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 wydaje się być rdzawo-czerwona i kojarzyła się starożytnym z pożogą wojenną. Postrzegany odcień wynika stąd, że powierzchnia planety jest pokryta tlenkami żelaza. Mars posiada dwa niewielkie księżyce o nieregularnych kształtach – Fobosa i Deimosa – prawdopodobnie są to dwie planetoidy przechwycone przez pole grawitacyjne planety. Przypuszcza się, że mogło na niej kiedyś powstać życie, jednak obecnie nie ma na to solidnych dowodów.

Mars jest jedną z pięciu planet widocznych gołym okiem. W opozycji osiąga jasność do -2,7 wielkości gwiazdowej i średnicę kątową do 25".

Mars od wieków fascynował ludzi wszystkich kultur, głównie z powodu niespotykanej czerwonej barwy i szybkiego ruchu pozornego na niebie. Jest planetą o połowę mniejszą od Ziemi, zaś jego powierzchnia i masa stanowią odpowiednio tylko 1/5 i 1/10 ziemskiej. Doba na Marsie trwa niewiele więcej niż ziemska – liczy 24 godziny, 36 minut i 35 sekund. Natomiast rok marsjański jest prawie dwa razy dłuższy od ziemskiego – ma 687 dni. Z racji swojej odległości od Słońca (w takiej samej jednostce czasu na powierzchnię Marsa pada tylko 40% energii słonecznej, która dociera do Ziemi), ale także braku dużych zbiorników wodnych i gęstej atmosfery temperatura powierzchni Marsa ulega dużym wahaniom – w dzień może sięgać niemal 20°C, natomiast w nocy spadać do –90°C (na biegunach nawet do –135°C).

Atmosfera Marsa jest bardzo cienka i rozrzedzona. Średnie ciśnienie atmosferyczne waha się w granicach 750 paskali (jest to około 0.75% ciśnienia atmosferycznego na Ziemi). Ponieważ grawitacja Marsa jest prawie trzykrotnie mniejsza od ziemskiej, wysokość na jakiej ciśnienie spada 2,72 raza (czyli o czynnik e) jest dla atmosfery tej planety prawie dwukrotnie większa niż dla atmosfery ziemskiej i wynosi 11 km. Jej skład to głównie dwutlenek węgla (95.32%), azot (2.7%) i argon (1.6%). Pozostałe 0,38% stanowią pierwiastki śladowe, wśród których znajduje się także tlen. Hipoteza, która tłumaczy obecność tak cienkiej atmosfery głosi, iż głównym czynnikiem odpowiedzialnym za jej erozję jest wiatr słoneczny. Wskutek braku pola magnetycznego o globalnym zasięgu, cząsteczki wiatru nie są odpychane, lecz bez trudu zderzają się z atomami gazów atmosferycznych, wywiewając je w przestrzeń kosmiczną.

W 2003 roku dzięki obserwacjom teleskopowym odkryto w atmosferze śladowe ilości metanu, co zostało potwierdzone w marcu 2004 przez misję Mars Express Orbiter. Gaz ten jest nietrwały, co znaczy, że na planecie musi być (lub było w ciągu ostatnich kilku setek lat) jego źródło. Prawdopodobnym wyjaśnieniem może być aktywność wulkaniczna, upadki komet lub nawet istnienie mikroorganizmów produkujących metan. Gaz występuje miejscowo, co sugeruje, że jest on szybko rozkładany i nie ma czasu, żeby uzyskał jednorodne stężenie w całej atmosferze. Planuje się zbadanie obecności innych gazów towarzyszących metanowi, co pozwoli na określenie źródła jego wydzielania się. Na Ziemi metanowi powstałemu w wyniku procesów biologicznych w oceanach towarzyszy etan, podczas gdy metan będący wynikiem działalności wulkanicznej występuje razem z dwutlenkiem siarki.

Innym przejawem dynamiki atmosfery Marsa oprócz powstawania i znikania metanu jest para wodna przemieszczająca się między biegunami, powodująca powstawanie podobnego do ziemskiego szronu i rozległych chmur pierzastych złożonych z kryształków lodu i sfotografowanych przez pojazd Opportunity w 2004 r.

Najbardziej prawdopodobna teoria dotycząca budowy czerwonej planety głosi, że składa się ona ze stałego jądra o promieniu ok. 1700 km, w skład którego wchodzą przede wszystkim nikiel i żelazo. Jest ono otoczone skalistym płaszczem. Powierzchnię planety stanowi natomiast dosyć cienka, bo tylko 30 kilometrowa, skorupa składająca się w 2/3 z krzemu, ale także żelaza i jego związków, takich jak tlenek żelaza i siarczek żelaza, dzięki którym planeta ma czerwony kolor.

Na Marsie nie występuje globalne (dipolowe) pole magnetyczne podobne do ziemskiego. Planeta posiada natomiast słabe pole magnetyczne o lokalnym charakterze. Obserwacje dokonane przez sondę Mars Global Surveyor wykazały, że w skorupie planety znajdują się na przemian położone pasma o przeciwnej biegunowości magnetycznej [1], o szerokości przeważnie ok. 160 km i długości ok. 1000 km. Podobne struktury można znaleźć na dnie ziemskich oceanów. Istnienie pasm jest dowodem występowania w przeszłości ruchów tektonicznych płyt, a to jest przesłanką świadczącą o tym, że w przeszłości na Marsie istniało dipolowe pole magnetyczne, generowane ruchem płynnego jądra. Obecnie brak globalnego pola magnetycznego wyklucza istnienie płynnego jądra we wnętrzu Marsa.

Jednym z odkryć pojazdu Opportunity jest obecność na Równinie Meridiani małych kulek hematytu o średnicy kilku milimetrów. Przypuszczalnie powstały one w środowisku wodnym kilka miliardów lat temu. Odkryto również inne minerały zawierające siarkę, żelazo i brom, takie jak jarosyt. Na podstawie tego i innych dowodów grupa 50 naukowców ogłosiła w Science z 9 grudnia 2004 r., że "kiedyś na powierzchni Równiny Meridiani sporadycznie była obecna woda, która docierała pod powierzchnię planety. Ponieważ obecność wody jest podstawowym warunkiem istnienia życia, można stąd wnioskować, że w pewnym okresie marsjańskiej historii Równina Meridiani mogła mieć warunki odpowiednie do życia." Po przeciwnej stronie planety pojazd Spirit znalazł inne dowody istnienia wody, w tym minerał getyt, który może powstać tylko w jej obecności. Na przełomie 2004 i 2005 roku europejska sonda kosmiczna Mars Express Orbiter badając obszary okołorównikowe stwierdziła w niektórych punktach atmosfery podwyższoną zawartość metanu pokrywającą się z miejscami o podwyższonej ilości pary wodnej. Posługując się danymi z amerykańskiego orbitera Mars Odyssey odkryto w tych rejonach pokłady wody pod powierzchnią gruntu. Następnych rewelacji dostarczyła po raz kolejny misja Mars Express, której zdjęcia regionu Elysium Planitia wykazały istnienie obszaru, do złudzenia przypominającego zamarznięte morze. Informacje te przekazano podczas zjazdu naukowców w European Space Research and Technology Centre (ESTEC) w Noordwijk w Holandii. Według wstępnych danych obszar ten jest bardzo młody w geologicznej skali czasu. Jego wiek wywnioskowany na podstawie małej ilości kraterów uderzeniowych szacuje się na 5 milionów lat. Głębokość tego, niepotwierdzonego jeszcze morza, określona została na około 45 metrów, a jego wielkość porównuje się do objętości Morza Północnego. Naukowcy przypuszczają, że powstało ono na skutek wypływu podziemnych wód, spowodowanego aktywnością wulkanów Albor Thollus i Elysium Mons. To co ochroniło wodę w zbiorniku przed wyparowaniem (w warunkach panujących na Marsie w okolicach równikowych, woda szybko sublimuje), to najprawdopodobniej pył, który pokrył grubą warstwą powierzchnię zamarzniętego morza.

W 1996 r. naukowcy zajmujący się meteorytem ALH84001, który jak się przypuszcza pochodzi z Marsa, odkryli struktury określone jako mikroskamieniałości pozostawione przez żyjące organizmy. Interpretacja ta wzbudziła jednak kontrowersje i dotąd nie ma zgodnej opinii uczonych na ten temat.

Merkury – licząc od Słońca, pierwsza planeta Układu Słonecznego. Była znana już w starożytności, choć jest najtrudniejsza do obserwacji spośród wszystkich planet widocznych gołym okiem. Jako planeta wewnętrzna znajduje się dla ziemskiego obserwatora zawsze bardzo blisko Słońca. Stąd Merkurego dojrzeć można jedynie tuż przed wschodem lub tuż po zachodzie Słońca. Planeta ta nie posiada księżyców.

Merkury porusza się po orbicie o dość dużym mimośrodzie, równym 0,2056 - co powoduje, że w peryhelium przybliża się on na 46 mln km do Słońca, a w aphelium oddala od niego na 69,8 mln km. Zmienia się przez to widoczna z jego powierzchni średnica kątowa naszej Dziennej Gwiazdy – od 1°09’ do 1°44’. Również czymś wyjątkowym jest fakt, że orbita tej planety nachylona jest o nieco ponad 7° do płaszczyzny ekliptyki. Jeden obieg Merkurego wokół Słońca trwa ok. 88 ziemskich dni.

Orbita Merkurego znajduje się znacznie bliżej Słońca niż ziemska, stąd możemy czasami obserwować zjawisko przejścia tej planety przed tarczą słoneczną.

Orbita Merkurego wykazuje drobne zmiany co kilka obiegów wokół Słońca. Ich wyjaśnienie za pomocą ogólnej teorii względności było pierwszym potwierdzeniem słuszności rozumowania Albert Einsteina.

Merkury jest planetą z grupy planet ziemskich, tzn. mających skalistą powierzchnię. Jego średnica wynosi 4879 km. Pod względem wielkości jest najmniejszą planetą Układu Słonecznego. Z racji bliskości Słońca temperatura nasłonecznionej półkuli może przekraczać znacznie 400 °C. Po stronie zaś nieoświetlonej spada do ok. -170 °C. Na żadnej innej planecie nie ma takich dużych różnic temperatury. Okres rotacji Merkurego wokół własnej osi jest także dość nietypowy w porównaniu z pozostałymi planetami – jeden obrót trwa aż 58 dni, 15 godzin i 26 minut. Zatem dzień merkuriański stanowi ok. dwóch trzecich tamtejszego roku. Tak powolny ruch obrotowy spowodowany jest najprawdopodobniej silnym oddziaływaniem grawitacyjnym Słońca. Każde miejsce na powierzchni jest przez trzy miesiące nieustannie oświetlane, co ogromnie podnosi temperaturę.

Pod względem budowy Merkury bardzo podobny jest do Ziemi. Średnia bowiem gęstość tej planety wynosi 5,427 g/cm³. Wnętrze kryje pod skorupą i płaszczem małe żelazowo-niklowe jądro.

Wielka Mgławica Oriona (krócej: Mgławica Oriona, znana również jako Messier 42, M42 lub NGC 1976) – najjaśniejsza mgławica dyfuzyjna na niebie, widoczna nieuzbrojonym okiem. Znajduje się w gwiazdozbiorze Oriona, na południe od jego Pasa. M42 znajduje się 1500 lat świetlnych i stąd jest najbliższym nam obszarem gwiazdotwórczym. Posiada średnicę 30 lat świetlnych.

Mgławica jest jednym z najpopularniejszych obiektów obserwacji i badań, zarówno przy użyciu instrumentów naziemnych jak i teleskopów kosmicznych^[6].

Wokół gwiazd mgławicy zaobserwowano dyski protoplanetarne, brązowe karły, turbulentne przepływy wielkich ilości gazu oraz efekty fotojonizacyjne.

Najjaśniejsze gwiazdy znajdujące się w mgławicy (ok. 5^m) znane były już w czasach starożytnych (uważano je za jedną gwiazdę). W swoich katalogach zawarli je Klaudiusz Ptolemeusz z (ok. 130 r.) i Tycho Brahe (koniec XVI wieku). Johann Bayer skatalogował ją w swoim dziele Uranometria jako Theta Orion (1603 r.). W 1610 Galileusz zaobserwował przy użyciu swojego teleskopu skupisko słabych gwiazd, nie zauważył jednak mgławicy. Siedem lat później (4 lutego 1617) przyjrzał się dokładniej głównej gwieździe – θ¹ (Theta1) Orionis i stwierdził że jest gwiazdą potrójną.

Jako pierwszy M42 zaobserwował Nicolas-Claude Fabri de Peiresc pod koniec 1610 roku. Rok później niezależnie odkrył ją jezuita Johann Baptist Cysatus z Lucerny i zanotował w swojej książce na temat komety z 1618. Pierwszy znany rysunek mgławicy wykonał Giovanni Batista Hodierna, zawarł on na nim trzy gwiazdy (prawdopodobnie Theta1, Theta2A i Theta2B). Wyniki wszystkich tych obserwacji zaginęły, dlatego przez wiele lat jako odkrywcę M42 podawano Christiaana Huygensa (niezależnie odkrył ją w 1656). Taka informacja znalazła się między innymi na liście sześciu "mgławic" Edmonda Halleya (1716), posłużył się nią także Charles Messier kiedy 4 marca 1769 roku dodał mgławicę do swojego katalogu.

Jest rzeczą niezwykłą, że M42 znalazła się w katalogu wraz z jasnymi gromadami Praesepe (M44) i Plejad (M45). Messier zazwyczaj dodawał tylko słabsze obiekty, które mogły być wzięte za komety. Jednak w nocą 4 marca 1769 wyznaczył dokładne pozycje obu dobrze znanych gromad aby powiększyć swoją listę dla Memoires de l'Academie (1771, opublikowana w 1774^[7]) do 45 pozycji. Najprawdopodobniej chciał pobić Lacaille'a, który w swoim katalogu obiektów nieba południowego z 1755 roku zawarł 42 wpisy. Messier zmierzył też pozycję mniejszej mgławicy M43 zauważonej przez de Mairana w 1731.

Nowe badania pokazują, że mgławica mogła być znana już przed 1610. Nawiązania do niej miałyby się znajdować w legendach Majów z Ameryki Środkowej^[8]