Ziemia jest trzeci╣ planet╣ od S│o±ca, najwiΩksz╣ z 4 planet wewnΩtrznych. Pod wzglΩdem budowy przypomina inne planety tej grupy. Metaliczne, sta│e j╣dro otoczone jest przez j╣dro zewnΩtrzne z metalu p│ynnego, po kt≤rym nastΩpuj╣ warstwy p│ynnych, p≤│p│ynnych i sta│ych ska│. Natomiast warunki na powierzchniach tych planet r≤┐ni╣ siΩ diametralnie: tylko na Ziemi wystΩpuje woda w stanie p│ynnym, bogata w tlen atmosfera oraz inne warunki sprzyjaj╣ce ┐yciu. Trwaj╣ca od 4,5 miliarda lat ewolucja Ziemi zachodzi nadal, zar≤wno w spos≤b naturalny, jak i w wyniku dzia│a± cz│owieka. Ziemia jest jedyn╣ planet╣, na kt≤rej wystΩpuje woda w stanie ciek│ym i azotowo-tlenowa atmosfera, dziΩki czemu mog│o siΩ na niej rozwin╣µ ┐ycie. Jest pi╣t╣ pod wzglΩdem wielko£ci planet╣ Uk│adu S│onecznego, trzeci╣ w kolejno£ci od S│o±ca. W£r≤d planet odznacza siΩ najwiΩksz╣ gΩsto£ci╣. Bezpo£rednio po narodzinach Ziemia by│a globem bardzo gor╣cej, p≤│p│ynnej materii. Podczas gdy ciΩ┐sze pierwiastki opada│y do £rodka, tworz╣c metaliczne j╣dro, l┐ejsze unosi│y siΩ ku powierzchni, tworz╣c skalny p│aszcz i skorupΩ ziemsk╣. W ci╣gu miliard≤w lat Ziemia ostyg│a, jej powierzchnia stwardnia│a, wykszta│ci│a siΩ atmosfera i powsta│y oceany. Obecnie Ziemia nadal ewoluuje: skorupa, odnawiana przez wybuchy wulkaniczne na dnie ocean≤w, podlega nieustannym zmianom w wyniku trzΩsie± ziemi i dryfu kontynent≤w. Zmienia siΩ te┐ powoli sk│ad atmosfery, g│≤wnie z powodu dzia│alno£ci cz│owieka. Skalna skorupa pokrywaj╣ca powierzchniΩ Ziemi sk│ada siΩ z kilkunastu oddzielnych p│yt. Ka┐dy kontynent nale┐y do jednej lub wiΩcej p│yt, kt≤re przesuwaj╣ siΩ wzglΩdem siebie z prΩdko£ci╣ r≤wn╣ szybko£ci wzrostu paznokci u ludzi. Sztywne p│yty "p│ywaj╣" po warstwie p≤│p│ynnej magmy, kt≤ra ulega wzburzeniu pod wp│ywem gor╣cych pr╣d≤w z metalicznego j╣dra. Ruch magmy powoduje powolne przesuwanie siΩ p│yt. Gdy Ziemia obraca siΩ, wiry wystΩpuj╣ce w zewnΩtrznej, p│ynnej czΩ£ci j╣dra generuj╣ pr╣dy elektryczne. Pr╣dy te z kolei powoduj╣ powstanie wok≤│ planety pola magnetycznego, kt≤re rozci╣ga siΩ daleko w przestrze±. Pole to, nazywane magnetosfer╣, chroni ZiemiΩ przed wiatrem s│onecznym - strumieniami wysokoenergetycznych cz╣stek p│yn╣cych ze S│o±ca, z kt≤rych czΩ£µ zostaje uwiΩziona przez pole magnetyczne w dw≤ch obszarach nazywanych pasami Van Allena. Ziemia, z jej obfitymi zasobami wody, tlenu i azotu - substancji niezbΩdnych do istnienia ┐ycia w znanej nam postaci - stanowi wyj╣tek w Uk│adzie S│onecznym. Pierwsze organizmy ┐ywe pojawi│y siΩ na niej oko│o 3,8 miliarda lat temu, natomiast dinozaury - oko│o 150 milion≤w lat temu. Te wielkie gady wyginΩ│y oko│o 65 milion≤w lat temu, byµ mo┐e dlatego, ┐e w ZiemiΩ uderzy│ olbrzymi meteoryt, wzbijaj╣c do atmosfery du┐e ilo£ci py│u. W ten spos≤b zosta│ odciΩty dop│yw promieni s│onecznych, co spowodowa│o kr≤tkotrwa│╣ epokΩ lodow╣, podczas kt≤rej dinozaury wyginΩ│y z g│odu i zimna. KsiΩ┐yc - jedyny naturalny satelita Ziemi - jest skalnym globem, kt≤rego £rednica wynosi jedn╣ czwart╣ £rednicy Ziemi. KsiΩ┐yc nie £wieci w│asnym £wiat│em, lecz odbija promienie s│oneczne. Jego bezwodna, pokryta py│em powierzchnia nie wykazuje £lad≤w ┐ycia. Nie ma na nim atmosfery, gdy┐ grawitacja jest zbyt s│aba, by utrzymaµ cz╣steczki gazu. PowierzchniΩ pokrywaj╣ kratery. Lawa wulkaniczna, kt≤ra przedosta│a siΩ do niekt≤rych z nich, utworzy│a maria, czyli morza ksiΩ┐ycowe. KsiΩ┐yc jest £rednich rozmiar≤w, w por≤wnaniu z satelitami innych planet Uk│adu S│onecznego. NajwiΩkszy z nich, jeden z ksiΩ┐yc≤w Jowisza, Ganimedes, ma £red-nicΩ 5262 km, podczas gdy £rednica KsiΩ┐yca wynosi 3476 km. Spo£r≤d wielu drobniejszych satelit≤w wymieniµ mo┐na satelitΩ Urana - KordeliΩ, o £rednicy zaledwie 30 km. Ziemia i KsiΩ┐yc powsta│y 4,5 miliarda lat temu. Jednak┐e pochodzenie KsiΩ┐yca nadal stanowi zagadkΩ. M≤g│ on uformowaµ siΩ wraz z Ziemi╣ na wczesnym etapie istnienia Uk│adu S│onecznego. Mog│o go wychwyciµ z przestrzeni miΩdzyplanetarnej pole grawitacyjne Ziemi. Najbardziej rozpowszechniona teoria g│osi, ┐e KsiΩ┐yc powsta│ w wyniku zderzenia Ziemi z planetoid╣ wielko£ci Marsa. Grawitacyjne oddzia│ywanie Ziemi na KsiΩ┐yc i KsiΩ┐yca na ZiemiΩ powoduje wyd│u┐anie okresu obrotu obydwu cia│. Na przyk│ad okres obrotu Ziemi (doba) wynosi│ kiedy£ 10 godzin, lecz stopniowo uleg│ zwiΩkszeniu do 24 godzin. Proces ten m≤g│by ostatecznie doprowadziµ do takiego wyd│u┐enia doby, ┐e miesi╣c trwa│by 47 obecnych dni. Jednak┐e skala czasowa tego procesu przewy┐sza znacznie przewidywany czas ┐ycia S│o±ca, a zatem Uk│ad S│oneczny nie bΩdzie istnia│ wystarczaj╣co d│ugo, aby do tego dosz│o. Kratery na KsiΩ┐ycu powsta│y w wyniku bombardowania meteorytami ponad 3,5 miliarda lat temu. Maj╣ do 300 km £rednicy. W niekt≤rych kraterach wystΩpuj╣ tarasowate zbocza i │a±cuchy g≤rskie w kszta│cie koncentrycznych pier£cieni, a tak┐e centralnie po│o┐one wierzcho│ki. Inne s╣ otoczone du┐ymi, jasnymi, rozchodz╣cymi siΩ promieni£cie formacjami wyrzuconej materii. NajwiΩksze kratery wype│nia zastyg│a lawa wulkaniczna, tworz╣c g│adkie r≤wniny zwane maria (morza). Wiele wskazuje na to, ┐e KsiΩ┐yc by│ kiedy£ w stanie p│ynnym. Badania ska│ ksiΩ┐ycowych pozwalaj╣ szacowaµ, ┐e skalna skorupa wykszta│ci│a siΩ 4,48 miliarda lat temu. Przez nastΩpne 500 milion≤w lat meteoryty rozbija│y i nadtapia│y tΩ skorupΩ. W wyniku dw≤ch ostatnich potΩ┐nych zderze±, kt≤re mia│y miejsce oko│o 4 miliard≤w lat temu, powsta│y baseny uderzeniowe, znane jako Morze Deszcz≤w (Mare Imbrium) i Morze Wschodnie (Mare Orientale). W ka┐dym momencie S│o±ce o£wietla 50 procent powierzchni KsiΩ┐yca. To, jak╣ czΩ£µ o£wietlonego obszaru widzimy, zale┐y od po│o┐enia KsiΩ┐yca wzglΩdem Ziemi i S│o±ca. Obserwator z Ziemi mo┐e ogl╣daµ albo pe│n╣ tarczΩ KsiΩ┐yca, albo nie widzieµ jej wcale, albo te┐ widzieµ tylko fragment. Cykl zmian przebiega w o£miu etapach, zwanych fazami KsiΩ┐yca, w ci╣gu 29,53 dnia. Tw≤rca nowoczesnej nauki o KsiΩ┐ycu, gda±ski astronom Jan Heweliusz (1611-1687), obszernym dziele zatytu│owanym Selenografia wylicza nie 8, ale a┐ 40 faz KsiΩ┐yca, oddzielnie traktuj╣c fazy KsiΩ┐yca rosn╣cego i malej╣cego. Jednak ani podzia│, ani zastosowane przez Heweliusza nazewnictwo (na przyk│ad interluniam, corniculata, cornigera) nie przyjΩ│y siΩ w astronomii. Z zaµmieniem mamy do czynienia wtedy, gdy £wiat│o jednego cia│a niebieskiego zostanie przes│oniΩte przez inne cia│o niebieskie. Zaµmienia KsiΩ┐yca nastΩpuj╣ dwa lub trzy razy w roku, gdy Ziemia znajdzie siΩ miΩ dzy KsiΩ┐ycem w pe│ni a S│o±cem, rzucaj╣c cie± na powierzchniΩ KsiΩ┐yca. Zaµmienia S│o±ca nastΩpuj╣ raz lub dwa w roku, gdy KsiΩ┐yc odcina £wiat│o S│o±ca, rzucaj╣c na ZiemiΩ cie±, kt≤ry zwykle ma szeroko£µ 161 km. Gra £wiate│ i cieni Obserwator widzi zaµmienie S│o±ca, gdy znajdzie siΩ w obrΩbie cienia rzucanego przez KsiΩ┐yc. Zaµmienie KsiΩ┐yca widoczne jest z ka┐dego miejsca na p≤│kuli ziemskiej zwr≤conej ku KsiΩ┐ycowi. S│o±ce ma £rednicΩ 400 razy wiΩksz╣ ni┐ KsiΩ┐yc i zarazem znajduje siΩ 400 razy dalej. Ta okoliczno£µ sprawia, ┐e obydwa cia│a niebieskie widziane z Ziemi wydaj╣ siΩ mieµ te same rozmiary. DziΩki temu mo┐liwe s╣ ca│kowite zaµmienia S│o±ca. Masa KsiΩ┐yca, wynosz╣ca 7,35 x 1022 kg, stanowi zaledwie 1/81 masy Ziemi. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni KsiΩ┐yca jest r≤wne 1,62 m/s2, co z grubsza stanowi jedn╣ sz≤st╣ przyspieszenia ziemskiego. PrΩdko£µ ucieczki z powierzchni KsiΩ┐yca wynosi tylko 2,4 km/s, a zatem nasz najbli┐szy s╣siad w przestrzeni mo┐e w przysz│o£ci stanowiµ wygodn╣ stacjΩ po£redni╣ dla budowy i startu ciΩ┐kich statk≤w kosmicznych. W odr≤┐nieniu od Ziemi, KsiΩ┐yc nie ma ani pola magnetycznego, ani atmosfery. Cz╣stki pierwotnej atmosfery ksiΩ┐ycowej │atwo pokona│y ma│╣ prΩdko£µ ucieczki i rozproszy│y siΩ w przestrzeni miΩdzyplanetarnej. Jednak┐e KsiΩ┐yc musi otaczaµ jaka£ pseudo atmosfera, sk│adaj╣ca siΩ ze swobodnych elektron≤w i innych cz╣stek. Jej gΩsto£µ jest w przybli┐eniu tylko 104 razy wiΩksza ni┐ gΩsto£µ materii w s╣siedniej przestrzeni miΩdzyplanetarnej. Ale nawet z tej atmosfery cz╣stki uciekaj╣ stale do przestrzeni miΩdzyplanetarnej, a ich miejsce zajmuj╣ cz╣stki wybijane bezustannie z powierzchni KsiΩ┐yca przy uderzeniach meteoryt≤w. Do ci╣g│ego tworzenia siΩ pseudoatmosfery przyczynia siΩ r≤wnie┐ wiatr s│oneczny i promieniowanie kosmiczne. Go│ym okiem na powierzchni KsiΩ┐yca widzimy tylko ja£niejsze i ciemniejsze miejsca. O wiele bardziej interesuj╣co wygl╣da powierzchnia KsiΩ┐yca w niewielkiej lunetce. Wszyscy s│yszeli zapewne o ksiΩ┐ycowych morzach, oceanach, basenach, zatokach i pasmach g≤rskich. Nie oczekujmy jednak, ┐e co£ takiego zobaczymy w lunecie. Nazwy twor≤w ksiΩ┐ycowych powsta│y wtedy, gdy Galileusz skierowa│ w 1609 roku swoj╣ lunetkΩ na KsiΩ┐yc i rozpozna│ na nim - jak s╣dzi│ - morza i pasma g≤rskie. Nazwy te przyjΩ│y siΩ i dotrwa│y do dnia dzisiejszego, chocia┐ w rzeczywisto£ci na powierzchni KsiΩ┐yca nie ma ┐adnej wody i - £ci£le rzecz bior╣c - tak┐e g≤r. Dla dostrze┐enia wiΩkszo£ci zaznaczonych na mapce twor≤w ksiΩ┐ycowych wystarczy nawet dobra lornetka. Najlepszy okres do obserwacji KsiΩ┐yca przypada 2-3 dni po pierwszej kwadrze. KsiΩ┐yc jest w≤wczas w dogodnej pozycji do obserwacji na niebie wieczornym, a szczeg≤│y powierzchni nie gin╣ w o£lepiaj╣cym £wietle ca│ej tarczy. Gdy obserwujemy KsiΩ┐yc ka┐dego wieczora, pocz╣wszy od cienkiego sierpa a┐ do pe│ni, widzimy, jak zmieniaj╣ siΩ cienie i jak uwydatniaj╣ siΩ lub zacieraj╣ szczeg≤│y na powierzchni. Obecnie wiemy o powierzchni KsiΩ┐yca wiΩcej ni┐ o powierzchni jakiegokolwiek cia│a nale┐╣cego do naszego uk│adu planetarnego, z wyj╣tkiem - oczywi£cie - Ziemi. Chocia┐ KsiΩ┐yc jest najbli┐szym nas cia│em niebieskim i du┐ymi teleskopami mo┐emy dostrzec na nim szczeg≤│y o rozmiarach wiΩkszych ni┐ 200 m, a tak┐e potrafimy "omiataµ" KsiΩ┐yc radarem i promieniami lasera, to jednak g│≤wne zas│ugi w badaniach KsiΩ┐yca ma kosmonautyka. Badania KsiΩ┐yca rozpoczΩ│a w roku 1959 úuna 1, dokonuj╣c pierwszego lotu wok≤│ksiΩ┐ycowego. Jeszcze w tym samym roku úuna przes│a│a na ZiemiΩ pierwsze zdjΩcia odwrotnej strony KsiΩ┐yca. Dalsze sondy ksiΩ┐ycowe z serii Ranger przes│a│y w latach 1964-1965 zdjΩcia powierzchni KsiΩ┐yca z widocznymi szczeg≤│ami o rozmiarach od 90 do 25 cm, Dok│adne mapy 97% powierzchni ksiΩ┐ycowej zosta│y wykonane w latach 1966 - 1967 przez sondy z serii Lunar Orbiter. Na tych zdjΩciach widoczne s╣ szczeg≤│y o rozmiarach 1m. W roku 1966 na powierzchni KsiΩ┐yca miΩkko osiad│y úuna 9 i Surveyor 1, fotografuj╣c okolicΩ miejsca l╣dowania ze zdolno£ci╣ rozdzielcz╣ 1 - 0,5 mm. Badania KsiΩ┐yca istotnie posun╣│ naprz≤d program Apollo. 21 lipca 1969 roku Neil Armstrong i Edwin Aldrin jako pierwsi ludzie wyl╣dowali na KsiΩ┐ycu w l╣downiku o nazwie "Eagle" (Orze│), bΩd╣cym czΩ£ci╣ statku kosmicznego Apollo 11. Po nich odwiedzi│o KsiΩ┐yc jeszcze piΩµ dalszych dwuosobowych za│≤g, ostatnia w grudniu 1972 roku. W roku 1970 na powierzchni KsiΩ┐yca zaczΩ│a pracowaµ stacja automatyczna úunoch≤d 1, do kt≤rej do│╣czy│ w 1973 roku úunoch≤d 2. W 1972 roku úuna 20 dostarczy│a na ZiemiΩ pr≤bki gruntu ksiΩ┐ycowego. Ciemniejsze miejsca na powierzchni KsiΩ┐yca nazywamy morzami. S╣ to rozleg│e, na pierwszy rzut oka g│adkie powierzchnie zastygniΩtej lawy, kt≤re powsta│y przed trzema miliardami lat. Bli┐sze jednak spojrzenie ukazuje, ┐e s╣ one pokryte niezliczon╣ ilo£ci╣ drobnych krater≤w o £rednicach od kilku centymetr≤w do kilku kilometr≤w. Wielkie morza s╣ ograniczone pier£cieniami wa│≤w. NajwiΩksze morze, Morze Deszcz≤w, ma £rednicΩ 1100 km. Przewa┐aj╣ca czΩ£µ m≤rz znajduje siΩ na p≤│nocnej p≤│kuli KsiΩ┐yca. KsiΩ┐ycowe morza otrzyma│y bardzo romantyczne nazwy: Morze Jasno£ci (Mare Serenitatis), Morze Nektaru (Mare Nectaris), Morze Przesile± (Mare Crisium) i inne. Ju┐ w niewielkiej lunetce dostrze┐emy na powierzchni KsiΩ┐yca ma│e okr╣g│e zag│Ωbienia - tzw. kratery. NajwiΩksze z nich, o nazwach Clavius i Grimaldi, maj╣ £rednice 230 km i g│Ωboko£µ 3 km. Kratery na KsiΩ┐ycu nie powsta│y wskutek dzia│alno£ci wulkanicznej, lecz wskutek spadku meteoryt≤w. Poniewa┐ du┐e kratery wystΩpuj╣ przewa┐nie w tych rejonach powierzchni KsiΩ┐yca, gdzie brak m≤rz, musia│y powstaµ w pierwszej fazie formowania siΩ KsiΩ┐yca, przed pojawieniem siΩ m≤rz. Kratery najlepiej s╣ widoczne przez lunetΩ w pierwszej i ostatniej kwadrze KsiΩ┐yca, kiedy promienie s│oneczne padaj╣ na jego powierzchniΩ pod niewielkim k╣tem. Wa│y krater≤w rzucaj╣ wtedy d│ugie cienie, co sprawia, ┐e powierzchnia KsiΩ┐yca ma bardziej plastyczny wygl╣d. Na widocznej z Ziemi czΩ£ci powierzchni KsiΩ┐yca znajduje siΩ w przybli┐eniu 300 000 krater≤w o £rednicy wiΩkszej ni┐ 1 km. Na odwrotnej stronie jest ich o wiele wiΩcej. Kratery otrzyma│y swe nazwy od nazwisk wybitnych uczonych i filozof≤w. úukowate │a±cuchy g≤rskie pozosta│y po kraterach wype│nionych law╣. Najwy┐sze z nich siΩgaj╣ a┐ 8000 m. KsiΩ┐ycowe bruzdy s╣ zasypanymi py│em pΩkniΩciami w skorupie KsiΩ┐yca. Powsta│y one wskutek naprΩ┐e± w g≤rnych warstwach globu ksiΩ┐ycowego. S╣ to w╣skie, maksymalnie 5-kilometrowej szeroko£ci rysy, o d│ugo£ci kilkuset kilometr≤w. Inny mechanizm spowodowa│ utworzenie siΩ jasnych promieni rozchodz╣cych siΩ na wszystkie strony z niekt≤rych krater≤w. SiΩgaj╣ one 200-300 km i s╣ szerokie na 20 - 30 km. Promienie te w rzeczywisto£ci s╣ │a±cuchami drobnych krater≤w, powsta│ymi przy spadku meteorytu na powierzchniΩ KsiΩ┐yca pod bardzo ma│ym k╣tem. Na KsiΩ┐ycu spotkamy r≤wnie┐ ma│e okr╣g│e pag≤rki o wysoko£ci oko│o 100 m i £rednicy 15 km. Ich pochodzenie nie jest ca│kiem jasne. Ca│a powierzchnia KsiΩ┐yca pokryta jest warstw╣ py│u. Warstwy skorupy ksiΩ┐ycowej, po│o┐one blisko powierzchni, s╣ bardzo skruszone i maj╣ niewielk╣ gΩsto£µ, 1 g/cm3, przy £redniej gΩsto£ci KsiΩ┐yca 3,34 g/cm3. PowierzchniΩ KsiΩ┐yca tworz╣ g│≤wnie ska│y bazaltowe pochodzenia wulkanicznego. Spo£r≤d pierwiastk≤w jest w nich najwiΩcej (60%) tlenu atomowego w tlenkach. Kolor okruch≤w materii tworz╣cych powierzchniΩ KsiΩ┐yca jest r≤┐ny. Od bezbarwnych, poprzez odcie± ┐≤│tego, zielone, niebieskie, brunatne a┐ po siwe i czarne. Pojawiaj╣ siΩ miΩdzy nimi r≤wnie┐ szklane kuleczki, kt≤re powsta│y przez roztopienie siΩ czΩ£ci powierzchni przy spadku meteorytu. Warstwa powierzchniowa KsiΩ┐yca, sk│adaj╣ca siΩ z druzgotu skalnego i py│u, ma g│Ωboko£µ tylko 4 m. ú╣czn╣ grubo£µ wierzchniego p│aszcza KsiΩ┐yca ocenia siΩ na 280 km. £rednica j╣dra KsiΩ┐yca ma prawdopodobnie 2800 km. Temperatura tu┐ pod powierzchni╣ wynosi 240 K i zwiΩksza siΩ w kierunku £rodka planety. Ocenia siΩ, ┐e na g│Ωboko£ci 1000 km jest zbli┐ona do 1000 K. Temperatura na powierzchni KsiΩ┐yca jest bardzo zmienna ze wzglΩdu na brak atmosfery. W po│udnie siΩga 110░C, o zachodzie S│o±ca spada do 0░. W ci╣gu nocy powierzchnia dalej siΩ och│adza i kr≤tko przed wschodem S│o±ca temperatura jej wynosi -180░C. Ze struktury ska│ powierzchni KsiΩ┐yca wynika, ┐e nasz naturalny satelita powsta│ ponad 4,6 miliarda lat temu, a zatem w tym samym czasie, kiedy formowa│y siΩ pozosta│e planety i ca│y Uk│ad S│oneczny. Ze wzglΩdu na wielko£µ KsiΩ┐yca jest rzecz╣ bardzo prawdopodobn╣, ┐e powsta│ on z tego samego ob│oku materii co Ziemia, tworz╣c z ni╣ planetΩ podw≤jn╣. Orbita, po kt≤rej porusza siΩ KsiΩ┐yc wok≤│ Ziemi, jest umiarkowanie sp│aszczon╣ elips╣ o mimo£rodzie 0,0549. W jednym z jej ognisk znajduje siΩ Ziemia. Odleg│o£µ KsiΩ┐yca od Ziemi bezustannie siΩ zmienia: w punkcie orbity najbli┐szym Ziemi, w perygeum, wynosi 362 400 km, w punkcie najbardziej odleg│ym, w apogeum - 406 686 km. KsiΩ┐yc znajduje siΩ 15 000 razy bli┐ej Ziemi ni┐ najdalsza odkryta planeta - Pluton. Na KsiΩ┐yc oddzia│uje nie tylko si│a przyci╣gania Ziemi, ale tak┐e S│o±ca i planet. Orbita KsiΩ┐yca, kt≤ra jest nachylona do ekliptyki pod k╣tem 5░08'43,4", nie zajmuje przeto w przestrzeni sta│ego po│o┐enia, ale dokonuje wolnego obrotu. M≤wimy o tzw. ruchu linii apsyd, czyli ruchu linii │╣cz╣cej perygeum i apogeum. Linia apsyd dokonuje pe│nego obrotu w ci╣gu 8,85 roku w kierunku zach≤d - wsch≤d. Ten ruch orbity KsiΩ┐yca sprawia, ┐e r≤wnocze£nie nastΩpuje przesuwanie siΩ punkt≤w przeciΩcia siΩ orbity KsiΩ┐yca z ekliptyk╣, tzw. wΩz│≤w. WΩz│y poruszaj╣ siΩ po ekliptyce w kierunku przeciwnym ni┐ obr≤t orbity ksiΩ┐ycowej, a zatem ze wschodu na zach≤d. Pe│nego obiegu dokonuj╣ wΩz│y w ci╣gu 18,6 roku. Z dawnych pomiar≤w po│o┐enia KsiΩ┐yca wzglΩdem gwiazd znamy jego okres obiegu wok≤│ Ziemi z dok│adno£ci╣ do 12 miejsc. Okres ten nazywamy miesi╣cem gwiazdowym, a jego d│ugo£µ wynosi 27 do 7h43mll,51s. Okres obrotu KsiΩ┐yca wok≤│ w│asnej osi r≤┐ni siΩ od miesi╣ca gwiazdowego mniej ni┐ o 0s1, KsiΩ┐yc zatem w czasie jednego obiegu Ziemi dokonuje dok│adnie jednego obrotu wok≤│ osi. O takim obrocie m≤wimy, ┐e jest zwi╣zany. W wyniku z│o┐enia siΩ tych dw≤ch ruch≤w (obrotu KsiΩ┐yca i r≤wnoczesnego obiegu wok≤│ Ziemi) KsiΩ┐yc zwraca siΩ do nas stale t╣ sam╣ stron╣. PowierzchniΩ Ziemi tworzy skorupa ziemska. Jej gru-bo£µ na kontynentach siΩga 30-60 km, pod oceanami mniej, 4-8 km. Pod skorup╣, do g│Ωboko£ci 2900 km, rozci╣ga siΩ nastΩpna warstwa, kt≤r╣ nazywamy p│aszczem. Chocia┐ ta czΩ£µ Ziemi nie jest p│ynna, zachodz╣ w niej pod wp│ywem wielkich ci£nie± ruchy ska│. Pod p│aszczem znajduje siΩ j╣dro Ziemi. Sk│ada siΩ ono z p│ynnej war-stwy o grubo£ci 2100 km, otaczaj╣cej twarde j╣dro o £rednicy w przybli┐eniu 2500 km. Obie czΩ£ci j╣dra sk│adaj╣ siΩ z ┐elaza i niklu. Pod wp│ywem obrotu Ziemi j╣dro dzia│a jak dynamo i wytwarza wok≤│ siebie pole magnetyczne, kt≤re rozci╣ga siΩ na kilkadziesi╣t tysiΩcy kilometr≤w w przestrze± wok≤│ziemsk╣. P≤│nocny biegun ma-gnetyczny Ziemi (nale┐a│oby tu raczej m≤wiµ o po│udniowym biegunie magnetycznym, gdy┐ przyci╣ga on p≤│nocny koniec ig│y magnetycznej) znajduje siΩ na 76░ szeroko£ci geograficznej p≤│nocnej i 102░ d│u-go£ci geograficznej zachodniej, biegun po│udniowy na 68░ "szeroko-£ci geograficznej po│udniowej i 145░ d│ugo£ci geograficznej wschodniej. NatΩ┐enie pola na r≤wniku magnetycznym wynosi oko│o 24 A/m, na biegunach magnetycznych jest dwukrotnie wiΩksze. Masa Zie-mi, 5,974 x 1024 kg, stanowi tylko jedn╣ trzymilionow╣ czΩ£µ masy S│o±ca. Skorupa ziemska sk│ada siΩ przewa┐nie z granitu i bazaltu i ma £redni╣ gΩsto£µ 2,8 g/cm3. £rednia gΩsto£µ p│aszcza wynosi 5,7 g/ cm3. Na granicy pomiΩdzy p│aszczem i j╣drem wzrasta ona gwa│-townie do warto£ci 9,3 g/cm3. GΩsto£µ w £rodku Ziemi siΩga 17 g/cm3, ci£nienie 3,5 x 105 MPa, a temperatura 200-4000 K. Przyspie-szenie grawitacyjne na r≤wniku ma warto£µ 9,78 m/s2, prΩdko£µ za£ ucieczki z Ziemi wynosi 11,17 km/s. Ocean powietrzny otaczaj╣cy ZiemiΩ sk│ada siΩ przewa┐nie z cz╣steczek azotu (78%) i tlenu (21%). Pozosta│╣ czΩ£µ tworz╣ gazy szlachetne, dwutlenek wΩgla i wod≤r z helem. Dolne warstwy atmosfery s╣ nasycone par╣ wodn╣, kt≤ra kondensuje siΩ na cz╣stkach py│u, tworz╣c ob│oki. Ca│kowita masa atmosfery, 5,136 x 1018 kg, stanowi zaledwie jedn╣ milionow╣ czΩ£µ masy Ziemi. Masa pary wodnej nie przekracza trzech tysiΩcz-nych masy ca│ej atmosfery. Ci£nienie atmosferyczne przy powierzch-ni Ziemi ma warto£µ 0,1 MPa (1 atmosfera). Ci╣g│a cyrkulacja at-mosfery w jej ni┐szych warstwach sprawia, ┐e sk│ad atmosfery a┐ do wysoko£ci 100-150 km praktycznie pozostaje niezmienny. Nad t╣ wy-soko£ci╣ szybko maleje ilo£µ gaz≤w szlachetnych, a cz╣steczki azo-tu i tlenu ulega j╣ jonizacji i przechodz╣ w atomy. Od wysoko£ci 800 km w atmosferze przewa┐a hel, a od wysoko£ci 1600 km - wod≤r . Teoretycznie, atmosfera rozci╣ga siΩ do odleg│o£ci 35000 km od Ziemi, praktycznie jednak ko±czy siΩ na wysoko£ci oko│o 4000 km nad jej powierzchni╣. AtmosferΩ, podobnie jak wnΩtrze Ziemi, dzie-limy na piΩµ charakterystycznych warstw. Tu┐ nad powierzchni╣ Zie-mi le┐y troposfera. Jej typow╣ cech╣ jest spadek temperatury ze wzrostem wysoko£ci, w przybli┐eniu o 6OC na ka┐dy kilometr. Na powierzchni Ziemi £rednia temperatura roczna wynosi +15░C, a gΩsto£µ powietrza 1,22 x 10-3 g/cm3, co odpowiada 2,55 x 1019 cz╣ste-czek w 1 cm3 . Troposfera stanowi niemal 80% masy ca│ej atmosfery. Skupia siΩ tu ca│a para wodna i niemal wszystkie cz╣stki py│≤w. Na wysoko£ci 9 - 12 km troposfera przechodzi w stratosferΩ. Jej cech╣ charakterystyczn╣ jest sta│a temperatura, wynosz╣ca w przybli┐eniu -55░C. Stratosfera siΩga do wysoko£ci 35-40 km. Nad stratosfer╣ zaczyna siΩ nastΩpna warstwa atmosfery - mezosfera. Jej temperatu-ra ze wzrostem wysoko£ci pocz╣tkowo ro£nie do 0░C, a nastΩpnie spada do -68░C. Od wysoko£ci 80 km rozci╣ga siΩ ju┐ jonosfera, z│o┐ona z obojΩtnych cz╣steczek, zjonizowanych atom≤w i wo1nych elektron≤w. JonizacjΩ atmosfery powodu je kr≤tkofalowe i korpusku-larne promieniowanie S│o±ca. Obszar znajduj╣cy siΩ powy┐ej 800-1000 km nad powierzchni╣ Ziemi zajmuje egzosfera. Z warstwy tej nieprzerwanie uciekaj╣ w przestrze± miΩdzyplanetarn╣ atomy atmos-fery o prΩdko£ci kinetycznej wiΩkszej ni┐ prΩdko£µ ucieczki na tych wysoko£ciach nad powierzchni╣ Ziemi. Kszta│t toru, po jakim Ziemia obiega S│o±ce, niewiele siΩ r≤┐ni od okrΩgu. Ale nawet nie-wielki mimo£r≤d orbity (0,0167) powoduje zmiany w odleg│o£ci Ziemi od S│o±ca i zmiany jej prΩdko£ci liniowej na orbicie. Ziemia znaj-duje siΩ najbli┐ej S│o±ca (147097149 km) z pocz╣tkiem stycznia, a najdalej z pocz╣tkiem lipca (152098704km).îrednia odleg│o£µ Ziemi od S│o±ca - 149600000 km jest jedn╣ z trzech jednostek d│ugo£ci u┐ywanych. w astronomii, tzw. jednostk╣ astronomiczn╣ (AU). Ziemia porusza siΩ wok≤│ S│o±ca ze £redni╣ prΩdko£ci╣ 29,785 km/s. Zgod-nie z II prawem Keplera prΩdko£µ Ziemi jest najwiΩksza w pobli┐u peryhelium, najmniejsza za£ w aphelium. R≤┐nica prΩdko£ci w tych dwu punktach orbity siΩga 1 km/s. P│aszczyzna orbity Ziemi wok≤│ S│o±ca, ekliptyka, ma wyr≤┐nione po│o┐enie. U┐ywamy jej jako pod-stawowej p│aszczyzny, wzglΩdem kt≤rej obliczamy po│o┐enia orbit wszystkich cia│ Uk│adu S│onecznego. Pe│ny obieg Ziemi wok≤│ S│o±ca trwa 365,2564 dnia. Poniewa┐ po│o┐enie Ziemi okre£lamy wzglΩdem gwiazd, st╣d okres ten nazywamy rokiem gwiazdowym. Nieco kr≤tszy jest rok zwrotnikowy (365,2422 dnia), w czasie kt≤rego zmieniaj╣ siΩ pory roku. Rok zwrotnikowy definiujemy jako odstΩp czasu po-miΩdzy dwoma kolejnymi przej£ciami S│o±ca przez punkt r≤wnonocy wiosennej. R≤┐nica pomiΩdzy d│ugo£ci╣ trwania roku gwiazdowego i roku zwrotnikowego jest spowodowana ruchem precesyjnym punktu r≤w-nonocy wiosennej. Podczas gdy rok gwiazdowy to czas, kt≤rego Zie-mia rzeczywi£cie potrzebuje na dokonanie pe│nego obiegu wok≤│ S│o±ca, to rok zwrotnikowy jest zwi╣zany z obserwowanym rocznym ruchem S│o±ca po niebie i stanowi podstawΩ roku kalendarzowego. Ziemia jest najbli┐ej S│o±ca po│o┐on╣ planet╣, kt≤ra wok≤│ niego nie porusza siΩ sama. Towarzyszy jej KsiΩ┐yc. Pod wp│ywem przyci╣-gania KsiΩ┐yca i S│o±ca wystΩpuje precesja, czyli d│ugookresowy ruch osi ziemskiej. PrecesjΩ wywo│uje tak┐e przyci╣ganie planet, zmieniaj╣cych r≤wnie┐ nieco po│o┐enie orbity Ziemi. O£ Ziemi w ru-chu precesyjnym zakre£la pobocznicΩ sto┐ka, dokonuj╣c pe│nego obiegu w ci╣gu 25 700 lat. Jest to tzw. wielki rok Platona. Wsku-tek ruchu precesyjnego zmieniaj╣ na niebie swe po│o┐enie bieguny £wiata, a tak┐e r≤wnik niebieski. Tym samym zmienia siΩ po│o┐enie punktu bΩd╣cego przeciΩciem ekliptyki z r≤wnikiem niebieskim, czy-li punktu r≤wnonocy wiosennej. Do zmiany po│o┐enia punktu r≤wnono-cy wiosennej przyczyniaj╣ siΩ te┐ periodyczne zmiany po│o┐enia or-bity Ziemi. Punkt r≤wnonocy wiosennej w ci╣gu roku przesuwa siΩ pod wp│ywem precesji o 50,26" , w kierunku przeciwnym ni┐ obserwo-wany roczny ruch S│o±ca na niebie. Bieguny £wiata, p≤│nocny i po-│udniowy, poruszaj╣ siΩ miΩdzy gwiazdami po tzw. okrΩgu precesyj-nym. Obecnie p≤│nocny biegun £wiata znajduje siΩ w pobli┐u Gwiazdy Polarnej i jest oddalony od niej o niespe│na 1░. Najbli┐ej Gwiazdy Polarnej znajdzie siΩ biegun £wiata w roku 2100. Odleg│o£µ k╣towa miΩdzy nim a Gwiazd╣ Polarn╣ wyniesie w≤wczas zaledwie 28 minut │uku. Za 12 000 lat funkcjΩ Gwiazdy Polarnej przejmie Wega, a na obecne miejsce biegun wr≤ci dopiero za 25 700 lat. Periodyczne zmiany po│o┐enia orbity KsiΩ┐yca w stosunku do p│aszczyzny r≤wnika ziemskiego, a tak ┐e zmieniaj╣ce siΩ wzajemne odleg│o£ci S│o±ca, Ziemi i KsiΩ┐yca s╣ przyczyn╣ niewielkich zmian w precesyjnym ru-chu osi ziemskiej, tzw. nutacji. Amplituda nutacji wynosi +/-9,21" a jej okres 18,7 roku. Ziemia wykonuje obr≤t wok≤│ swojej osi w ci╣-gu jednej doby. Jak ju┐ wspomnieli£my w rozdziale m≤wi╣cym o cza-sie, definiujemy dwie d│ugo£ci dnia: tzw. dobΩ gwiazdow╣ i dobΩ s│oneczn╣. Doba gwiazdowa jest to czas potrzebny na dokonanie przez ZiemiΩ pe│nego obrotu doko│a osi, natomiast doba s│oneczna wi╣┐e siΩ z obserwowanym dziennym ruchem S│o±ca na niebie. Doba gwiazdowa trwa 23h56m04,0905s £redniego czasu s│onecznego. Pod wp│ywem przyp│yw≤w i odp│yw≤w, a tak┐e przemieszczania siΩ mas po-wietrza, obr≤t Ziemi staje siΩ coraz wolniejszy i doba wyd│u┐a siΩ, w przybli┐eniu o jedn╣ tysiΩczn╣ sekundy w ci╣gu stu lat. Opr≤cz tego w obrocie Ziemi obserwuje siΩ nag│e zmiany, kt≤rych przyczyna na razie nie jest znana. Przyp│ywy i odp│ywy w skorupie ziemskiej, oceanach i atmosferze wywo│uj╣ si│y grawitacyjne KsiΩ-┐yca i S│o±ca. Wysoko£µ przyp│ywu na otwartym oceanie nie przekra-cza 2 m, jednak w zatokach jest znacznie wy┐sza. Na wybrze┐u atlantyckim Kanady przyp│yw osi╣ga maksymaln╣ wysoko£µ a┐ 18,6 m. Amplituda przyp│yw≤w i odp│yw≤w w skorupie ziemskiej nie przekra-cza 43 cm. Przyp│ywy w atmosferze powoduj╣ wahanie ci£nienia at-mosferycznego przy powierzchni Ziemi rzΩdu kilkuset paskali. Obr≤t Ziemi sprawia, ┐e na powierzchni planety nastΩpuj╣ po sobie kolej-no £wiat│o i mrok, dzie± i noc. Jednak granica miΩdzy nimi - zmrok - nie jest ostra, gdy┐ £wiat│o ulega w atmosferze rozproszeniu. NatΩ┐enie £wiat│a o zmierzchu lub o £wicie zmienia siΩ w spos≤b p│ynny. îwit nastΩpuje przed wschodem, natomiast zmierzch po za-chodzie S│o±ca. O £wicie i o zmierzchu g≤rne warstwy atmosfery s╣ jeszcze o£wietlone bezpo£rednimi promieniami s│onecznymi, gdy po-wierzchnia Ziemi tonie ju┐ w cieniu ziemskim. Czas, gdy S│o±ce znajduje siΩ pod horyzontem mniej ni┐ 6░, nazywamy £witem lub zmierzchem cywilnym, gdy mniej ni┐ 12░ - £witem lub zmierzchem ┐e-glarskim, natomiast gdy S│o±ce znajduje siΩ mniej ni┐ 18░ pod ho-ryzontem - £witem lub zmierzchem astronomicznym. w czasie £witu i zmierzchu cywilnego mo┐emy jeszcze wykonywaµ wszystkie normalne prace, do kt≤rych potrzebne jest £wiat│o dzienne. Po rozpoczΩciu siΩ zmierzchu ┐eglarskiego lub pod koniec £witu ┐eglarskiego wi-dzimy na niebie ja£niejsze gwiazdy, s╣ te┐ jeszcze dobrze widoczne zarysy przedmiot≤w. Noc zupe│na nastaje z chwil╣ zako±czenia siΩ zmierzchu astronomicznego i trwa do pocz╣tku £witu astronomiczne-go. W okolicy r≤wnonocy wiosennej i jesiennej £wit i zmierzch s╣ najkr≤tsze, a w okolicy przesile± - najd│u┐sze. W naszych szeroko-£ciach geograficznych w okresie r≤wnonocy £wit i zmierzch cywilny trwaj╣ 30 min, w okresie przesile± - 50 min. W okresie letniego przesilenia S│o±ce u nas o£wietla g≤rne warstwy atmosfery poprzez biegun p≤│nocny przez ca│╣ noc i nie zanurza siΩ poni┐ej granicy zmierzchu astronomicznego. W tym okresie astronomiczny zmierzch przechodzi bezpo£rednio w astronomiczny £wit. W innych porach roku zmierzch astronomiczny trwa oko│o dw≤ch godzin. D│ugo£µ dnia i no-cy , a tak┐e czas trwania £witu i zmierzchu nie zale┐╣ wy│╣cznie od prΩdko£ci obrotu Ziemi, ale tak┐e od szeroko£ci geograficznej obserwatora i od po│o┐enia Ziemi na orbicie. W gruncie rzeczy Zie-mia jest jak gdyby olbrzymim ko│em zamachowym, zachowuj╣cym w swo-im ruchu wok≤│ S│o±ca sta│e po│o┐enie w przestrzeni. St╣d ziemski r≤wnik, kt≤rego nachylenie do ekliptyki wynosi 23,4░, jest na o£wietlonej czΩ£ci powierzchni raz pod ekliptyk╣, a innym razem nad ni╣. Dwa razy w roku, w momentach r≤wnonocy wiosennej (oko│o 21 marca) i jesiennej (oko│o 23 wrze£nia) promienie s│oneczne pa-daj╣ prostopadle na r≤wnik, a terminator dzieli powierzchniΩ Ziemi na dwie r≤wne czΩ£ci. Astronomiczna wiosna i jesie± na obu p≤│ku-lach zaczyna siΩ od dnia r≤wnie d│ugiego jak noc. Poniewa┐ termi-nator jest zawsze prostopad│y do kierunku padania promieni s│o-necznych, nachylenie osi ziemskiej sprawia, ┐e po r≤wnonocy wio-sennej na p≤│kuli p≤│nocnej z ka┐dym dniem coraz wiΩksza czΩ£µ po-wierzchni jest o£wietlona przez S│o±ce, a na p≤│kuli po│udniowej coraz mniejsza jej czΩ£µ. Na p≤│nocy dni staj╣ siΩ d│u┐sze, na po-│udniu coraz kr≤tsze. W czasie przesilenia letniego, oko│o 22 czerwca, biegun p≤│nocny jest odchylony o 23,4░ od prostopad│ej do p│aszczyzny orbity, w kierunku S│o±ca. Po o£wietlonej stronie Zie-mi r≤wnik znajduje siΩ pod ekliptyk╣. Promienie s│oneczne w tym czasie padaj╣ prostopadle na zwrotnik Raka, kt≤rego szeroko£µ, geograficzna wynosi dok│adnie 23,4░ na p≤│noc od r≤wnika. Na p≤│-kuli p≤│nocnej jest to najd│u┐szy dzie± w roku, na p≤│kuli po│u-dniowej - najkr≤tszy. W obszarach na p≤│noc od p≤│nocnego ko│a podbiegunowego (66,6░ p≤│nocnej szeroko£ci geograficznej) w dzie± przesilenia letniego S│o±ce nie zachodzi i £wieci na niebie nawet o p≤│nocy, a dzie± trwa 24 godziny. W obszarach na po│udnie od po-│udniowego ko│a podbiegunowego (66,6░ po│udniowej szeroko£ci geo-graficznej) S│o±ce - przeciwnie - nie wzejdzie i noc trwa 24 go-dziny. Po przesileniu letnim dni na p≤│kuli p≤│nocnej robi╣ siΩ kr≤tsze, natomiast noce d│u┐sze, na p≤│kuli po│udniowej - przeciw-nie. Po up│ywie sze£ciu miesiΩcy sytuacja siΩ zmienia. W czasie przesilenia zimowego, oko│o 22 grudnia, biegun p≤│nocny jest od-chylony o 23,4░ od prostopad│ej do p│aszczyzny orbity Ziemi, w kierunku od S│o±ca. Promienie s│oneczne w trakcie przesilenia zi-mowego padaj╣ prostopadle na zwrotnik Kozioro┐ca, kt≤rego szero-ko£µ geograficzna wynosi dok│adnie 23,4░ na po│udnie od r≤wnika. Na p≤│kuli po│udniowej jest o£wietlona wiΩksza czΩ£µ powierzchni Ziemi ni┐ na p≤│kuli p≤│nocnej. Dni na p≤│nocy s╣ kr≤tsze ni┐ no-ce, na po│udniu - na odwr≤t. Na p≤│kuli p≤│nocnej zaczyna siΩ astronomiczna zima, na po│udniowej - lato . W dniu przesilenia zi-mowego w obszarach na p≤│noc od p≤│nocnego ko│a podbiegunowego S│o±ce nie wzejdzie. Noc trwa tam 24 godziny. W obszarach na po│u-dnie od po│udniowego ko│a podbiegunowego - na odwr≤t - S│o±ce nie zajdzie. £wieci na niebie 24 godziny. Po przesileniu zimowym dni na p≤│kuli p≤│nocnej robi╣ siΩ d│u┐sze, na po│udniowej - kr≤tsze. Dla obserwatora na biegunie p≤│nocnym S│o±ce pozostaje nad hory-zontem przez p≤│ roku, od r≤wnonocy wiosennej do jesiennej. Obser-wator na biegunie po│udniowym widzi natomiast S│o±ce nad horyzon-tem w drugiej po│owie roku, od r≤wnonocy jesiennej do wiosennej. Lato na p≤│kuli po│udniowej jest cieplejsze ni┐ lato na p≤│kuli p≤│nocnej , a zimy na p≤│kuli po│udniowej s╣ ostrzejsze ni┐ na p≤│kuli p≤│nocnej. Wynika to st╣d, ┐e w lecie na p≤│kuli p≤│nocnej Ziemia znajduje siΩ dalej od S│o±ca ni┐ w okresie letnim na p≤│ku-li po│udniowej (w momencie przesilenia letniego jest blisko aphe-lium).

DANE O KSIʯYCU

1. îrednica KsiΩ┐yca: 3 476km
2. îrednia prΩdko£µ KsiΩ┐yca po orbicie oko│oziemskiej: 1,023 km/s
3. Okres syderyczny: 27,23167 dnia
4. Okres synodyczny(pomiedzy dwoma identycznymi fazami): 29,53059 dnia
5. îrednia odleg│o£µ od Ziemi: 384 400 km
6. Masa: 1/81 masy Ziemi