# data[].attributes.headline
Uran − gazowy olbrzym, siódma w kolejności od Słońca planeta Układu Słonecznego. Jest także trzecią pod względem wielkości i czwartą pod względem masy planetą naszego systemu

# data[].attributes.subject
Uran − gazowy olbrzym, siódma w kolejności od Słońca planeta Układu Słonecznego. Jest także trzecią pod względem wielkości i czwartą pod względem masy planetą naszego systemu

# data[].attributes.body
Nazwa planety pochodzi od Uranosa, który był bogiem i uosobieniem nieba w mitologii greckiej (klasyczna greka: Οὐρανός), ojcem Kronosa (Saturna) i dziadkiem Zeusa (Jowisza).

# data[].attributes.body
Mars – czwarta, według oddalenia od Słońca, planeta Układu Słonecznego. Nazwa planety pochodzi od imienia rzymskiego boga wojny – Marsa. Zawdzięcza ją swej barwie, która przy obserwacji z Ziemi wydaje się rdzawo-czerwona i kojarzyła się starożytnym rzymianom z pożogą wojenną. Postrzegany odcień wynika stąd, że powierzchnia planety zawiera tlenki żelaza. Mars jest planetą wewnętrzną z cienką atmosferą, o powierzchni usianej kraterami uderzeniowymi, podobnie jak powierzchnia Księżyca i wielu innych ciał w Układzie Słonecznym. Występują tu różne rodzaje terenu, podobne do ziemskich: wulkany, doliny, pustynie i polarne czapy lodowe. Okres obrotu wokół własnej osi jest niewiele dłuższy niż Ziemi i wynosi 24,6229 godziny (24 h 37 min 22s). Na Marsie znajduje się najwyższa góra w Układzie Słonecznym – Olympus Mons i największy kanion – Vales Marineris. Na marsie znajduje się największa na półkuli północnej obejmuje 40% powierzchni planety i może być pozostałością ogromnego uderzenia. W przeciwieństwie do Ziemi, Mars jest geologicznie i tektonicznie nieaktywny.

# data[].attributes.body
Ziemia jest jedyną planetą zamieszkaną przez różnorodne organizmy. Czynniki zapewniające życie na naszej planecie to energia słoneczna oraz woda w ciekłym stanie skupienia, a także warstwa atmosfery, która stanowi ochronę przed szkodliwym promieniowaniem słońca.

# data[].attributes.body
Ziemia powstała jako część tworzącego się Układu Słonecznego, który uformował się z wielkiej wirującej chmury gazu, pyłu i skał. Jednocześnie z tworzeniem się Słońca w wirującym dysku zachodziły procesy tworzenia się planet. Materia wirująca z odpowiednią prędkością nie spadała do centrum. Powstające w dysku niejednorodności narastały i powiększały się, różnice w prędkości obrotowej sprawiały, że zagęszczenia przyjmowały najpierw formę pierścieni, później, gdy wystąpiły w nich większe gęstości, pod wpływem grawitacji trwał lokalny proces dalszego ich zagęszczania. Sukcesywnie dochodziło do kolizji różnych obiektów, co prowadziło do powiększania ich masy. Ważną rolę odegrały w tym gazy, które wyhamowywały obiekty i umożliwiały im zlepianie się. W ten sposób powstały protoplanety. Jedną z nich, oddaloną od Słońca o około 150 milionów kilometrów, była Ziemia.

# data[].attributes.body
Trzecia planeta Układu Słonecznego – leży w średniej odległości od Słońca równej 149 598 261 km. Orbita wokółsłoneczna Ziemi nie jest jednak orbitą kolistą, ale eliptyczną, a Słońce położone jest w jednym z ognisk tej elipsy. Czas obiegu Ziemi wokół Słońca definiuje jedną z podstawowych jednostek czasu, czyli rok. Rok gwiazdowy to okres między kolejnymi dwoma momentami przejścia Słońca na tle tych samych gwiazd i wynosi on dla Ziemi 365 dni ziemskich 6 godzin 9 minut i 9,54 sekundy. Prędkość liniowa ruchu Ziemi po orbicie wynosi średnio 29,8 km/s, ale zmienia się w zależności od położenia w danym punkcie orbity. Charakteryzuje się najszybszym spośród wszystkich planet obrotem wokół własnej osi.

# data[].attributes.body
Ziemia jest zbudowana z trzech warstw: jądra, płaszcza  i skorupy ziemskiej. W jądrze Ziemi panują ogromne ciśnienie i wysoka temperatura. Rozróżnia się w nim dwie części - stałe jądro wewnętrzne i ciekłe jądro zewnętrzne. W plastycznym płaszczu zarówno ciśnienie, jak i temperatura są niższe niż w jądrze. Zewnętrzna warstwa Ziemi - skorupa ziemska - jest cienka.

# data[].attributes.headline
Ziemia jest zbudowana z substancji prostych

# data[].attributes.subject
Ziemia jest zbudowana z substancji prostych

# data[].attributes.body
W składzie skorupy ziemskiej wyodrębniono 92 substancje proste. Substancje te połączone ze sobą trwale w określony sposób tworzą minerały - składniki skał - i całą przyrodę nieożywioną. Spośród składników skorupy ziemskiej często wykorzystuje się substancje metaliczne. Przedmioty metalowe mają połysk zwany metalicznym. Substancje niemetaliczne, to takie, które nie mają właściwości metalicznych, występują w trzech stanach skupienia.

# data[].attributes.body
Ziemia wykonuje pełny obrót (o 360°) z zachodu na wschód w ciągu 24h (doby). Oznacza to, że w ciągu godziny obraca się o 15°, a w ciągu czterech minut o 1°. Ponieważ Ziemia się obraca, Słońce zawsze oświetla tylko jedną półkulę. Na oświetlonej półkuli jest dzień, a w tym czasie na nieoświetlonej jest noc. Występowanie dni i noc jest następstwem ruchu obrotowego Ziemi.

# data[].attributes.body
Posługiwanie się czasem jest niewygodne, ponieważ nawet w sąsiadujących ze sobą miejscach jest on różny. Aby na większym obszarze obowiązywała ta sama godzina, na Ziemi wydzielono 24 stref czasowe. Każda strefa o szerokości 15° ma inny czas różniący się o jedną godzinę od sąsiedniej strefy.

# data[].attributes.body
Ruch Ziemi wokół Słońca to ruch obiegowy, który trwa  365 dni 5h 49min. W czasie ruchu obiegowego Ziemia wykonuje również ruch obrotowy wokół własnej osi. Powoduje on zmiany oświetlenia kuli ziemskiej w ciągu roku.Oś ziemska jest nachylona do płaszczyzny orbity Ziemi pod kątem około 66°.

# data[].attributes.body
W ciągu roku zmienia się miejsce oraz czas wschodów i zachodów Słońca, a tym samym długość dni i nocy. Dwa razy w roku, 21 marca i 23 września, występują dni równonocy - wiosennej i jesiennej. Obie półkule są wtedy jednakowo oświetlone. Przesilenie - 22 czerwca - to najdłuższy dzień w roku. Przesilenie zimowe - 22 grudnia - najkrótszy dzień w roku na półkuli północnej.

# data[].attributes.headline
Wpływ zmian oświetlenia Ziemi na organizmy 

# data[].attributes.subject
Wpływ zmian oświetlenia Ziemi na organizmy 

# data[].attributes.body
Rytmiczne następstwo pól roku wyznacza czas aktywności wypoczynku mieszkańców Ziemi. Również rośliny i zwierzęta poddają się temu rytmowi. Niektóre zwierzęta żyjące w strefie umiarkowanej zapadają w sen zimowy, aby przeczekać najgłodniejsze dni, kiedy trudno zdobyć pożywienie. Rośliny jednocześnie zamierają na zimę, a wieloletnie trwają w uśpieniu.

# data[].attributes.body
Saturn jest planetą należącą do Układu Słonecznego. Jest oddalony od Słońca o odległość przekraczającą dziesięciokrotnie odległość naszej planety od Słońca. Saturn jest drugą co do wielkości planetą Układu Słonecznego. Należy do grupy planet gazowych. Skład chemiczny, budowa oraz bilans energetyczny tego gazowego olbrzyma są prawie identyczne jak Jowisza. Saturn bardzo szybko obraca się wokół własnej osi, czas obrotu wynosi około 10,23 godziny. Tak szybki obrót wokół własnej osi i wskutek działania siły odśrodkowej, planeta charakteryzuje się wyraźnymi spłaszczeniami na biegunach. Promienie równikowy i biegunowy Saturna różnią się miedzy sobą o około 11%. Do najbardziej charakterystycznych i wyróżniających cech Saturna należy otaczający go w płaszczyźnie równikowej system pierścieni.

# data[].attributes.body
System pierścieni Saturna składa się z dwóch współśrodkowych obręczy, które oddziela tak zwana przerwa Cassiniego oraz trzeciej, mniej wyraźnej obręczy. Tak naprawdę Saturn jest otoczony przez siedem pierścieni, ale tylko trzy są doskonale widoczne z powierzchni Ziemi, nawet przy użyciu słabych instrumentów optycznych. Szacuje się, że średnica tego charakterystycznego układu pierścieni Saturna wynosi 250 tysięcy kilometrów, a ich grubość to tylko 1,5 kilometra. W związku z tym należy przypuszczać, że ich masa jest niewielka – gdybyśmy mogli zrobić z nich bryłę o zwartej strukturze jej średnica wynosiłaby zaledwie 100 kilometrów. Pierścienie Saturna składają się w głównej mierze z pojedynczych brył lodu oraz okruchów skalnych pokrytych zamarzniętą wodą. Ich rozmiar znacznie się różni. Występują zarówno bryły o wielkości jednego centymetra, są też takie których średnica sięga kilku metrów. Większe bryły obiegają Saturn po orbitach nieznacznie się od siebie różniących. Pod koniec lat 70-tych sondzie kosmicznej Pioneer 11 udało się przejść przez system pierścieni, co pozwoliło na odkrycie kolejnych szczegółów dotyczących ich struktury. Z kolei sony Voyager odkryły w latach 1980 i 1981 istnienie kilkuset oddzielnych struktur pierścieniowych.

# data[].attributes.body
Saturn to szósta planeta Układu Słonecznego wg oddalenia od Słońca. Jest to gazowy olbrzym, drugi pod względem masy i wielkości po Jowiszu, a przy tym paradoksalnie o najmniejszej gęstości ze wszystkich planet całego Układu Słonecznego. Saturn był już znany w świecie starożytnym. Został odkryty przez Starożytnych Babilończyków w XV w. p.n.e. Charakterystyczną jego cechą są pierścienie składające się głównie z lodu i (w mniejszej ilości) odłamków skalnych, łączących się we wstęgi w zależności od gęstości. Jako pierwszy to zjawisko wokół Saturna zauważył Galileusz w 1610r, ale ponieważ posługiwał się słabym teleskopem, sądził, że Saturn jest planetą potrójną. W 1655r istnienie pierścienie potwierdził Christiaan Huygens.

# data[].attributes.body
Ze względu na małą gęstość, szybki obrót i płynny stan większości tworzącej go materii Saturn jest spłaszczony na biegunach i wybrzuszony na równiku. Jego równikowe i biegunowe promienie różnią się prawie o 10% (równikowy – 60 268 km, biegunowy – 54 364 km). Pozostałe planety-olbrzymy są również spłaszczone, lecz w mniejszym stopniu. Saturn to jedyna planeta w Układzie Słonecznym o średniej gęstości mniejszej od gęstości wody. Chociaż jądro Saturna jest znacznie gęstsze od wody, to ze względu na gazową atmosferę średnia gęstość planety to zaledwie 0,69 g/cm³. Masa Saturna jest 95 razy większa niż masa Ziemi.

# data[].attributes.body
Saturn jest planetą należącą do Układu Słonecznego. Jest oddalony od Słońca o odległość przekraczającą dziesięciokrotnie odległość naszej planety od Słońca. Saturn jest drugą co do wielkości planetą Układu Słonecznego. Należy do grupy planet gazowych. Skład chemiczny, budowa oraz bilans energetyczny tego gazowego olbrzyma są prawie identyczne jak Jowisza. Saturn bardzo szybko obraca się wokół własnej osi, czas obrotu wynosi około 10,23 godziny. Tak szybki obrót wokół własnej osi i wskutek działania siły odśrodkowej, planeta charakteryzuje się wyraźnymi spłaszczeniami na biegunach. Promienie równikowy i biegunowy Saturna różnią się miedzy sobą o około 11%. Do najbardziej charakterystycznych i wyróżniających cech Saturna należy otaczający go w płaszczyźnie równikowej system pierścieni.

# data[].attributes.headline
Wenus- jest drugą planetą od słońca.Jej wielkość sięga 4,6m i jest wystarczająca, aby światło odbite od Wenus powodowało powstawanie cieni.Nazwa planety wzięła się od rzymskiej bogini miłości, Wenus. Na niebie planeta jest widoczna tylko przez około trzy godziny przed wschodem Słońca.

# data[].attributes.subject
Wenus- jest drugą planetą od słońca.Jej wielkość sięga 4,6m i jest wystarczająca, aby światło odbite od Wenus powodowało powstawanie cieni.Nazwa planety wzięła się od rzymskiej bogini miłości, Wenus. Na niebie planeta jest widoczna tylko przez około trzy godziny przed wschodem Słońca.

# data[].attributes.headline
Wenus jest planetą skalistą, typu ziemskiego. Jest nazywana „planetą bliźniaczą” albo „siostrą Ziemi” ze względu na podobną wielkość, masę i skład chemiczny. Na tej planecie nie żyją organizmy żywe. Istnieje przypuszczenie, że w przeszłości na planecie znajdowały się oceany tak jak na ziemi , lecz wyparowały bo temperatura powierzchni wzrosła.Obecnie Wenus jest suchy i pustynny, tworzony przez pokryte pyłem skały.

# data[].attributes.subject
Wenus jest planetą skalistą, typu ziemskiego. Jest nazywana „planetą bliźniaczą” albo „siostrą Ziemi” ze względu na podobną wielkość, masę i skład chemiczny. Na tej planecie nie żyją organizmy żywe. Istnieje przypuszczenie, że w przeszłości na planecie znajdowały się oceany tak jak na ziemi , lecz wyparowały bo temperatura powierzchni wzrosła.Obecnie Wenus jest suchy i pustynny, tworzony przez pokryte pyłem skały.

# data[].attributes.body
Wenus jest jedną z czterech planet skalistych w Układzie Słonecznym. Pod względem wielkości i masy jest bardzo podobna do Ziemi, przez co często opisywana jest jako siostra naszej planety. Średnica Wenus wynosi 95% ziemskiej, a jej masa jest równa 81,5% masy Ziemi. Jednakże warunki na powierzchni Wenus różnią się diametralnie od tych na Ziemi z powodu gęstej atmosfery, złożonej głównie z dwutlenku węgla. Stanowi on 96,5% masy atmosfery, podczas gdy pozostałe 3,5% to głównie azot

# data[].attributes.body
podobieństwa wielkości i gęstości między Wenus a Ziemią sugerują, że obie planety mają podobną budowę wewnętrzną, mają jądro, płaszcz i skorupę. Podobnie jak ziemskie, jądro Wenus jest przynajmniej częściowo płynne, ponieważ wnętrza obu planet ochładzają się w podobnym tempie. Mniejsza średnica i masa Wenus sugerują, że w jej wnętrzu panuje ciśnienie nieco mniejsze niż we wnętrzu Ziemi. Największą różnicą między obiema planetami jest brak tektoniki płyt na Wenus, prawdopodobnie związany ze znikomą zawartością wody w skorupie i skałach płaszcza. Skutkiem tego jest zmniejszony odpływ ciepła z wnętrza planety i jego wolniejsze ochładzanie, a to jest prawdopodobnym wytłumaczeniem braku pola magnetycznego.

# data[].attributes.body
Gazowy olbrzym, ósma, najdalsza od Słońca planeta w Układzie Słonecznym. Nazwa planety pochodzi od rzymskiego boga mórz Neptuna. Wśród planet Układu Słonecznego jest czwartą pod względem średnicy i trzecią pod względem masy. Jasność Neptuna nigdy nie przekraczała 7,6 wielkości gwiazdowej. Neptun obiega Słońce w odległości 30,0 j.a. po prawej kołowej orbicie, położonej niemal w płaszczyźnie ekliptyki. Zakreślenie pełnej orbity zajmuje planecie blisko 165 lat, a porusza się ona że średnią prędkością 5,4 km/s. Stosunkowo szybko wiruje wokół osi nachylonej do płaszczyzny orbity pod kątem 6 °; pełny obrót trwa 6,1 godziny.

# data[].attributes.body
Wenus ma gęstą atmosferę, która składa się głównie z dwutlenku węgla i niewielkiej ilości azot. Masa atmosfery jest 93 razy większa od ziemskiej, podczas gdy ciśnienie na powierzchni planety jest około 92 razy większe niż na Ziemi i odpowiada ciśnieniu w ziemskich oceanach na głębokości prawie 1 km. Gęstość przy powierzchni wynosi 65 kg/m³ (6,5% gęstości wody). Bogata w dwutlenek węgla atmosfera, w której występują grube chmury dwutlenku siarki, generuje najsilniejszy efekt cieplarni na planetach Układu Słonecznego, przez co temperatura na powierzchni sięga 460 °C .

# data[].attributes.body
Jest jedyną planetą w Układzie Słoneczny, której istnienie zostało wykazane nie na podstawie obserwacji nieba ale na drodze obliczeń matematycznych. Niespodziewane zmiany w ruchu orbitalnym Urana doprowadziły astronomów do wniosku, że podlega on perturbacjom pochodzącym od nieznanej planety (Neptuna). Potwierdzone to zostało obserwacja przez Johanna Galle w miejscu przewidzianym przez Urbaina Le Verriera.

# data[].attributes.body
Neptun - nazwa pochodzi od rzymskiego boga mórz Neptuna (grecki odpowiednik - Posejdon) a jego księżyce imionami pomniejszych bóstw morskich.

# data[].attributes.body
14

# data[].attributes.body
* Najada
* Talassa
* Despoina
* Galetea
* Larossa
* S/2004 N 1
* Proteusz
* Tryton
* Nereida
* Halinede
* Sao
* Laoneda
* Psamathe
* Neso

Ciekawostka
S/2004N 1 został odkryty w2013r.

# data[].attributes.body
mln km - 4498,3
au - 30,069

ciekawostka
149,6 mln km  = 1 jednostka astronomiczna (AU)

# data[].attributes.body
Księżyce Marsa – dwa naturalne satelity, czwartej według oddalenia od Słońca, planety Układu Słonecznego. Są to obiekty skalne o nieregularnych kształtach, zryte kraterami – pozostałościami po bombardowaniu ich przez większe lub mniejsze meteoryty.

Jak się obecnie przypuszcza, nie są to księżyce w klasycznym rozumieniu, a raczej przechwycone przez siły grawitacyjne Marsa planetoidy.

# data[].attributes.body
Mars uformował się w ciągu dwóch do czterech milionów lat, u zarania dziejów Układu Słonecznego. Jest to czas znacznie krótszy niż w przypadku Ziemi (50 -100 mln lat). Stwierdzenie to pozwala wytłumaczyć dlaczego Mars jest taki mały (ok. 11% masy Ziemi), mimo że z dynamiki formacji planet wiemy, że ściągając na siebie planetozymale powinien był urosnąć do rozmiaru swoich większych sióstr – Ziemi i Wenus. Tymczasem zdaje się, że nigdy nie opuścił planetarnego żłobka.

# data[].attributes.body
1. Mars obraca się wokół własnej osi w ciągu 24h, 37 minut i 22 sekund.

2. Na Marsie znajduje się najwyższa góra w Układzie Słonecznym – Góra Olimp. Jest to wygasły wulkan tarczowy mający wysokość około 26 km.

3. Średnica Góry Olimp u podstawy to aż 624 km.

4. Stojąc na szczycie Góry Olimp, nie widać jej podnóża, ponieważ znajduje się poza horyzontem.

5. Na Marsie nie ma płyt tektonicznych.

6. Na Marsie znajduje się największy w Układzie Słonecznym kanion – Valles Marineris, mający długość około 5 000 km, szerokość 200 km i głębokość do 11 km.

7. Badania geologiczne bezzałogowych misji sugeruja, że znaczna część Marsa pokrywała woda.

8. 28 wrzesnia 2015 roku odłosiła, że posiadają dowody na obecność słonej wody w stanie ciekłym. Zaobserwowali w okresie letnim spływającą wodę ze zboczy kanionów.

9. Mars ma dwa księżyce: Deimos i Fobos. Odkryte zostały w sierpniu 1877 roku.
10. Średnie ciśnienie atmosferyczne na Marsie to 600 Pa, jest to mniej niż 1% ciśnienia panującego na Ziemi.
11. Atmosfera Marsa zawiera 95% dwutlenku węgla.

12. Zimą na biegunach temperatura spada do około −133 °C , a latem na równiku wzrasta do około 27 °C.

# data[].attributes.body
Różnice temperatur na  atmosfery, która jest około 100 razy cieńsza od ziemskiej i nie potrafi utrzymać otrzymywanej od Słońca energii cieplnej. Na naszej planecie, część energii otrzymywanej od gwiazdy, jest zatrzymywana przez grubą atmosferę. Na Czerwonej Planecie ucieka ona z powrotem w kosmos. Z tego względu średnia temperatura na powierzchni wynosi aż -60 stopni Celsjusza. Zimno. Temperatura spada jeszcze bardziej jeśli przyjrzymy się marsjańskim biegunom. Zimą w ich okolicach może być nawet -125 stopni Celsjusza.

# data[].attributes.body
Merkury – najmniejsza i najbliższa Słońcu planeta Układu Słonecznego. Jako planeta wewnętrzna znajduje się dla ziemskiego obserwatora zawsze bardzo blisko Słońca, dlatego jest trudna do obserwacji. Mimo to należy do planet widocznych gołym okiem i była znana już w starożytności. Merkurego dojrzeć można jedynie tuż przed wschodemlub tuż po zachodzie Słońca.

Merkury

Zdjęcie z sondy MESSENGER przedstawiające Merkurego w naturalnych kolorach
Odkrywca | nieznany; planeta znana w starożytności[1]
Charakterystyka orbity (J2000)
Ciało centralne | Słońce
Półoś wielka | 57 909 050 km
0,387098 au[2]
Obwód orbity | 3,6×10¹¹ m
2,406 au
Mimośród | 0,2056[1]
Perycentrum | 46 000 000 km
0,3075 au[1]
Apocentrum | 69 820 000 km
0,4667 au[1]
Okres orbitalny | 87,969 dni
(0,241 lat)[1]
Synodyczny okres obiegu | 115,88 d[1]
Prędkość ruchu | 58,98–38,86 km/s,
średnio: 47,36 km/s[1]
Długość węzła wstępującego | 48,33167°[1]
Argument perycentrum | 29,12478°[1]
Nachylenie orbity | względem ekliptyki: 7,00487°[1]
względem równika słonecznego: 3,38°
Charakterystyka fizyczna
Typ planety | planeta skalista
Masa | 3,3011×10²³ kg[1]
(0,055 M⊕)
Promień równikowy | 2439,7 km
(0,383 R⊕)[1]
Pole powierzchni | 7,5×10⁷ km²
(0,147 Ziemi)
Objętość | 6,083×10¹⁰ km³
(0,0562 Ziemi)[1]
Gęstość | 5427 kg/m³[1]
Okres obrotu | 58 d 15 h 26 m
Prędkość obrotu | 10,892 km/h (na równiku)
0,003026
Nachylenie osi obrotu | 0,034°[1]
Przyspieszenie grawitacyjne | 3,70 m/s² (na równiku)
(0,378 g)[1]
Prędkość ucieczki | 4,3 km/s[1]
Albedo | 0,142[1]
Temperaturapowierzchni | 100–700 K
średnio: 442,5 K
Satelity naturalne | brak[1]
Charakterystyka atmosfery
Ciśnienie atmosferyczne | ok. 10−10 Pa[3]
Skład atmosfery | Tlen: 42,0%Sód: 29,0%Wodór: 22,0%Hel: 6,0%Potas: 0,5%Pozostałe: argon,
dwutlenek węgla,
woda, azot,
ksenon, krypton,
neon: 0,5%
| Multimedia w Wikimedia Commons

Ukształtowanie powierzchni Merkurego przypomina Księżyc: są na nim liczne kratery uderzeniowe i praktycznie pozbawiony jest atmosfery. Temperatura powierzchni waha się od −183 °C do 427 °C. W przeciwieństwie do Księżyca, planeta ma jednak duże żelazne jądro, generujące pole magnetyczne o natężeniu stukrotnie mniejszym od natężenia ziemskiego pola magnetycznego[4]. Wielkość jądra powoduje, że Merkury ma jedną z największych gęstości spośród planet Układu Słonecznego[5] (nieznacznie większą ma Ziemia). Merkury nie ma naturalnych satelitów.

Pierwsze udokumentowane obserwacje Merkurego sięgają pierwszego tysiąclecia p.n.e. Do IV wieku p.n.e. greccy astronomowie uważali, że są to dwa ciała niebieskie: pierwsze widzialne tylko przed wschodem Słońca (nazywali je Apollo), drugie widzialne tylko po zachodzie Słońca (nazywali je Hermesem)[6]. Za sprawą szybkiego ruchu planety, powodowanego jej krótką orbitą, Rzymianie nadali planecie nazwę na cześć posłańca bogów i patrona handlarzy – Merkurego. Symbol astronomiczny planety to stylizowana wersja kaduceusza Hermesa[7].

W porównaniu z innymi planetami Układu Słonecznego o Merkurym wiadomo stosunkowo niewiele; ze względu na problemy natury technicznej zbadały go dotychczas tylko dwie sondy. Pierwsza z nich – Mariner 10 – wykonała w latach 1974–1975 mapy 45% powierzchni. Następnie sonda MESSENGER podczas pierwszego przelotu 14 stycznia 2008 zobrazowała kolejne 30% powierzchni planety. MESSENGER zbliżył się do Merkurego ponownie 6 października 2008 i po raz trzeci 29 września 2009. Po tych przelotach sfotografowane było już 98% powierzchni, częściowo jednak przy niekorzystnym oświetleniu, niesprzyjającym obserwacjom topografii[8]. W marcu 2011 sonda weszła na orbitę w celu zbadania i wykonania mapy całego globu[9]. 30 kwietnia 2015 roku sonda zakończyła swoją misję, planowo rozbijając się o powierzchnię Merkurego[10].
Źródło wikipedia

# data[].attributes.body
Słońce

# data[].attributes.body
SŁOŃCE - jest najbliższą Ziemi gwiazdą i leży w centrum Układu Słonecznego. Ta olbrzymia, wirująca kula bardzo gorących gazów jest zasilana poprzez reakcje syntezy jądrowej. Średnica Słońca to 109 średnic Ziemi, a jego masa to 333950 mas Ziemi. Temperatura w jądrze słonecznym wynosi 15 milionów °C. Światło, które daje Słońce, ogrzewa nasz świat i umożliwia życie na Ziemi.

# data[].attributes.body
Jowisz to planeta piąta w kolejności oddalenia od Słońca i największa planeta Układu Słonecznego. Jego masa jest nieco mniejsza niż jedna tysięczna masy Słońca, a zarazem dwa i pół razy większa niż łączna masa wszystkich innych planet w Układzie Słonecznym. Wraz z Saturnem, tworzą grupę gazowych olbrzymów, nazywaną czasem również planetami jowiszowymi.

# data[].attributes.body
Największa planeta Układu Słonecznego składa się w trzech czwartych z wodoru i w jednej czwartej z helu; może posiadać także skaliste jądro złożone z cięższych pierwiastków. Ze względu na szybką rotację przybiera kształt spłaszczonej elipsoidy obrotowej (ma niewielkie, ale zauważalne zgrubienie w płaszczyźnie równika). Powierzchnię planety, którą stanowią nieprzezroczyste wyższe warstwy atmosfery, pokrywa kilka warstw chmur, układających się w charakterystyczne pasy widoczne z Ziemi. Najbardziej znanym szczegółem jego powierzchni jest odkryta w XVII wieku przy pomocy teleskopu Wielka Czerwona Plama, będąca antycyklonem o średnicy większej niż średnica Ziemi. Wokół planety istnieją słabo widoczne pierścienie i potężna magnetosfera.

# data[].attributes.body
Jowisz ma 79 znanych księżyców. Cztery największe, zwane galileuszowymi, odkrył Galileusz w 1610. Ganimedes, największy z księżyców, ma średnicę większą niż planeta Merkury.

# data[].attributes.headline
Słońce to największa gwiazda Układu Słonecznego. 

# data[].attributes.subject
Słońce to największa gwiazda Układu Słonecznego. 

# data[].attributes.body
Słońce składa się głównie z wodoru i helu. Cała pozostała materia to siedem innych pierwiastków - tlen, węgiel, neon, azot, magnez, żelazo i krzem. Wodór jako najlżejszy że wszystkich elementów stanowi jedynie około 72% masy Słońca, podczas gdy hel ok. 26%.

# data[].attributes.body
Siła pola magnetycznego Słońca jest przeważnie tylko dwa razy większa niż pole Ziemi. Jednak potrafi się skoncentrować na tyle, że osiąga wartości do 3000 razy silniejsze. Te załamania pola magnetycznego są możliwe, ponieważ Słońce wiruje szybciej na równiku niż na wyższych szerokościach geograficznych oraz ze względu na to, że wewnętrzna część Słońca obraca się szybciej niż powierzchnia. Te zniekształcenia tworzą różne efekty, począwszy od plam po spektakularne wybuchy zwane flarami i koronalne wyrzuty masy. Jeden wyrzut może wyemitować w przestrzeń kosmiczną około 18 miliardów ton materii.

# data[].attributes.body
Podczas całkowitego zaćmienia Słońca, niebo
staje się ciemniejsze, jaśniejsze gwiazdy stają się widoczne, a temperatura odczuwalnie spada.

# data[].attributes.body
- Słońce traci co sekundę ok. miliarda kilogramów przez działanie wiatru słonecznego,
- Światło słoneczne dociera do Ziemi w 8 minut, do Jowisza w 40 minut, a do krańców Układu Słonecznego w 7 godzin

# data[].attributes.headline
W odległości prawie 2,9 mld km krąży wokół Słońca Uran, obiegający je w ciągu 84 lat. Okres obrotu wynosi około blisko 17 godz., co stało się przyczyną powstania spłaszczenia planety. Średnica planet wynosi ponad 51 tys. km, a jej masa jest tylko 14,5 razy większa od ziemskiej. Uran jest zatem znacznie mniejszy od Jowisza czy Saturna, ale jego udowa fizyczna jest bardzo zbliżona do budowy tych dwóch planet, niż do budowy planet ziemiopodobnych. W atmosferze planety dominuje wodór, stwierdzono również pewien procent metanu. Oś obrotu Urana tworzy kąt zaledwie 8° z płaszczyzną jego orbity. Ściśle, nachylenie równika planety do orbity wynosi 98°, co oznacza, że Uran ma obrót wsteczny. Orbity wszystkich znanych księżyców Urana leżą w płaszczyźnie jego równika, są więc prawie prostopadłe do orbity Urana. Temperatura Urana wynosi około -210°C i praktycznie odpowiada równowadze miedzy ciepłem otrzymywanym ze Słońca i wypromieniowanym.

# data[].attributes.subject
W odległości prawie 2,9 mld km krąży wokół Słońca Uran, obiegający je w ciągu 84 lat. Okres obrotu wynosi około blisko 17 godz., co stało się przyczyną powstania spłaszczenia planety. Średnica planet wynosi ponad 51 tys. km, a jej masa jest tylko 14,5 razy większa od ziemskiej. Uran jest zatem znacznie mniejszy od Jowisza czy Saturna, ale jego udowa fizyczna jest bardzo zbliżona do budowy tych dwóch planet, niż do budowy planet ziemiopodobnych. W atmosferze planety dominuje wodór, stwierdzono również pewien procent metanu. Oś obrotu Urana tworzy kąt zaledwie 8° z płaszczyzną jego orbity. Ściśle, nachylenie równika planety do orbity wynosi 98°, co oznacza, że Uran ma obrót wsteczny. Orbity wszystkich znanych księżyców Urana leżą w płaszczyźnie jego równika, są więc prawie prostopadłe do orbity Urana. Temperatura Urana wynosi około -210°C i praktycznie odpowiada równowadze miedzy ciepłem otrzymywanym ze Słońca i wypromieniowanym.

# data[].attributes.headline
W dniu 24 stycznia 1986 r., a więc bez mała 205 lat po odkryciu Urana przez Williama Herschela, przeszła koło tej planety w odległości 81 tys. km sonda Voyager 2, wystrzelona z Ziemi w 1977 r. Warunki przejścia nie były korzystne ze względu na 98° nachylenie równika (i orbit księżyców) Urana do ekliptyki. Skróciło to znacznie czas sondażu. Otulony gęstym woalem mgły Uran nie wykazał ciekawszych szczegółów powierzchni, jedynie południowy obszar polarny, zwrócony obecnie ku Słońcu, jest nieco jaśniejszy i czerwieniejszy, niż obłoki bliższe równikowi. Poprzednio już odkryto spektroskopowo wodór i metan w atmosferze Urana. Bladowodnisty kolor planety wynika z absorpcji czerwieni przez metan.

# data[].attributes.subject
W dniu 24 stycznia 1986 r., a więc bez mała 205 lat po odkryciu Urana przez Williama Herschela, przeszła koło tej planety w odległości 81 tys. km sonda Voyager 2, wystrzelona z Ziemi w 1977 r. Warunki przejścia nie były korzystne ze względu na 98° nachylenie równika (i orbit księżyców) Urana do ekliptyki. Skróciło to znacznie czas sondażu. Otulony gęstym woalem mgły Uran nie wykazał ciekawszych szczegółów powierzchni, jedynie południowy obszar polarny, zwrócony obecnie ku Słońcu, jest nieco jaśniejszy i czerwieniejszy, niż obłoki bliższe równikowi. Poprzednio już odkryto spektroskopowo wodór i metan w atmosferze Urana. Bladowodnisty kolor planety wynika z absorpcji czerwieni przez metan.

# data[].attributes.headline
Uran ma dość silne pole magnetyczne-około 50 razy silniejsze od ziemskiego, choć na "powierzchni" planety jest słabsze niż nasze.

# data[].attributes.subject
Uran ma dość silne pole magnetyczne-około 50 razy silniejsze od ziemskiego, choć na "powierzchni" planety jest słabsze niż nasze.

# data[].attributes.body
Uważa się, że Jowisz składa się z gęstego jądra zawierającego różne pierwiastki, otoczonego warstwą ciekłego metalicznego wodoru z dodatkiem helu, oraz warstwy zewnętrznej, złożonej głównie z wodoru cząsteczkowego. Poza tym ogólnym zarysem struktura wnętrza jest nieznana. Jądro jest często opisywane jako skaliste, ale jego dokładny skład jest nieznany, podobnie jak właściwości materiałów w temperaturze i ciśnieniu panującym na tych głębokościach. W 1997 istnienie jądra zostało zasugerowane przez pomiary grawitacyjne wskazujące, że ma ono masę od 12 do 45 mas Ziemi, czyli około 3–15% całkowitej masy Jowisza. Jądro obecnie może nawet nie istnieć; pomiary pola grawitacyjnego nie są dostatecznie precyzyjne, aby odrzucić tę hipotezę.

# data[].attributes.body
Jowisz ma największą atmosferę z planet w Układzie Słonecznym, mającą ponad 5000 km wysokości. Jowisz nie posiada stałej powierzchni, za podstawę jego atmosfery uznaje się miejsce, w którym ciśnienie atmosferyczne jest równe 10 barów, czyli jest dziesięć razy większe od ciśnienia na powierzchni Ziemi.

# data[].attributes.body
Jowisz jest jedyną planetą, dla której środek masy układu planeta-Słońce znajduje się ponad powierzchnią Słońca, choć w odległości zaledwie 7% promienia gwiazdy. Średnia odległość między Jowiszem a Słońcem to 778 milionów km (około 5,2 razy więcej niż odległość od Ziemi do Słońca, czyli 5,2 au). Okres obiegu planety wokół Słońca to 11,86 lat. Jest on równy dwóm piątym okresu orbitalnego Saturna, co powoduje istnienie rezonansu pomiędzy dwiema największymi planetami Układu Słonecznego. Eliptyczna orbita Jowisza jest nachylona o 1,31° w stosunku do orbity Ziemi. Ze względu na mimośród równy 0,048, odległość Jowisza od Słońca zmienia się o 75 milionów km pomiędzy peryhelium i aphelium, czyli odpowiednio najbliższym i najbardziej oddalonym punktem orbity planety.

# data[].attributes.body
Nie tylko oddziaływanie grawitacyjne Słońca, ale także Jowisza miało wpływ na kształtowanie się Układu Słonecznego. Orbity większości planet leżą bliżej płaszczyzny orbity Jowisza niż płaszczyzny równikowej Słońca, przerwy Kirkwooda w pasie planetoid są spowodowane głównie przez Jowisza, a planeta może być odpowiedzialna za Wielkie Bombardowanie, które miało miejsce we wczesnej historii geologicznej ciał wewnętrznego Układu Słonecznego.

# data[].attributes.body
- Dzień na Jowiszu jest najkrótszy w całym Układzie Słonecznym 9 godzin i 55 minut,
- Na Jowiszu występują zorze polarne,
- Grawitacja Jowisza jest na tyle silna, że zmienia kształt trzech jego księżyców. Poruszają się one po orbicie w kształcie elipsy i gdy znajdują się najbliżej Jowisza, to stają się bardziej „jajowate”, a gdy się oddalają, wracają do kulistej formy,
- Na Jowiszu nie ma pór roku, ponieważ jest odchylony od osi o zaledwie 3 stopnie

# data[].attributes.body
Pierścienie Jowisza są niewyraźne i zbudowane głównie z drobnego pyłu. System pierścieni składa się z czterech głównych elementów: grubego, wewnętrznego , stosunkowo jasnego, cienkiego „pierścienia głównego”, oraz dwóch grubych, niewyraźnych i szerokich zewnętrznych „pierścieni ażurowych” nazywanych pierścieniami Amaltei i Tebe od księżyców, z których materii są zbudowane. Kolor pierścieni wynika głównie z wielkości cząsteczek pyłu. W świetle widzialnym oraz bliskiej podczerwieni pierścienie Jowisza mają kolor czerwonawy, poza pierścieniem halo, który ma kolor niebieski lub neutralny

# data[].attributes.body
Wiatr osiąga prędkość 150 m/s, czyli pięciokrotnie przewyższają prędkość orkanów na Ziemi. Ruchom w atmosferze towarzyszą potężne wyładowania elektryczne.

# data[].attributes.body
Jowisz oczyszcza przestrzeń Układu Słonecznego z mniejszych ciał, ze względu na jego ogromną studnie potencjału grawitacyjnego i położenie w pobliżu wewnętrznej części Układu Słonecznego. Otrzymuje on najwięcej uderzeń ze strony komet i planetoid. Sądzono, że planeta częściowo chroniła planety wewnętrzne przed bombardowaniem przez komety. Ten temat budzi kontrowersje wśród astronomów; niektórzy uważają, że Jowisz wysyła w kierunku Ziemi komety z Pasa Kuipera, podczas gdy inni uważają, że chroni on Ziemię przed impaktorami z hipotetycznego Obłoku Oorta.

# data[].attributes.headline
Słońce – najjaśniejsza i najbliższa Ziemi gwiazda widoczna gołym okiem. Od naszej planety dzieli ją odległość 149,6 mln km. Ziemia krąży wokół Słońca, które jest jednocześnie centralną gwiazdą Układu Słonecznego. Słońce zbudowane jest głównie z wodoru i helu. Jego masa jest równowartością 333 tys. mas ziemskich, co oznacza, że jest cięższe od Ziemi  333 tysiące razy. Odległość Ziemi od Słońca zmienia się w toku ruchu orbitalnego naszej planety. W styczniu dochodzi ona do peryhelium, czyli punktu na orbicie w miejscu największego zbliżenia. W lipcu z kolei w lipcu Ziemia osiąga aphelium – znajduje się wówczas w największym oddaleniu od Słońca. Słońce należy do tzw. żółtych karłów ciągu głównego. Co ciekawe jeszcze do niedawna było uznawane przez naukowców za stosunkowo niewielkie i niezbyt imponujące wobec innych obiektów. Okazało się jednak, że jest jaśniejsze od większości gwiazd całej Drogi Mlecznej. Jest ponadto kilkanaście miliardów razy jaśniejsze od Syriusza, gwiazdy zajmującej drugie miejsce pod względem stopnia jasności. Co więcej, biorąc pod uwagę kilkadziesiąt znanych nam i najbliższych systemów gwiezdnych, Słońce zajmuje czwarte miejsce pod względem masy. 

# data[].attributes.subject
Słońce – najjaśniejsza i najbliższa Ziemi gwiazda widoczna gołym okiem. Od naszej planety dzieli ją odległość 149,6 mln km. Ziemia krąży wokół Słońca, które jest jednocześnie centralną gwiazdą Układu Słonecznego. Słońce zbudowane jest głównie z wodoru i helu. Jego masa jest równowartością 333 tys. mas ziemskich, co oznacza, że jest cięższe od Ziemi  333 tysiące razy. Odległość Ziemi od Słońca zmienia się w toku ruchu orbitalnego naszej planety. W styczniu dochodzi ona do peryhelium, czyli punktu na orbicie w miejscu największego zbliżenia. W lipcu z kolei w lipcu Ziemia osiąga aphelium – znajduje się wówczas w największym oddaleniu od Słońca. Słońce należy do tzw. żółtych karłów ciągu głównego. Co ciekawe jeszcze do niedawna było uznawane przez naukowców za stosunkowo niewielkie i niezbyt imponujące wobec innych obiektów. Okazało się jednak, że jest jaśniejsze od większości gwiazd całej Drogi Mlecznej. Jest ponadto kilkanaście miliardów razy jaśniejsze od Syriusza, gwiazdy zajmującej drugie miejsce pod względem stopnia jasności. Co więcej, biorąc pod uwagę kilkadziesiąt znanych nam i najbliższych systemów gwiezdnych, Słońce zajmuje czwarte miejsce pod względem masy. 

# data[].attributes.headline
Słońce to największa gwiazda Układu Słonecznego.

# data[].attributes.subject
Słońce to największa gwiazda Układu Słonecznego.

# data[].attributes.body
Słońce składa się głównie z dwóch pierwiastków chemicznych: wodoru i helu; stanowią one w fotosferze odpowiednio 74,91% i 23,77% masy, pozostałe pierwiastki stanowią 1,33%[99]. Wszystkie cięższe pierwiastki, zwane w astronomii metalami, to głównie tlen (około 1% masy), węgiel (0,3%), neon (0,2%) i żelazo (0,2%)[100].

Słońce odziedziczyło skład chemiczny po ośrodku międzygwiazdowym, z którego powstało. Wodór i hel, które zawiera, zostały wytworzone w procesach pierwotnej nukleosyntezy, a „metale” zostały wyprodukowane przez nukleosyntezę we wcześniejszych pokoleniach gwiazd, które zakończyły swoje życie i zwróciły swoją materię do ośrodka międzygwiezdnego przed powstaniem Słońca[101]. Skład chemiczny fotosfery jest zwykle uważany za reprezentatywny dla pierwotnego składu Układu Słonecznego[102]. Jednakże od czasu, gdy Słońce powstało, część helu i cięższych pierwiastków opadła w głąb gwiazdy z fotosfery. Dlatego stężenie helu w dzisiejszej fotosferze jest zmniejszone, a metaliczność stanowi tylko 84% metaliczności, jaką miało Słońce w fazie protogwiazdy (przed rozpoczęciem syntezy jądrowej w jądrze). Słońce w fazie protogwiazdy zawierało przypuszczalnie 71,1% wodoru, 27,4% helu i 1,5% metali[99].

W wewnętrznej części Słońca synteza jądrowa zmieniła skład materii, przekształcając części wodoru w hel. Najgłębsza część Słońca zawiera obecnie mniej więcej 60% helu przy niezmienionej zawartości metali. Ponieważ we wnętrzu Słońca energia jest przenoszona przez promieniowanie, a nie konwekcję (patrz strefa promienista powyżej), produkty syntezy z jądra nie wzniosły się do fotosfery[103].

„Spalanie” wodoru w centrum tworzy obszar wypełniony „helowym popiołem”, przekształcanie wodoru w hel, stopniowo słabnie w centrum Słońca i przechodzi do coraz wyższych warstw. Ten proces będzie trwał dalej i doprowadzi w końcu do tego, że Słońce opuści ciąg główny, by stać się czerwonym olbrzymem[104].

Zawartość cięższych pierwiastków jest typowo badana za pomocą spektroskopii fotosfery Słońca i porównywana ze składem meteorytów szczególnie chondrytów węglistych, które nigdy nie były ogrzane do temperatury topnienia[99]. Dzięki temu mogły zachować pierwotny skład mgławicy przedsłonecznej. Te dwie metody na ogół dają zgodne wyniki[16]. Zawartość litu w porównaniu do innych metali w fotosferze Słońca jest około 150 razy mniejsza niż w meteorytach, a boru i berylu porównywalna[99]. Mała zawartość litu wskazuje na jego ubywanie w procesie Li + H = 2He, zachodzące w takim obszarze Słońca, by zachodziła wymiana materii między wierzchnimi warstwami Słońca a miejscem zachodzenia reakcji. Rozważano możliwość zachodzenia tego procesu w centrum Słońca w fazie protogwiazdy oraz w dolnej części strefy konwektywnej, gdy Słońce było już na ciągu głównym, a jego centrum było promieniste. Wykazano jednak, że w temperatura w strefie konwekcji była zawsze zbyt mała, by zachodziło w niej „spalanie” litu

# data[].attributes.body
W zewnętrznej warstwie Słońca, od jego powierzchni do głębokości około 200 000 km (70% promienia słonecznego od centrum), temperatura jest niższa niż w strefie promienistej a cięższe atomy nie są całkowicie zjonizowane. W rezultacie transport ciepła przez promieniowanie jest mniej wydajny. Materiał ogrzewany w tachoklinie, zyskując ciepło, którego nie jest w stanie wypromieniować do wyższych warstw, rozszerza się, przez co zmniejsza się jego gęstość, co pozwala mu unosić się. W rezultacie rozwija się konwekcjatermiczna: komórki konwekcyjne wynoszą większość ciepła na zewnątrz, aż do fotosfery. Gdy materia ochłodzi się w fotosferze, jej gęstość wzrasta i opada do podstawy strefy konwektywnej i cykl się powtarza. W fotosferze temperatura spada do 5700 K, a gęstość do 0,2 g/m³ (około 1/6000 gęstości powietrza na poziomie morza)[52].

Kolumny gorącej materii wznoszącej się w strefie konwekcyjnej tworzą ślad na powierzchni Słońca w postaci granulacji powierzchni i supergranulacji. Powierzchnia Słońca pokryta jest komórkami konwekcyjnymi w kształcie wielokątów o rozmiarach rzędu 1000 km zwanych granulami. Jaśniejszy obszar granuli tworzy wznosząca się z prędkością dochodzącą do 1500 km/h gorąca materia z wnętrza Słońca, ciemniejsze linie między granulami to obszary zimniejszej zapadającej się plazmy. Granule różnią się wielkością, jasnością i czasem życia. Istniejące granule zanikają i tworzą się nowe, jedna granula istnieje przez 5–10 min, większe granule istnieją dłużej[68]. W pomiarach dopplerowskich prędkości materii fotosfery ukazuje się struktura o komórkach wielkości ponad 30 000 km zwana supergranulacją, a także komórki konwekcyjne o jeszcze większych rozmiarach, rzędu 200 000 km[69].

Turbulentna konwekcja w zewnętrznej części Słońca powoduje powstanie dynama o małej skali, które generuje lokalne pola magnetyczne o własnych biegunach północnych i południowych rozrzucone po całej powierzchni Słońca[52]. Komórki konwekcyjne na Słońcu są komórkami Bénarda, dlatego przybierają kształt podobny do graniastosłupówsześciokątnych[70].

# data[].attributes.body
Słońce uformowało się około 4,567 mld lat temu

# data[].attributes.body
lata - 164,880
dni - 60223

# data[].attributes.body
(gęstość Ziemi = 1) - 0,30

# data[].attributes.body
mln km (mini/max) - 4300/4680

# data[].attributes.body
(objętość Ziemi = 1) - 57,74

# data[].attributes.body
lata - 164,880
dni - 60223

# data[].attributes.body
0,30

# data[].attributes.body
mln km (mini/max) - 4300/4680

# data[].attributes.body
57,740

# data[].attributes.body
0,800

# data[].attributes.body
masa Ziemi =1 -  17,147

# data[].attributes.body
średnica Ziemi = 1 - 3,883
km - 49528

# data[].attributes.body
dzień -16 godz. 7 min

# data[].attributes.headline
Wewnętrzna struktura Neptuna:1. Górna atmosfera, wierzchołki chmur2. Atmosfera składająca się z wodoru, helu i metanu3. Płaszcz złożony z wody, amoniaku i metanu w postaci lodu4. Jądro składające się ze skał i lodu

# data[].attributes.subject
Wewnętrzna struktura Neptuna:1. Górna atmosfera, wierzchołki chmur2. Atmosfera składająca się z wodoru, helu i metanu3. Płaszcz złożony z wody, amoniaku i metanu w postaci lodu4. Jądro składające się ze skał i lodu

# data[].attributes.body
W przeciwieństwie do niemal pozbawionej wyróżniających się struktur atmosfery Urana atmosferę Neptuna cechuje aktywność i widoczne układy pogodowe. Podczas przelotu w 1989 roku Voyager 2 odkrył na półkuli południowej Wielką Ciemną Plamę. Takie struktury są napędzane przez najsilniejsze wiatry w Układzie Słonecznym. Ze względu na dużą odległość od Słońca zewnętrzna atmosfera Neptuna jest jednym z najzimniejszych miejsc w Układzie Słonecznym; temperatura efektywna widocznej „powierzchni” planety to około −226,5°C, jednak w centrum planety temperatura sięga około 5100°C.  Na dużych wysokościach atmosfera Neptuna składa się w 80% z wodoru i 19% z helu . Obecne są również śladowe ilości metanu. Metan silnie absorbuje fale o długości powyżej 600 nm, w czerwonej i podczerwonej części widma.  Absorpcja czerwonego światła przez metan znajdujący się w atmosferze nadaje Neptunowi niebieskawy odcień. Atmosferę planety dzieli się na dwa główne obszary: troposferę, w której temperatura maleje z wysokością i stratosferę, w której temperatura z wysokością rośnie. Modele wskazują na to, że troposfera Neptuna jest przetykana warstwami chmur o składzie zmieniającym się z wysokością.

# data[].attributes.body
W przeciwieństwie do niemal pozbawionej wyróżniających się struktur atmosfery Urana atmosferę Neptuna cechuje aktywność i widoczne układy pogodowe.  Podczas przelotu w 1989 roku Voyager 2 odkrył na półkuli południowej Wielką Ciemną Plamę. Takie struktury są napędzane przez najsilniejsze wiatry w Układzie Słonecznym. . Ze względu na dużą odległość od Słońca zewnętrzna atmosfera Neptuna jest jednym z najzimniejszych miejsc w Układzie Słonecznym; temperatura efektywna widocznej „powierzchni” planety to około −226,5°C jednak w centrum planety temperatura sięga około 5100 °C. Na dużych wysokościach atmosfera Neptuna składa się w 80% z wodoru i 19% z helu. Obecne są również śladowe ilości metanu. Metan silnie absorbuje fale o długości powyżej 600 nm, w czerwonej i podczerwonej części widma. Podobnie jak w przypadku Urana, absorpcja czerwonego światła przez metan znajdujący się w atmosferze nadaje Neptunowi niebieskawy odcień. Atmosferę planety dzieli się na dwa główne obszary: trposferę, w której temperatura maleje z wysokością i stratosferę, w której temperatura z wysokością rośnie. Modele wskazują na to, że troposfera Neptuna jest przetykana warstwami chmur o składzie zmieniającym się z wysokością

# data[].attributes.body
Wielka Ciemna Plamma

# data[].attributes.body
Neptun ma układ pierścieni, choć jest on mniej spektakularny niż otaczający Saturna. Pierścienie mogą składać się z cząsteczek lodów pokrytych krzemianami lub materiałami na bazie węgla, które to najprawdopodobniej dają im czerwony odcień. Trzy główne pierścienie są wąskie i noszą nazwy: Pierścień Adamsa (63 000 km od centrum Neptuna), Pierścień Le Verriera (53 000 km) i Pierścień Galle (szerszy i słabszy 42 000 km). Słabe zewnętrzne rozszerzenie Pierścienia Le Verriera zostało nazwane Lassell i jest ograniczone w jego zewnętrznej krawędzi przez Pierścień Arago na wysokości 57000 km

# data[].attributes.headline
Eliptyczna orbita Neptuna jest nachylona pod kątem 1,769° do orbity Ziemi.

# data[].attributes.subject
Eliptyczna orbita Neptuna jest nachylona pod kątem 1,769° do orbity Ziemi.

# data[].attributes.body
Merkury – najmniejsza i najbliższa Słońcu planeta Układu Słonecznego. Jako planeta wewnętrzna znajduje się dla ziemskiego obserwatora zawsze bardzo blisko Słońca, dlatego jest trudna do obserwacji. Mimo to należy do planet widocznych gołym okiem i była znana już w starożytności. Merkurego dojrzeć można jedynie tuż przed wschodemlub tuż po zachodzie Słońca.

Merkury

Zdjęcie z sondy MESSENGER przedstawiające Merkurego w naturalnych kolorach
Odkrywca | nieznany; planeta znana w starożytności[1]
pośród planet Układu Słonecznego[5] (nieznacznie większą ma Ziemia). Merkury nie ma naturalnych satelitów.

Pierwsze udokumentowane obserwacje Merkurego sięgają pierwszego tysiąclecia p.n.e. Do IV wieku p.n.e. greccy astronomowie uważali, że są to dwa ciała niebieskie: pierwsze widzialne tylko przed wschodem Słońca (nazywali je Apollo), drugie widzialne tylko po zachodzie Słońca (nazywali je Hermesem)[6]. Za sprawą szybkiego ruchu planety, powodowanego jej krótką orbitą, Rzymianie nadali planecie nazwę na cześć posłańca bogów i patrona handlarzy – Merkurego. Symbol astronomiczny planety to stylizowana wersja kaduceusza Hermesa[7].

W porównaniu z innymi planetami Układu Słonecznego o Merkurym wiadomo stosunkowo niewiele; ze względu na problemy natury technicznej zbadały go dotychczas tylko dwie sondy. Pierwsza z nich – Mariner 10 – wykonała w latach 1974–1975 mapy 45% powierzchni. Następnie sonda MESSENGER podczas pierwszego przelotu 14 stycznia 2008 zobrazowała kolejne 30% powierzchni planety. MESSENGER zbliżył się do Merkurego ponownie 6 października 2008 i po raz trzeci 29 września 2009. Po tych przelotach sfotografowane było już 98% powierzchni, częściowo jednak przy niekorzystnym oświetleniu, niesprzyjającym obserwacjom topografii[8]. W marcu 2011 sonda weszła na orbitę w celu zbadania i wykonania mapy całego globu[9]. 30 kwietnia 2015 roku sonda zakończyła swoją misję, planowo rozbijając się o powierzchnię Merkurego[10].