temperatura na jej powierzchni przekracza 460 C. Spowodowane jest to wyraźnym efektem cieplarnianym, powstałym na skutek ogromnej ilości dwutlenku węgla w atmosferze, który zatrzymuje promieniowanie słoneczne, wspomagając ogrzewanie planety. Ciśnienie atmosferyczne jest ponad stukrotnie większe niż na Ziemi. Powierzchnię Wenus przysłania szczelna powłoka chmur, chmur kwasu siarkowego. Kwas powstał prawdopodobnie z dwutlenku siarki wyrzuconego podczas wybuchów wulkanów. Chmury te doskonale odbijają światło słoneczne i dlatego Wenus „świeci” tak jasno na naszym niebie (do -4,7m).
Od lat sześćdziesiątych prowadzone były systematyczne obserwacje Wenus za pomocą rożnego typu sond. Począwszy od 1961 r., w którym to były Związek Radziecki wysłał pierwszą sondę z serii Wenera, do Wenery 16 w 1983 r., oraz sond Wega I i Wega II w 1984 r. Stany Zjednoczone wysłały sondy Mariner 2, 5, 10 oraz w 1978 r. dwa statki Pionier i Magellana w 1990 r. Wszystkie dostarczyły nam wielu cennych informacji o tej planecie.

Mars - czerwona planeta

Mars - czwarta w kolejności od Słońca planeta Układu Słonecznego - jest drugim, najbliższym sąsiadem Ziemi. Co 26 miesięcy, kiedy to zarówno Ziemia jak i Mars znajdują się w opozycji , obie planety zbliżają się do siebie na odległość 56 milionów km. Mars porusza się po eliptycznej orbicie w średniej odległości od naszej gwiazdy dziennej wynoszącej 228 mln. km (tj. 1,5 raza dalej niż Ziemia), dokonując pełnego obiegu w ciągu 687 dni. Średnica równika globu marsjańskiego wynosi 6794 km, jest więc prawie dwukrotnie mniejsza od średnicy naszej planety. Masa tego ciała niebieskiego stanowi zaledwie 1/10 masy Ziemi, a co się z tym wiąże, siła ciążenia na jego powierzchni jest 2,5 raza mniejsza niż na naszej planecie. Fakt ten nie pozostaje oczywiście bez wpływu na gęstość marsjańskiej atmosfery, która jest niemal stukrotnie rzadsza od ziemskiej, a głównym jej składnikiem jest dwutlenek węgla (95%). Ponadto zawiera ona ok. 3% azotu, 1,5% argonu oraz znikome ilości tlenu (0,3%)i pary wodnej (ok. 0,1%). Mars jest pod pewnymi względami podobny do Ziemi. Doba na Marsie jest tylko o 40 minut dłuższa niż na ziemska. Natomiast oś obrotu „Czerwonej Planety” jest nachylona do płaszczyzny jej orbity pod kątem 66, a więc zaledwie o 0,5 mniejszym niż to ma miejsce w przypadku Ziemi. Powyższe fakty powodują, że pory roku na Marsie mają podobny przebieg jak na naszej planecie, z tą tylko różnicą, iż marsjańskie są prawie dwukrotnie dłuższe. Na Marsie nie ma oceanów, toteż cała jego powierzchnia szybko reaguje na zmiany temperatury. Pomiary temperatury przeprowadzone przez sądy kosmiczne wykazały, że po stronie dziennej, może ona w niektórych rejonach dochodzić do 30 C, zaś po zapadnięciu zmroku spada do około -90 C, a do -133 C na biegunie podczas zimy. Powierzchnia planety składa się w 2/3 z krzemu i żelaza, a koncentracja siarki jest ponad 100 razy większa niż na Ziemi. Czerwone zabarwienie piasku pochodzi od tlenku żelaza oraz innych związków m.in. siarczku żelaza.
W roku 1877 amerykański astronom Asaph Hall odkrył dwa naturalne satelity Marsa, którym nadał nazwy: Phobos (Trwoga) i Deimos (Strach). Oba księżyce są niewielkimi ciałami o wyraźnie wydłużonym kształcie. Phobos posiada wymiary 27 x 21 km, zaś Deimos 15 x 12 km. Phobos obiega „Czerwoną Planetę” w czasie 7 godzin i 40 minut, czyli znacznie szybciej niż obraca się wokół własnej osi. Natomiast Deimos porusza się po znacznie dalszej orbicie, dokonując pełnego obiegu w ciągu 30 godzin i 18 minut. Przypuszcza się, że Phobos i Deimos były kiedyś dwiema niewielkimi planetoidami, które zbliżyły się zbytnio do „Czerwonej Planety” i zostały przechwycone przez jej siły grawitacyjne.
Pierwszą sondą, która została wysłana w kierunku Marsa była, wystrzelona w 1971 r. amerykańska sonda Mariner 9. Krążąc na orbicie przesłała na Ziemię setki zdjęć ukazujących nawet obiekty o rozmiarach do 100 m. Pięć lat później wysłane przez amerykańskich uczonych dwie bliźniacze sondy Viking 1 i Viking 2 wylądowały na powierzchni Marsa. Orbitery sond Viking zarejestrowały występowanie na tej planecie kilku wulkanów tarczowych, z których największy - noszący nazwę Olympus Mons - posiada u podstawy średnicę 600 km, zaś jego szczyt wznosi się na wysokość 26 km ponad średni poziom planety, oraz Valles Marineris - układu wielkich kanionów znajdujących się w pobliżu równika, mających znacznie ponad 5000 km długości; głębokość kanionów wynosi ok. 7 km. Były Związek Radziecki również wysłał kilka sond, z których trzy: Mars 2 (27 XI 1971), Mars 3 (2 XII 1971) i Mars 6 (12 III 1974) wylądowały na Marsie. O godzinie 18:56 4 lipca 1997 roku wysłana przez NASA 2 grudnia 1996 roku sonda Mars Pathfinder wylądowała na „Czerwonej Planecie”. We wrześniu tego roku na orbitę okołomarsjańską weszła sonda Mars Global Surveyor. Obie misje miały na celu dostarczenie danych potrzebnych do przygotowania projektu załogowej wyprawy na Marsa.

Jowisz - władca planet

Jowisz jest największą planetą Układu Słonecznego. Skupia w sobie około 71% materii orbitującej wokół Słońca. Jest to olbrzymia kula gazu o średnicy 142984 km masie 318 razy większej od masy Ziemi. Przypuszcza się, że posiada centralne skalista jądro o średnicy ok. 30000 km, składające się głównie żelaza i krzemianów. Jądro otacza sfera wodoru w postaci metalicznej (najgłębiej), ciekłej i gazowej (na zewnątrz). Tą ostatnią możemy oglądać z Ziemi. Oglądając Jowisza nawet przez niewielką lunetę możemy spostrzec wyraźne spłaszczenie na biegunach. Kształt ten wynika głównie z płynnego składu planety, oraz szybkiego obrotu wokół własnej osi (doba na Jowiszu trwa tylko 9,841 godz.; rok 11,8 lat ziemskich). Atmosfera jowiszowa posiada wiele cech wskazujących na silną cyrkulację w jej zewnętrznych warstwach. Związane jest to z różnymi prędkościami obrotu. Na równiku cyrkulacja jest najszybsza, a na biegunach najwolniejsza. Czasami powstają w atmosferze ogromne plamy, przypominające swym kształtem cyklon. Przykładem może być to tzw. Wielka Czerwona Plama, którą po raz pierwszy zaobserwowano w latach pięćdziesiątych XVII w. Plama obraca się w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara z okresem ok. 6 dni. Obecnie ma 26200 km długości i 13800 km szerokości. Podejrzewa się, że plama ta jest wielkim antycyklonem,; wystaje ona 8 km ponad otaczające ją chmury. Naukowcy sądzą, że czerwony kolor spowodowany jest obecnością fosforu, który wydobywa się razem z poruszającą się od dołu ku górze materią w postaci fosfowodoru (PH3), który rozkłada się wydzielając czerwony fosfor. Jowisz posiada 16 naturalnych satelitów, z których największe cztery (Io, Europa, Ganimedes, Kalisto) zaobserwował po raz pierwszy przez swoją lunetę Galileusz. Io, orbitująca w średniej odległości 421600 km od środka planety jest najbardziej interesująca. Obiega ona Jowisza w płaszczyźnie równikowej w ciągu 1,77 dnia. Podlega ciągłym oddziaływaniom grawitacyjnym, które powodują podgrzewanie jej wnętrza. Rezultatem tego jest jej olbrzymia aktywność wulkaniczna. Wybuchy wulkanów na Io wyrzucają siarkę i inne substancje chemiczne. Część tego materiału pozostaje jako ślad wzdłuż orbity Jowisza. Następnym satelitą jest Europa okrążająca Jowisza co 3,55 dnia. Jej Euroerzchnia wolna od kraterów uderzeniowych, całkowicie pokryta jest lodem. Za ziejpą w odległości 2,5 raza większej od Jowisza niż Io znajduje się największy z księżyców - Ganimedes. Jest to stary satelita, z powierzchnią niegdyś silnie bombardowaną przez meteoryty, która później zlodowaciała. Najbardziej oddalona od Jowisza jest Kalisto. Z wyglądu i wielkości przypomina Ganimedesa. Jej powierzchnia usiana jest kraterami różnej wielkości. Na uwagę zasługuje tu tzw. Basen Valhalla, kolisty obszar o średnicy około 600 km, powstały prawdopodobnie na skutek zderzenia z asteroidą.
Do 7 grudnia 1995 roku, kiedy to wysłana przez NASA sonda kosmiczna Galileo stała się pierwszym sztucznym satelitą Jowisza, wszelkie dane o tej planecie opierały się wyłącznie na informacjach dostarczonych przez sądy Voyager. Wysłany przez sondę Galileo próbnik atmosferyczny dostarczył nam wielu interesujących danych dotyczących składu chemicznego atmosfery Jowisza, panujących tam warunków i ruchów mas gazów.

Saturn - świat pierścieni

Saturn jest chyba najpiękniejszą planetą w Układzie Słonecznym. Rozmiarem ustępuje tylko Jowiszowi. Saturn należy do rodziny gazowych olbrzymów (średnica na równiku 120536 km). Jego układ pierścieni, jest największy i najbardziej widowiskowy. Gęstość Saturna jest bardzo mała, zaledwie 0,69 gęstości wody. Naukowcy wnioskują z przeprowadzonych obliczeń, że Saturn posiada centralne, skaliste jądro, które otacza warstwa metalicznego wodoru, wokół którego zaś skupia się reszta materii Saturna w postaci wodoru i helu w stanie gazowym. Dzięki szybkiemu obrotowi wokół własnej osi (10,233 godz.) i mniejszej masie (95,181 masy Ziemi), niż w przypadku Jowisza, Saturn jest najbardziej spłaszczoną planetą okrążającą Słońce.
Pierścienie są najbardziej charakterystycznym tworem Saturna. Ich grubość nie przekracza 1km, a powstanie jest ciągle zagadką. Po raz pierwszy zobaczył je włoski astronom Galileo Galilei w lipcu 1610 r.
Dokonane podczas przelotu sond Voyager zdjęcia, dostarczyły naukowcom wiele interesujących danych, o charakterze i budowie zarówno planety i jej pierścieni, jak i jej satelitów (przynajmniej 22). Większość z nich to tzw. Satelity pasterskie, ze średnicą nie przekraczającą 400 km, które utrzymują i nie pozwalają rozproszyć się materii pierścieni. Największym satelitą tej planety, jest Tytan o średnicy 5150 km. Jest on na tyle duży, że posiada atmosferę. Atmosferę na tyle gęstą, że przesłania ona całkowicie jego powierzchnię. W październiku bieżącego roku w kierunku Saturna została wystrzelona sonda Cassini, której zadaniem będzie dokładne zbadanie atmosfery Tytana.

Uran - niebieski, zimny i daleki

W 1781 roku angielski astronom William Herschel odkrył siódmą planetę Układu Słonecznego - Urana. Jest on kolejnym gazowym olbrzymem (średnica na równiku 51118 km; masa 14,531 masy Ziemi). Okrąża Słońce w średniej odległości 2,87 miliarda km, raz na 84 lata. Jest on dosyć osobliwym przypadkiem. Jego oś obrotu leży prawie dokładnie w płaszczyźnie orbity, odchylona od niej tylko o 8. Powoduje to, że Uran okrążając Słońce „toczy się” (jeden obrót trwa 17,9 godz.). Uważa się, iż planeta ta posiada skaliste jądro, otoczone płaszczem złożonym z lodów wody, amoniaku i metanu. Atmosfera natomiast składa się głównie z helu, wodoru i metanu, który to absorbując część czerwoną widma słonecznego, powoduje niebieskie zabarwienie tarczy planety. Uran, podobnie jak Jowisz posiada pasmo cienkich pierścieni, które składają się z mikroskopijnych okruchów materii. Jego pierścienie są zbyt małe, aby je dostrzec z Ziemi. Wiele z nich posiada średnicę liczoną w metrach a nawet centymetrach. Uranowi towarzyszy piętnaście satelitów, z których tylko pięć ma dość duże rozmiary. Licząc od najbliższego planety, to: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania i najdalszy Oberon.
Większość danych dotyczące tej planety pochodzą z sondy Voyager 2, która jako jedyna przeleciała w pobliżu Urana.

Neptun i Pluton - granice Układu Słonecznego

Po odkryciu Urana naukowcy zauważyli nieregularności w orbicie Urana. Podejrzewali istnienie następnej planety. I rzeczywiście po długich obserwacjach i żmudnych obliczeniach 23 września 1846 po raz pierwszy zaobserwował Neptuna, krążącego w średniej odległości 4,49 miliarda kilometrów od Słońca, niemiecki astronom Johann Gottfried Galleo. Pod wieloma względami Neptun jest bardzo podobny do Urana. Trochę mniejszy (średnica na równiku 49528 km) o masie ponad 17 razy większej od masy Ziemi. Jego gęstość wynosi 1,64 gęstości wody. Ze względu na gigantyczną odległość od Słońca, rok na Neptunie trwa ponad 164,7 roku ziemskiego. Natomiast okres obrotu wokół własnej osi równa się 19,2 godz. Posiada on jak wszystkie gazowe olbrzymy skaliste jądro, otoczone lodowym płaszczem wody, amoniaku i metanu. Jego atmosfera, tak jak i w przypadku Urana składa się z wodoru, helu i metanu i jest również koloru niebieskiego. Posiada on także układ pierścieni (trzech). Neptunowi towarzyszy osiem satelitów, z tego dwa największe to Tryton i Nereida.
Sonda Voyager 2 dostarczyła wielu zaskakujących danych, spośród których najbardziej interesujące okazały się dane dotyczące układu chmur na Neptunie. Okazało się, iż posiada on długowieczną, niebieską plamę, nazwaną Wielką Ciemną Plamą, o wymiarach 14000 km (wschód-zachód) na 6667 km (północ-południe).

Po odkryciu Neptuna naukowcy dalej zastanawiali się nad nieregularnością ruchów tej planety i Urana. Długoletnie obserwacje mające na celu wyjaśnienie tego zjawiska doprowadziły do odkrycia w 1930 roku przez amerykańskiego astronoma Clyde`a Tombaugh dziewiątej planety - Plutona. Jest on niewątpliwie najmniejszą planetą naszego układu. Jego średnica wynosi 2300 km, a masa zaledwie 0,0022 masy Ziemi. Okrąża on Słońce raz na 248,54 roku ziemskiego, po najbardziej nietypowej orbicie. Orbita Plutona ma bardzo duży mimośród i chociaż jego średnia odległość od Słońca wynosi 5,913 miliarda km, to jednak czasami zbliża się on na tyle, iż znajduje się wewnątrz orbity Neptuna. Właśnie teraz, aż do roku 1999 Neptun jest i będzie najdalszą planetą Układu Słonecznego. Naukowcy uważają, że Pluton nie jest planetą, lecz oderwanym od macierzystej planety satelitą. Co ciekawe posiada on własnego satelitę, Charona, który został odkryty w 1978 roku przez Jamesa Christy`ego.

Ziemia i Księżyc - układ podwójny?

Nie będę tutaj rozpisywał się, charakteryzując naszą rodzimą planetę, uważam bowiem, iż każdy z nas wie o niej wystarczająco dużo, chociażby z lekcji geografii. Skupię się tyko na naszym najbliższym sąsiedzie, Księżycu.
Księżyc jest naturalnym towarzyszem naszej planety. Do jego obserwacji nie potrzeba żadnych specjalnych instrumentów. Wystarczy spojrzeć na niego gołym okiem. Dzięki użyciu zwykłej lornetki możemy zaobserwować na jego powierzchni sporą ilość szczegółów. Jak wszystkie planety i satelity świeci on tylko światłem odbitym. Okrążając Ziemię w ciągu 27,3 doby, Księżyc ukazuje nam swoje kolejne fazy. Długość pełnego cyklu faz wynosi 29,5 doby (miesiąc synodyczny). Różnica pomiędzy miesiącem synodycznym, a pełnym okręgiem zatoczonym przez Księżyc na tle gwiazd wynika z ruchu Ziemi dookoła Słońca.
Układ Ziemia-Księżyc nie bez powodu nazywany jest przez wielu naukowców podwójnym układem planetarnym. Masa Ziemi jest tylko 81 razy większa od masy Księżyca, gdy np. Jowisz jest ponad 12000 razy cięższy od swojego najmasywniejszego satelity, Saturn 4000 razy od olbrzymiego Tytana, a Uran 28000 razy od Oberona. Najwyraźniej układ Ziemi i Księżyca jest nietypowy.
Badania przeprowadzone zarówno przez sondy jak i załogowe misje wskazują na to, iż nasz satelita (???) ma centralne jądro o średnicy ok. 600 zbudowane z częściowo stopionych skał, otoczone jądrem zewnętrznym grubości 350 km. Księżycowy płaszcz i skorupa mają razem średnicę 1070 km.

Planetoidy - kosmiczny rumosz

Planetoidy często zwane także asteroidami, są małymi odłamami skalnymi przypominającymi swoim kształtem i rozmiarami księżyce Marsa (Phobos`a i Deimos`a). Ich średnice rzadko przekraczają 200 km. Największe z nich to: Ceres o średnicy ok. 1000 km, Pallas (600km) i Westa (550km). Do tej pory odkryto już kilka tysięcy asteroid. Większość z nich krąży pomiędzy orbitą Marsa a Jowisza, są również dwie inne grupy planetoid zgrupowane po obu stronach Jowisza, tzw. Trojanie.

Komety - przybysze z głębi kosmosu

Komety to jedne z najbardziej interesujących składników Układu Słonecznego. Są to bryły lodu, o średnicy do kilkunastu km. „Podróżując” po orbitach o dużym mimośrodzie, wraz ze zbliżaniem się do Słońca lód w nich zawarty zaczyna się topić i w postaci pary uciekać w kosmos. Na skutek działania wiatru słonecznego gazy zostają spychane w kierunku od Słońca, tworząc wspaniałe warkocze. Każda kometa posiada dwa ogony: jeden złożony z pyłu, a drugi ze zjonizowanego gazu - plazmy. Do najsłynniejszych komet, należy znana nam wszystkim kometa Halleya, okrążająca Słońce raz na 76 lat. Ostatni raz przeleciała w pobliżu Ziemi w 1986 roku. Jej ponownej wizyty spodziewamy się dopiero w 2061 roku. Podczas jej ostatniego przelotu sonda Giotto zbliżyła się do niej dostarczając na Ziemię wielu ciekawych danych, m.in. dowiedzieliśmy się, że poza jak oczekiwano węglem, żelazem, wapniem, krzemem, magnezem, potasem i tlenem jądro komety składa się również z wodoru, azotu i wielu związków organicznych. Ostatnie lata „obfitowały w komety”. W 1996 roku na niebie pojawiła się kometa Hyakutake, następnie niecały rok później ukazała nam się kometa Hale-Bopp, jednogłośnie nazwana przez astronomów kometą stulecia. Była jedną z najlepiej widocznych i najbardziej efektownych komet jakie zaobserwowano.

* - Diagram H-R został sporządzony przez Duńczyka Ejnar`a Hertzsprung`a i amerykanina Henry`ego Russel`a. Odkryli oni, iż temperatura (typ widmowy) i prawdziwa jasność (jasność absolutna) gwiazdy są ze sobą ściśle związane. Diagram przedstawia zależność pomiędzy tymi dwoma wartościami. Większość gwiazd zgrupowana jest na pasie biegnącym od lewego górnego rogu do prawego dolnego, tzw. ciąg główny. Są to gwiazdy o wielkości zbliżonej do Słońca. Świecą one spokojnie przez cały okres swojego życia. Słońce znajduje się mniej więcej w środku tego wykresu. Powyżej umieszczone są gwiazdy gorące i co za tym idzie jasne, poniżej zimne, mające jasność równą ułamkowi jasności Słońca.

Bibliografia:

Colin A. Roan: Dzieje wszechświata
Kerrod Robin: Układ Słoneczny
Kerrod Robin: Gwiazdy i Galaktyki
David H.Levy: Niebo. Poradnik użytkownika
Vademecum miłośnika astronomii, nr: 1-1992; 4-1996; 1-1997; 2-1997; 3-1997
Wiedza i życie, nr 2/1996 i 9/1997