Sluneční soustava

Naše sluneční soustava se nachází v galaxii Mléčná dráha. Její ústřední hvězdou je Slunce, kolem které nespočet asteroidů, komet a jiných úlomků hmoty především obíhá 9 planet pojmenovaných po Římských bozích. Nejbližší hvězda naší soustavě je Proxima Centauri vzdálená cca 4,25 světelného roku, což jest více než 40 biliónů kilometrů.
Sluneční soustava vznikla před 4,6 miliadrami let. V té době se působením gravitace postupně smršťovala protostelární (prahvězdná) hmota ve formě mlhoviny, horký a vířící oblak skládající se především z čistého vodíku. Tato prahvězda zvyšovala svou teplotu díky gravitačnímu smršťování a v jejím středu, kde byla vlivem gravitační síly nejvyšší koncentrace hustoty došlo ke zažehnutí termojaderné reakce, což mělo za následek zrození Slunce. Samotné planety vznikly ze hmotného disku obíhajícího kolem nově vzniklé hvězdy. Přímým pozůstatkem původní mlhoviny jsou pouze čtyři nevětší planety (Jupiter, Saturn, Uran, Neptun), kdežto vnitřní planety, pás asteroidů, Pluto a další vznikly látek působící v mlhovině pouze jako příměsi, Jelikož těžší prvky vznikají jen v masivnějších hvězdách než je naše Slunce. K jejich šíření dochází hlavně explozemi masivních hvězd v supernovy.
Hranice našeho solárního systému se nedají přesně určit. Dalo by se říct, že sluneční soustava končí tam, kde přestávají působit gravitační síly země (což ve skutečnosti nelze, jelikož gravitační síly mají nekonečný dosah), tak je možná lepší považovat za příčný rozměr součet afélia Pluto a součet afélia Neptunu (díky značně eliptické dráze Pluta). To by znamenalo, že sluneční soustava je velká cca 11,9 miliardy kilometrů, což odpovídá 0,00126 světelného roku. Avšak 9000-28000 miliard kilometrů od Slunce se nachází sférický oblak obsahující cc 2*1012 komet s hmotností celkově až osmkrát vyšší než je hmotnost Země. Ještě stokrát větší hmotnost má vnitřní oblak rozprostírající se od oběžné dráhy Neptuna až do vzdálenosti 1 500 miliard kilometrů od Slunce. Pokud tedy vezmeme v úvahu i tyto objekty, bude průměr celé Sluneční soustavy činit až 2,5 světelného roku.

Slunce
Ústřední těleso naší soustavy-Slunce patří mezi žluté trpaslíky. Vzniklo přibližně před 4,6 miliardami let v centru obrovského rotujícího oblaku plynu, ze kterého se zrodila celá naše soustava. Koncentrace tlaku vedla k zažehnutí termojaderné reakce, kde dochází ke spojení čtyř atomů vodíku v jeden atom helia.
Je vypočítáno, že zhruba za 5 miliard let spotřebuje Slunce veškerý svůj vodík, což povede k tomu, že začne zvětšovat svůj objem a stane se třicetkrát větším rudým obrem, který pohltí tři nejbližší planety naší sluneční soustavy, tedy Merkur, Venuši a Zemi. Později by se Slunce mělo zhroutit v bílého trpaslíka-hvězdu ještě menší než je dnešní Slunce a na konci své existence se přeměnit na vyhořelý zbytek, který nazýváme černý trpaslík.
Jelikož Slunce obsahuje 99% gravitační síly v celé soustavě, je tak logicky zdrojem gravitační síly, která mj.určuje orbity ostatních těles(planet, komet, asteroidů....). Je také nejmohutnější zdrojem energie a poskytuje teplo, beze kterého by se neobešel vznik žiota na této planetě. Teplota ve středu Slunce se pohybuje okolo 20 milionů kelvinů a průměrná povrchová teplota je cca 6000 K .
Jako všechna tělesa i Slunce rotuje. Zajímavé je na tom ovšem to, že rovníkové oblasti rotují rychleji než oblasti okolo pólů. Slunce je plynná koule, což znamená, že nemá žádný pevný povrch, avšak na svém povrchu má téměř neprůhlednou vrstvu zvanou fotosféra. Ta se skládá ze žhavých aktivních oblastí velkých cca 1000 kilomertů, vypadající jako granule na povrchu Slunce.
Mezi další povrchové útvary na povrchu Slunce patří sluneční skvrny. Sluneční skvrny mají různou velikost a tvar, přičemž mohou mít průměr až 65 000 km. Na okrajích mají polostínovou oblast a v centru temnou oblast, která pokrývá asi jednu čtvrtinu plochy skvrny. Skvrny nabývají finální velikosti asi deset dnů a trvá další dva týdny než zcela zmizí. Co přesně způsobuje sluneční skvrny zatím nevíme, ale všeobecně se má za to, že důležitou roli zde hraje silné magnetické pole, které dočasně omezí proudění plynu s vysokou teplotou do určité oblasti fotosféry. Co ale víme přesně díky slunečním skvrnám je to, že aktivita Slunce kolísá v jedenáctiletých cyklech, které mají vliv i na počasí na Zemi.
Dále se mezi povrchové útvary Slunce počítají sluneční erupce. Ty byly poprvé pozorovány roku 1859 anglickým astronomem Richardem Carringtonem. Jejich četnost se odvíjí od výše zmíněné aktivity Slunce(v dobách, kdy je Slunce aktivní, můžeme během dne pozorovat až několik erupcí za den, kdežto v klidných obdobích se někdy pozoruje i méně naž jedna za týden. Přestože shromažďování energie na erupci probíhá několik hodin, nebo dokonce dní, samotné uvolnění energie ve formě erepce netrvá déle než několik minut. Přitom vznikají tlakové vlny, které se šíří fotosférou a vzhůru do chromosféry a koróny na vzdálenost mnoha set tisíc kilometrů rychlostí okolo 5 milionů kilometrů za hodinu.
Nad fotosférou se nachází tenčí vrstva zvaná chromosféra. Nejběžnějším útvarem vznikajícím v chromosféře jsou spikule, dlouhé tenké „prsty“ plynu, vyrůstající do chromosféry z fotosféry. Protuberance jsou obrovité zářící výtrysky plynu vypadající jako ohnivé jazyky. Dosahují výšky až 160 000 km.
Nad chromosférou se ještě nachází koróna, oblast vyplněná atomy vodíku, která zasahuje až několik milionů kilometrů do okolního prostoru. V záři vlasního Slunce ji však vidět nemůžeme, tak jediná šance jak jí pozorovat je zatmění Slunce, kdy fotosféru odstíní měsíc. Přes zákon druhý termodynamiky, který říká, že teplo nemůže přecházet z chladnějšího tělesa na teplejší je však koróna překvapivě teplejší než fotosféra. Jako objasnění byly navrženy teorie založené na dynamie slunečních magnetických polí a na akustické energii.

Merkur
Merkur je planeta nebližší Slunci a zároveň druhá nejmenší. Protože je velmi blízko Slunci, je možné pozorovat ho pouze ve vzdálenosti menší než 27 stupňů od Slunce, což jest ráno před rozbřeskem na východě nebo večer po západu Slunce na západě. Jeho hvězdný (siderický) rok odpovídá pouhým třem pozemským měsícům, což vzhledem k tomu, že to je nejbližší ze všech planet nejméně za všech. Díky tomu vzniká dojem, že se Merkur pohybuje rychleji než ostatní planety. Právě proto mu jak Řekové (Hermes), tak Římané (Merkur) dali název podle posla jejich bohů.
Největším mezníkem v pozorování Merkuru se stal březen 1974, kdy zahájila americká sonda Mariner 10 sérii tří průletů okolo planety v vzdálenosti cca 20 000km a pořídila podrobné fotografie, na nichž bylo možné rozlišit útvary od velikosti 100m. Povrch Merkuru by se dal přirovnat k povrchu Měsíce. Povrch zbrázděn tisíci krátery, nechráněný žádnou atmosférou. Na povrchu Merkuru se ale na rozdíl od Měsíce až na pánev Caloris nevyskytují žádné rovné plochy, zvané moře.
Celková hustota planety naznačuje, že jeho jádro bude tvořeno z větší části (70%) železem. Jeho povrchovou kůru tvoří tak jako na Zemi nebo na Měsíci křemičitany. Zajímavé ovšem je to, že přestože jádro Merkuru je tvořeno z větší části železem, planeta sama má poměrně slabé magnetické pole.
Jak již bylo výše popsáno, Merkur nemá téměř žádnou atmosféru. 98% „atmosféry“ tvoří helium, které se pravděpodobně dostalo k planetě ze Slunce, jelikož jakékoli plyny, které by se uvolnily z nitra planety by se okamžitě uvolnily do prostoru. Zbytek plynného obalu Merkuru tvoří vodík s nepatrnou příměsí argonu a neonu.
Právě proto, že Merkuru nemá atmosféru, která by zadržovala teplo, se zde velmi prudce mění teplota. Zatímco na straně přivrácené ke Slunci je teplota až 320°C, na opačné straně teploty klesají až na -200°C.

Venuše

Venuše je planeta co do rovníkového průměru téměř dvojčetem naší Země. Její rovníkový průměr činí 12 104 km. Při pozorování je nejjasnějším tělesem na obloze.
Podobně jako Měsíc, tak i Venuše prochází prochází během oběhu kolem Slunce několika fázemi. Při tranzitu, což je ekvivalent zatmění Slunce, prochází Venuše přímo mezi Zemí a Sluncem, avšak vypadá pouze jako malá tečka, přecházející přes Sluneční kotouč. Tranzity jsou relativně vzácné. Dochází z k nim dvakrát po osmi letech a poté následuje další více než stoletá přestávka.
Středověké pokusy zmapovat povrch Venuše byly už předem odsouzeny k nezdaru, jelikož Venuši obklopuje hustá atmosféra tvořená především (96%) oxidem uhličitým a zbytek tvoří dusík (3%) dusík, neon a některé izotopy argonu. V atmosféře se také nachází vodní pára, která se chemicky slučuje s oxidem siřičitým a vzniká kyselina sírová, která dává planetě charakteristické nažloutlé zabarvení.
Avšak to nejdůležitější, co se atmosféry týče, je skleníkový efekt, který způsobuje obrovské množství oxidu uhličitého, který zabraňuje teplu, aby unikalo ven mimo planetu. To má za následek, že na Venuši se teploty pohybují okolo 460°C, což je asi o 100°C více než na Merkuru, který je ovšem mnohem blíže Slunci.
Atmosféra Venuše je úplná a neporušená. Vrstva mraků je silná asi 20 kilometrů a její dolní hranice je asi 50 kilometrů nad povrchem planety, kde je „vzduch“čirý a průzračný a panuje tam bezvětří. Avšak mraky, kde dochází k četným elektrickým výbojům, jsou hnány rychlostí až 300 kilometrů za hodinu a oběhnou planetu za 4 pozemské dny.
Nejvýznamnější útvar atmosféry Venuše je útvar tvaru Y, jehož noha se občas rozprostírá přes většinu planety a zachovává si severojižní symetrii.
V roce 1962 vedla k Venuši první úspěšná výprava, kdy se americká sonda Mariner 2 přiblížila k planetě na vzdálenost 35 000 kilometrů. Výprava zjistila, že Venuše nemá měřitelné magnetické pole, přesné určení doby rotace – 243 pozemských dní, což znamená, že Venuše je jedinou planetou, která má delší dobu rotace kolem své vlastní osy než dobu oběhu kolem Slunce (224,7 poz.dní). Mariner 2 také zjistil, že planeta rotuje od východu na západ, což je naopak, než se ve skutečnosti předpokládalo. V roce 1978 byl v USA zahájen projekt Pioneer Venus, který navazoval na výzkum předchozích sond Mariner.Systém tvořila orbitální stanice a výzkumná sonda. Stanice pořídila z oběžné dráhy kolem Venuše radarovou mapu Venušina povrchu, která je zdrojem většiny dnešních informací o terénu planety. Výzkumnou sondu tvořilo pět dílčích sond, které měly sestoupit na povrch planety a vysílat naměřené údaje. Jedna ze sond dodávala údaje ještě hodinu poté, co dopadla na Venušin povrch.
Během programu Pioneer Venus SSSR připravoval sérii sond Veněra, které nám poskytly zatím jediné fotografie z povrchu planety. Veněra 9 a 10 odeslaly na Zemi v roce 1975 každá po jednou černobílém snímku. Sondy Veněra 13 a 14 v březnu 1982 dokonce snímky barevné.
Pomocí radarového výškoměru získala sonda Pioneer Venus údaje, které naznačují, že Venuše je podstatně plošší než ostatní planety zemského typu. 60 % planety se například neodchyluje od středního poloměru planety (6037 km). Většinu povrchu Venuše tvoří pahorkatiny s výškou okolo 1000 m, 20 procent tvoří nížiny a pouhých 10 procent hornatiny).
Dvě největší oblasti pahorkatin jsou Terra Aphrodite (Afroditina země, velká asi jako Afrika) a Terra Ishtar (Ištařina země, velká jako Austrálie). Největším místem dosud zmapovaným na povrchu Venuše, Maxwellovo pohoří v Ištařině zemi, které je možná ve skutečnosti jedinou horou. Tyčí se do velikosti až 10 500 metrů nad středním poloměrem. Nejnižším místem Venuše je Diana Chasma(Dianin kaňon), nalézající se ve vnitrozemí Terra Aphrodite. Je hluboký cca 3000 metrů pod středním poloměrem planety.
Mars
Mars, planeta pojmenovaná pro své červené zabarvení (oxidy železa) po římském bohu planet zajímal pozemské pozorovatele po celá staletí.
Je to planeta, která ačkoli ne velikostí (téměř poloviční rovníkový průměr) připomíná svými charakteristickými rysy mnohem více Zemi než jakákoli jiná planeta. Díky větší vzdálenosti od Slunce má Mars mnohem větší orbitu a tím pádem i delší dobu rotace.23 pozemských měsíců. To se ale neprojevilo na rotaci kolem své vlastní osy, která je pouze o 41 minut delší než na Zemi. Také sklon rotační osy je se svými 23,4° velice podobný pozemskému (24°). Díky této shodě se na Marsu střídají roční období tak jako na Zemi. Také je to jediná planeta Sluneční soustavy, která má polární ledové čepičky, které se stejně jako na naší domovské planetě zmenšují a zvětšují podle závislosti na výše zmíněných ročních obdobích.
Jak již jsem zmiňoval, tak Mars je podstatně menší než Země a má také menší hustotu. Přestože teploty jsou tu nejbližší Zemi, je tu chladněji. Zatímco teplota v polárních oblastech se stěží vyšplhá nad -130°C, uprostřed léta v rovníkových oblastech teploty vystoupají až na 25°C.
Přestože Mars netrpí absencí atmosféry stejně tak jako Merkur nebo náš Měsíc, povrch především severní polokoule Marsu pokrývají vulkanické i impaktní krátery. Na planetě jsou ale také velkou měrou zastoupeny rozlehlé pláně (planitia), se sporadickým výskytem kráterů. Přestože na Marsu nejsou v současné době žádné činné sopky, ty objevené patří k nejvyšším v celém solárním systému.
Mezi ně patří i nejvyšší hora Marsu – Olympus Mons, vysoká 25 000 metrů na středním poloměrem planety.
Společným rysem terestriálních planet jsou tektonické poruchy a seismické zlomové oblasti. Mars není vyjímkou. Jedním z nich je Valles Marineris, kaňon táhnoucí se východním a jihovýchodním směrem od pohoří Tharsis Montes napříč Marsovým rovníkem.
Pro vědce je Mars také zajímavý mj. pro své zásoby vody, které se nalézají v podobě ledu buď v polárních čepičkách nebo pod povrchem planety. Přestože na celé planetě jsou vyschlá řečiště důkazy toho, že kdysi dávno na povrchu Marsu tekla po dlouhou dobu voda tak jako na Zemi. To, jak ovšem mohla téci voda na Marsu je nyní velkou záhadou, protože na planetě je tak nízký atmosférické tlak, že by se voda okamžitě vypařila.
Mars má pod povrchem tuhou kůru o tloušťce 48 kilometrů, obsahující nerozmrzající led. Další vrstva – plášť, je asi 200 kilometrů silná. Pod pláš´tem je pak částečně roztavená přechodová vrstva, přecházecíjí do jádra o průměru 1300-2100 kilometrů.
Atmosféra se skládá z oxidu uhličitého se stopami dusíku, argonu a kyslíku.
V roce 1877 učinil italský astronom objev:na povrchu Marsu jsou kanály. Měl za to, že byly vybudovány uměle inteligentními bytosti za účelem přivádět vodu z polárních oblastí do oblastí bližších rovníku. Tato teorie přetrvávala až do poloviny 20. století, ale představa, že na Marsu se nachází vegetace, kterou měly kanály zavlažovat stále přetrvávala až do doby, kdy se k Marsu přiblížily první americké sondy.
První z nich byl v roce 1965 Mariner 4, který následovaly Mariner 6 a 7. Tyto sondy předaly údaje o planetě, které vyvrátily teorie o přívětivém prostředí na Marsu. Objevily, že Mars je pustým místem s krátery, připomínající spíše Merkur než Zemi. Další z série sond Mariner byl Mariner 9, který v letech 1971-2 zmapoval celý Marsův povrch.
Jedinečný úspěch ovšem přinesl program Viking. V srpnu a v září 1975 byly vyslány dvě identické sondy Viking 1 a Viking 2. Každá se skládala z orbitálního a přistávacího modulu, jehož úkolem bylo bezpečně přistát na povrchu Marsu. Viking 1 přistál 20.7.1976 na Chryse Planitia a vysílal údaje dlouhých šest let až do listopadu 1982. Jeho oběžný modul zkoumal Marsův větší měsíc Phobos a pohyboval se na orbitě až do srpna 1980.Viking 2 se dotkl povrchu 3.9.1976 v Utopia Planitia a vysílal údaje až do dubna 1980. Jeho orbitální modul po prozkoumání druhého Marsovo měsíce, nazvaného Deimos pokračoval v činnosti až do července 1978, kdy byl techniky ze Země vypnut.
Sondy Viking nesly na své palubě zařízení pro tři experimenty, které měly zaznamenat projevy činnosti živých organismů. Jeden z experimentů měl zjistit, zda jsou mar´tanské organismy schopny asimilovat a rozkládat oxid uhelnatý a oxid uhličitý tak jako rostliny na Zemi, k čemuž byl použit dobře rozeznatelný izotop uhlíku 14C. Výsledek pokusu byl vyhodnocen jako slabě pozitivní, avšak pokusy prováděné souběžně na Zemi potvrdily, že k podobným výsledkům se můžeme dostat nikoli jen biologickou, ale i chemickou cestou.
Přestože program Viking byl vyhodnocen jako úspěšný, otázku, zda na Marsu někdy v historii existoval život, však nezodpověděl.

Marsovy měsíce
Americký astronom Asaph Hall (1829-1907) při pozorování zjistil, že okolo Marsu obíhají dva malé měsíce. Byly pojmenovány po členech družiny řeckého boha války Area Deimos (hrůza) a Phobos (strach). Větší Phobos má největší průměr 28 kilometrů, zatímco Deimos pouhých 16 kilometrů. Soudě podle jejich tvaru, vzhledu a velikosti, zřejmě jde o asteroidy zachycené gravitací Marsu buď v době formování sluneční soustavy.
Při pozorování měsíců z Marsu by Deimos vypadal velký asi jako Venuše ze Země a Phobos by nám připadal asi jako třetinový Měsíc. Ačkoli oba Měsíce obíhají stejným směrem, zdá se, že Phobos se pohybuje opačně, jelikož jeho oběžná doba je pouhých 8 hodin, tedy třetinová oproti času, za který se Mars otočí kolem své osy.
Oba měsíce jsou pokyty krátery, která hyzdí jejich povrch a také zlomy, které jsou způsobeny gravitační půsoením Marsu.

Jupiter
Jupiter, jakožto pátá nejvzdálenější planeta od Slunce, byl zcela po právu pojmenován po římském vládci bohů. Má 1330-krát větší objem a 813-krát větší hmotnost.
Jupiter měl na rozdíl od ostatních planet naprosto originální vývoj. Nevznikal shlukem žhavé energie a střety menších těles s většími, ale při zrodu celé sluneční soustavy měl asi desetkrát větší objem a připomínal vznikající hvězdu, ve kterou měl potenciál se stát. Avšak jaderné reakce, které se zažehly na Slunci, se na Jupiteru nedokázaly udržet. Jeho teplota se tak postupně snižovala a začal se smršťovat až do dnešní velikosti – rovníkový průměr = 142980 km. Avšak ještě dnes vychází z nitra Jupiteru asi tolik energie, jako na jeho povrch dopadá ze Slunce. Kdyby se ovšem z Jupitera stala hvězda, naše sluneční soustava by vypadala podstatně jinak než dnes.
Magnetické pole Jupitera je více než 4000-krát silnější než magnetické pole Země, což vedlo k představě, že planeta má kovové jádro. Kupodivu se ale centrum magnetického pole Jupiteru nenachází ve středu planety, ale v místě od něj vzdáleného 10 000 kilometrů a o 11° odkloněném od rotační osy. Toto místo je také středem rozsáhlé magnetosféry planety, která má průměr 10 000 000 kilometrů. 5 000 000 kilometrů dosahuje plazma nejvyšší teploty, která kdy byla zaznamenána v celé sluneční soustavě – 17-krát vyšší než byla naměřena v nitru samotného Slunce.
Jak už historie planety naznačuje, planeta se skládá výlučně z vodíku a helia a ostatních plynů a kapalin. Pokud se ovšem v nitru Jupitera nějaké pevné látky vyskytují, nezaujímají o moc větší prostor, jako Země. Nad takovým kamenným jádrem by se musela vyskytovat více než 6 000 kilometrů silná vrstva ledu, který by zůstával ve svém skupenství nikoli díky teplotě, která je ostatně velmi vysoká, ale díky tlaku.
Velkou část planety určitě tvoří roztavený vodík, nad jehož vrstvou se nachází přechodová zóna, která přechází ve vrstvu tekutého molekulárního vodíku.
Planetu, stejně jako u Venuše, zcela zakrývají mraky. Nižší mraky jsou pravděpodobně tvořeny stejně jako na Zemi vodní párou, která se ve větších výškách mění v ledové krystalky. Vyšší oblačnost je tvořena síranem amonným a v největších výškách se skládají z čistého čpavku.
Suverénně nejvýraznějším a nejznámějším útvarem na Jupiteru je Velká rudá skvrna. Je to cihlově červený útvar v oblačnosti, který je asi třikrát větší než Země. Je považována za systém s vyšším tlakem než okolí a připomíná obrovskou bouři. Vyskytuje se ve větší výšce a při nižších teplotách než většina Jupiterovy oblačnosti. Rotuje proti směru hodinových ručiček a uskuteční jednu otáčku za šest pozemských dní. Zatím není vědcům jasné, co je její podstatou. Podle jedné teorie je to otvor v Jupiterově atmosféře, kterou proudí do velkých výšek fosforovodík. Ten se působením ultrafialového záření rozkládá na vodík a červený fosfor, který dodává skvrně charakteristickou rudou barvu. Podle jiné teorie je rudá skvrna vrcholek stacionárního sloupce atmosférického plynu, který se utvořil nad nějakým topografickým povrchovým útvarem ležícím hluboko pod atmosférou planety. Co ovšem víme téměř jistě, je to, že Velká rudá skvrna je vyústěním nějakého proudění plynu, který vystupuje ve velké výšce z hlubin Jupiterovy atmosféry, ale prodění hmoty směrem od skvrny je nepatrné.
Podle všeho má tento útvar omezenou životnost, protože bouře, která zuří již 300 let, rozhodně není ničím obvyklým. Navíc již bylo pozorováno, že mění svou intenzitu. V letech 1891, 1928, 1938 a 1977 prodělala podstatné poklesy intenzity.
V atmosféře Jupiteru se nacházejí také další zajímavé útvary od menších rudých skvrn po hnědé tmavé útvary, jež se objevovaly na stejné zeměpisné šířce jako Velká rudá skvrna. Takovéto útvary, nazvané jižní tropické poruchy byly pozorovány poprvé roku 1900 a několikrát přeskočily velkou rudou skvrnu, než v roce 1940 po pětiletém slábnutí vymizely úplně.
V roce 1939 se v blízkosti Velká rudé skvrny objevila skupina větších bílých skvrn, rotujících rovněž proti směru hodinových ručiček.. Podobné, rotující však v opačném směru, byly nalezeny i na severní polokouli planety. V tropických oblastech jsou tyto skvrny spíše oválného tvaru, zatímco v blízkosti pólů mají spíše kruhový tvar.
Na severní polokouli vznikají také velmi výrazné polární záře, způsobené ultrafialovým zářením atomů a molekul vodíku.
Do roku 1979, kdy planetu navštívila sonda Voyager se nevědělo, že i Jupiter má výrazný systém prstenců. Jsou ale narozdíl od prstenců Saturnu velice úzké a tenké a viditelné také pouze při pozorování směrem od noční strany planety. Systém Jupiterových prstenců má dvě části a začíná 46 000 kilometrů nad svrchní vrstvou mraků.. Tvoří ho slabě viditelný pás o šířce 5 000 kilometrů, který přechází v užší a jasnější pás široký 800 kilometrů. Prstence se skládají z tmavých částic prachu a písku a podle všeho nejsou silnější než 2 kilometry.

Jupiterovy měsíce
Jupiterovy měsíce se dělí do čtyřech skupin, do kterých patří čtyři vždy přibližně stejné měsíce.

1. Měsíce vnitřní skpuiny (Metis, Adrasthea, Amalthea, Thebe)-tyto měsíce byly až na Amaltheu objeveny až sondami Voyager. Průměr mají menší než 350 kilometrů, jejich sklon vůči rovině rovníku je menší než půl stupně a jsou od Jupitera vzdáleny méně než 230 000 kilometrů.
2. Druhá skupina (Io, Europa, Ganymedes, Kallisto)-všechny měsíce druhé skupiny objevil při svém bádání Galileo Galilei. Všechny mají průměr větší než 3 000 kilometrů a oíhají ve vzdálenostech od 400 000 do 1 200 000 kilometrů od Jupitera. Jsou to po Měsíci první přirozené družice planet ve Sluneční soustavě, které kdy byly pozorovány. Navíc Ganymedes je absolutně největším měsícem v celé Soustavě.
3. Třetí skupina (Leda, Himalia, Lysithea, Elara)-měsíce třetí skupiny byly objeveny sice před lety sond Voyager, ale až ve 20. století. Všechny měsíce mají průměr menší než 170 kilometrů, obíhají v rovinách se sklonem 26 až 29 stupňů a nalezeme je ve vzdálenostech od 11 do 12 milionů kilometrů od Jupitera.
4. Čtvrtá skupina (Ananke, Karme, Pasife, Sinope)-tyto měsíce byly objeveny rovněž ve 20. století před letem sond Voyager. Jejich průměr je až 28 kilometrů, sklon jejich oběžných drah je mezi 147 a 163 stupni a obíhají ve vzdálenosti 20 až 24 milionů kilometrů od planety.

Saturn
Saturn je bezpochyby díky svému rozsáhlému systému prstenců nejpozoruhodnější planetou v celé Soustavě. Má jméno podle Jupiterova otce, původního patriarchy římských bohů a je to nejvzdálenější planeta v soustavě viditelná pouhým okem.
Svým složením je blízký Jupiteru. Jeho jádro je pravděpodobné o průměru menším 15 000 kilometrů, obklopené vrstvou ledu udržující se v pevném stavu vysokým tlakem svrchních vrstev skládajících se z kovového a molekulárního vodíku. Právě vodík se na hmotnosti planety podílí téměř 80 procenty. Druhým nejvíce zastoupeným prvkem je helium, což naznačuje, že Saturn bude mít za sebou podobný vývoj tak jako Jupiter.
Saturnova atmosféra se skládá z velké části plyny, které se nacházejí i v atmosférách Jupiteru, Uranu a Neptunu. Nejběžnějšími složkami jsou methan a čpavek, ale prokázala i přítomnost fosforovodíku a methylacetylenu. Atmosféra Saturnu je mnohem méně chuchvalovitá a hustá jako atmosféra Jupitera a tím pádem na ní nelze rozpoznat tolik útvarů jako na Jupiteru. Charakteristickým rysem atmosféry planety tak jsou pruhy, které s převládajícími západními a mnohem řidčeji i východními větry. Vanou rychlostí až 1 500 kilometrů za hodinu.
Největším útvarem v Saturnově atmosféře je Annina skvrna, což je světle červený útvar na jižní polokouli planety. Předpokládá se že je podobně jako Jupiterova Velká rudá skvrna tvořena fosforovodíkem, který se dostává do horních vrstev atmosféry působením spirálních konvenčních proudů.
Přestože Saturn není jedinou planetou se systémem prstenců, jeho prstence jsou bezpochyby nejvýraznějším a nejpříznačnějším rysem této planety. Poprvé byly pozorovány roku 1610, kdy Galileo Galilei ovšem přesně nevěděl, co to je zač, jelikož v té době byly k Zemi natočeny téměř úplně z boku. Nejdříve si myslel, že nalezl dva identické měsíce, podobné velikostí těm, které nalezl v blízkosti Jupitera. Tyto měsíce však neobíhaly a Galileo si to vysvětlil tím, že Saturn se skládá ze tří částí, které se téměř dotýkají jedna druhé, nepohybují se a ani nemění vzájemnou polohu. Překvapení bylo pro Galileie připravena na rok 1612, kdy se prstence Saturnu dostaly do kolmé polohy vůči Zemi a zdálo se, že krajní měsíce zmizely. Ještě více byl zmaten, když se o rok později znovu objevily.
Záhadu tak vyřešil holandský astronom Christian Huygens (1629 – 1695). Ten měl k dispozici silnější dalekohled, tak pochopil, že těmi záhadnými měsíci je vlastně systém prstenců. Také vypočítal, že prstence budou v podobném postavení každých 150 měsíců (později však bylo upřesněno, že se Saturnovy prstence naklánějí v intervalu, který kolísá mezi 165 a 189 měsíci) a objevil Saturnův největší měsíc Titan.
To, že prstencový systém Saturnu se neskládá pouze z jednoho, objevil Giovanni Domenico Cassini. Nalezl dělící prostor mezi dvěmi prstenci, v té době pojmenovány A a B a pomenoval ho Cassiniho dělení. Postupem času se ukázalo, že šest hlavních prstenců se skládá z tisíců malých dílčích prstenců.
Vznik prstenců se snaží vysvětlit dvě teorie. Podle jedné, vytvořené v 19. století Edwardem Rochem, byly prstence původně jedním velkým měsícem, který se stále dostával na nižší a nižší orbitu, až ho rozdrtily slapové síly nebo se srazil s kometou nebo asteroidem. Podle druhé teorie prstence nikdy nebyly součástí většího tělesa, ale jsou to pozůstatky nebulární hmoty, která zbyla po vzniku planety před 4,6 miliardami let. Jinými slovy, tyto částice pocházejí ze stejné zárodečné hmoty jako Saturn, ale jako oddělené se zformovaly do tvaru prstenců.

Saturnovy měsíce
Saturn je mezi ostatními planetami výjimečný nejen prstenci, ale i svým rozsáhlým systémem měsíců, mezi které patří tělesa od velikosti měsíce Titanu, který byl kvůli své husté atmosféře jeden čas považován za největší přirozenou oběžnici Sluneční soustavy, po skupinu drobných měsíců, objevených až během výpravy sond Voyager. Před jejich vysláním bylo známých pouze devět Saturnových měsíců.
Když v roce 1982 skončilo vyhodnocování pozorování sond Voyager, rozpoznávali astronomové 17 měsíců a 4-6 langrangeovských koorbitálů. (Koorbitál je výraz po malé měsíce, které se pohybují po shodné oběžné dráze z větším měsícem a zůstávají 60 stupňů za nebo před ním.
Určitě nejzajímavějším měsícem Saturnu je Titan. Titan se od ostatních měsíců a i některých planet liší tím, že má plně vyvinutou atmosféru. Je bohužel tak hustá, že nikdy nemohl být zmapován jeho povrch. Skládá se převážně (94%) z dusíku. Další složky atmosféry jsou methan, acetylen, ethan a propan.
To jak na měsíci atmosféra vznikla. Podle jedné teorie byly všechny větší měsíce ze stejného složení, ale Titan se však vyvíjel v chladnějších oblastech, dále od Jupitera (který se málem stal hvězdou), ale i od Slunce, takže možná proto se uhlovodíky, které se u Jupiterových měsíců vypařily, na Titanu částečně uchovaly v pevném stavu. Titan byl zároveň jediný, který byl dostatečně velký, aby se u něj atmosféra udržela.
Pozorovateli stojícímu na povrchu Titanu by se naskytl pohled na jedinečný, avšak velmi nehostinný svět. Jelikož se teplota na povrchu pohybuje okolo -180°C, může methan zůstat v jak kapalném, tak i v plynném stavu tak jako u nás voda. Rovněž se na Titanu nacházení tak jako na Zemi vodní methanové čepičky, které se v závislosti na ročních období, které se střídají každých třicet let, zvětšují a zmenšují. Samotná voda se na Titanu vyskytuje také, ale ovšem až pod vrstvou methanových útvarů.
Titan nemá magnetické pole, a z toho můžeme soudit že v jeho jádře nejsou zastoupeny žádné kovové minerály obsahující železo.
Co je ovšem na Titanu nejzajímavější, je to, že na povrchu Titanu panují podobné podmínky jako na Zemi před 4 miliardami let, což znamená předtím, než se na ní vyvinul život. Byla vyslovena teorie, že i na Titanu existuje stejná prebiotická „polévka“, z níž se kdysi zrodil život na Zemi, a že k takovému vývoji může dojít i na Titanu.

Uran
Uran je první z planet objevených až v poslední době. Stalo se to v roce 1781, kdy byl objeven anglickým astronomem anglického původu Williamem Herschelem. Jméno dostal po nejstarším z hlavních bohů řecké mytologie.
Sklon rotační osy Uranu k oběžné rovině je 98 stupňů. Na tuto skutečnost se přišlo roku 1829. Při takovém sklonu osy to vypadá, jakoby Uran rotoval na boku. Uran tedy nemá při střídání ročních období nejblíž oblasti blízké rovníku, ale střídavě oba póly.
Tak jako Jupiter, Saturn a Neptun, je i Uran planetou plynného charakteru. Má výrazné modrozelené zabarvení, zbůsobené pravděpodobně koncentrací methanu v jeho svrchní atmosféře. Je výrazně menší než předchozí dvě planety. Jeho rovníkový průměr činí „pouze“ 51 800 kilometrů.
Hlavními složkami atmosféry jsou (tak jak to už u planet plynného typu bývá) vodík a helium., K dalším složkách patří methan, acetylen a další uhlovodíky.
Oba póly mají překvapivě stejnou teplotu, bez ohledu na tom, který je zrovna natočen ke Slunci.
Než se v lednu 1986 dostal z Uranu Voyager 2, soudilo se, že planeta nemá magnetické pole. Ukázalo se, že to není pravda. Má přibližně stejnou intenzitu jako magnetické pole Země, které však vděčí za svou existenci roztavenému kovovému jádru. Pole Uranu je ovšem tvořeno elektricky vodivým oceánem čpavku a vody pod obrovským tlakem, který se vyskytuje pod hranicí plynné atmosféry.
Stejně jako Jupiáter a Saturn, má i Uran svůj systém prstenců. Celkový jejich počet je jedenáct, což znamená, že tento systém je sice složitější než Jupiterův, avšak ani ne zdaleka tak komplikovaný jako ten Saturnův.

Uranovy měsíce
Přes vysláním sond Voyager bylo známo pouze pět měsíců – Miranda, Ariel, Umbriel, Titania a Oberon. Avšak tato expedice nich nalezla dalších deset, všechny však mnohem blíže planetě než ostatní.
Všechny Uranovy měsíce jsou tvořeny napůl z vody, 30 procent zaujímají horniny a 20 procent organické sloučeniny.

Neptun
Neptun je planeta vzdálená od Slunce průměrně 4,5 miliardy kilometrů, což je třikrát více než Saturn a o polovinu více než Uran. Své jméno dostal kvůli svému modrému zabarvení po římském bohu moře Neptunovi. Jeho existence byla potvrzena až 65 let po objevení Uranu, přestože byl pozorován už v roce 1613 Galileem Galileiem, s konečnou platností byl identifikován jako planeta až v roce 1846.
Do roku 1989, kdy se k Neptunu dostala sonda Voyager 2, se o Neptunu vědělo velmi málo. Sonda proletěla kolem planety ve vzdálenosti 4870 kilometrů a objevila šest jeho měsíců a čtyři prstence. Také se potvrdila existence magnetického pole se sklonem 50 stupňů k rotační ose a se středem posunutým o 9600 kilometrů od geometrického středu planety. Průměrná teplota na povrchu Neptunu dosahuje asi -178°C.
Nejnápadnějším útvarem na planetě je Velká tmavá skvrna v Neptunově atmosféře. Je to skvrna podobná Jupiterově velké rudé skvrně, a to jak polohou, tak i relativní velikostí. Je to rovněž útvar eliptického tvaru, rotující proti směru hodinových ručiček, vyskytující se pravděpodobně nad horní hranic´oblačnosti.
Jižně od Velké tmavé skvrny se nachází další atmosférický útvar. Dostal přezdívku Skútr, protože se vždy pohyboval větší rychlostí než skvrna.
Neptunův prstencový systém je tvořen čtyřmi úplnými, ale nepravidelnými oblouky. Byly objevené až v roce 1989, protože jsou tak vzdálené, že je není možné ze Země pozorovat.
Okolo Neptuna obíhá osm měsíců, ze kterých byly před návštěvy planety sondou Voyager 2 známy pouze dva – Triton a Nereida.
Triton je bezkonkurenčně největší měsíc Neptunu. Obíhá planetu proti směru její rotace a má průměr 2705 kilometrů. Po Titanu je to druhý měsíc, kde byla nalezena (i když podstatně řidší) atmosféra. Tu tvoří methan ochlazený na -200°C, což znamená, že je to nejchladnější z dosud pozorovaných těles sluneční soustavy.

Pluto
V druhé polovině minulého století se došlo k závěru, že vzhledem k tomu, že existují jisté nepravidelnosti v oběžných drahách Uranu a Neptunu, a proto musí existovat ještě další, devátá planeta. Na přelomu století zahájil Percival Lowell systematický průzkum oblohy ve snaze najít těleso, které označil jako planetu X. V letech 1915 a 1919 se podařilo Pluto i vyfotografovat. Avšak na fotografii nebylo rozpoznané, jelikož se ukázalo ve skutečnosti jako mnohem slabší než se předpokládalo. V roce 1929 se astronomové pustili opět do hledání neznámé planety s tentokrát třináctipalcovým teleskopem a širokoúhlou fotografickou kamerou. Jejich postup se ukázal jako správný. 18.února 1930 identifikoval mladý čtyřiadvacetiletý astronom Clyde Tombaugh novou planetu.
Planeta dostala jméno Pluto po římském bohu mrtvých a podsvětí. Vzhledem k velké vzdálenosti planety od Země bylo velmi obtížné určit velikost planety. V roce 1965 se potvrdilo, že průměr Pluta nemůže být větší než 7000 kilometrů. Odhad 5900 kilometrů zůstal v platnosti až do sedmdesátých let, kdy byl na povrchu Pluta objeven methanový led, který odráží mnohem více světla, než tmavé horniny, které se pravděpodobně měly na povrchu Pluta nacházet. Z toho plynulo, že velikost Pluta musí být mnohem menší, dokonce menší než Měsíc a že jeho průměr činí pouze něco málo okolo 2200 kilometrů. Další vlastnost, která odlišuje Pluto od ostatních planet, je jeho velký sklon k rovině ekliptiky. Kdy zatímco u většiny ostatních planet mají sklon k rovině ekliptiky do 2,5 stupně, sklon oběžné dráhy Pluta je celých 17 stupňů.
Podle jedné z teorií bylo Pluto původně Neptunovým měsícem a opustilo jeho oběžnou dráhu kvůli nějakému střetu s Tritonem. Jak Triton, tak i Nereida mají neobvyklé orbity, což by mohla být památka na tuto událost.
O Plutu je známu vůbec nejméně ze všech planet Sluneční soustavy. Je to proto, že ho dosud nenavštívila a v dohledné budoucnosti nenavštíví žádná sonda. Jediné co íme je to, že je to planeta velmi chadná a že polední teploty v létě jen zřídka překračují -200°C. Na jeho povrchu se vyskytuje i methanový led, a to v podobě ledu nebo námrazy.
V roce 1978 se prokázalo, že kolem planety obíhá měsíc Charon, který zřejmě má průměr kolem 1200 kilometrů. Jeho hmotnost byla odhadnuta na přibližně 5 až 10 procent hmotnosti Pluta. Charon oběhne Pluto jednou za 153 hodin, což odpovídá době rotace Pluta. To znamená, že jedna a tatáž polokoule je tedy neustále natočena ke stejné polokouli Pluta.