Bolygók

 

A bolygó olyan jelentősebb tömegű égitest, amely egy csillag vagy egy csillagmaradvány körül kering, elegendően nagy tömegű ahhoz, hogy kialakuljon a hidrosztatikai egyensúlyt tükröző közel gömb alak, viszont nem lehet elég nagy tömegű ahhoz, hogy belsejében meginduljon a magfúzió, valamint tisztára söpörte a pályáját övező térséget. Van olyan elmélet is, hogy a csillagközi térben is lehetnek bolygószerű égitestek, amelyek valamely csillagrendszerből lökődtek ki, vagy csillagközi por összesűrűsödésével jöttek létre.

A GJ 1214 b egy szuperföld exobolygó, mely a Kígyótartó csillagképben, a Földtől 13 parszek 40 fényév távolságra lévő GJ 1214 jelű csillag körül kering, 2009-ben fedezték fel. A CoRoT-7 b után ez a második olyan felfedezett exobolygó, melynek tömege és átmérője kisebb a Naprendszerben lévő óriásbolygókénál. A bolygó ezen felül azért jelentős, mert közel van a Földhöz, s egy kis csillag körül kering, s emiatt légkörét a mai technológiával is meg lehet vizsgálni.

A hőmérséklete nagyjából 393–555 Kelvin ami120–282 °C; attól függően, hogy a csillag sugárzásának mekkora hányadát veri vissza az űrbe a GJ 1214 b hidegebb lehet, mint akármelyik eddigi fedéses égitesté. Bár még nincs közvetlen jel a víz jelenlétére, a tömeg- és átmérőadatok alapján elképzelhető, hogy ez egy óceánnal fedett bolygó, melynek elsődleges nagyjából a tömegének 75%-át kitevően víz, 25%-a pedig kőzet, ezt pedig egy hidrogénből és héliumból álló, a bolygó tömegének 0,05%-át kitevő légréteg veszi körül. A magas nyomás miatt a víz helyeként feltételezett mélyben nagy mennyiségben fordulhat elő folyékony víz, melynek egy része jég VII formában fedezhető fel. Bár még nem erősítették meg az egész bolygóra kiterjedő légkör jelenlétét, a bolygó relatív közelsége lehetővé teszi az űrben felállított, a Hubble űrtávcsőhöz hasonló teleszkópokkal való vizsgálatát. Ennek célja a létező légkör megtalálása és elemzése lenne. A bolygórendszer becsült idős korából és a kiszámított hidrodinamikai szökési arányból arra lehet következtetni, hogy a bolygó élettartamának eddigi időszaka alatt légkörének jelentős részét elvesztette, s a jelenlegi légkör nem lehet az eredeti. A bolygók fedését a MEarth Project fedezte fel a Software Biswue Paramount ME 40 cm-es RC optikai rendszerrel és a kereskedelemben kapható kamerákkal felszerelt roboteszköz segítségével.

A Hold a Föld egyetlen holdjának neve. A Földtől mért átlagos távolsága 384 402 kilométer, ami nagyjából a Föld átmérőjének 30-szorosa – más mértékegységekben 1,3 fénymásodperc (a Nap visszaverődő fénye 1,3 másodperc alatt jut el róla a földi megfigyelőhöz). Átmérője 3476 kilométer, ami hozzávetőleg negyede a Földének. Ezzel a Hold a Naprendszer ötödik legnagyobb holdja a Jupiter három holdja, a Ganümédész, a Kallisztó és az Ió, valamint a Szaturnusz Titán holdja után.

 

A felszíni nehézségi gyorsulás (és így a testek súlya) körülbelül hatoda a földinek, így a rajta járó űrhajósok a 80–90 kg-os űrruhában is könnyedén mozogtak, ugráltak. A légkör hiánya miatt égboltja nappal is teljesen fekete. Kötött keringése miatt mindig ugyanaz az oldala fordul a Föld felé, és az innenső oldalán álló holdi megfigyelő (például az Apollo űrhajósai) számára a Föld mindig ugyanott látszik állni az égen (persze bolygónk ugyanúgy fázisokat mutatva elfogy és megtelik, mint a földi égen is a Hold). A Holdról azonban a Földnek nem mindig ugyanaz az oldala látszik.

 

A Hold különleges helyet foglal el az emberiség kultúrtörténetében. Az őskor és az ókor vallásaiban istennek tekintették. Az európai kultúra legismertebb holdistensége a görög Szeléné és római megfelelője, Luna istennő, de az egyiptomiak Honszu istenétől a maják Ixchelén át az észak-amerikai navahók Yoołgai asdząąn istennőjéig még tucatnyi kultúrában tisztelték istenként.

 

A Hold az első olyan égitest, amelyet nem csak passzívan (szabad szemmel, illetve távcsővel) figyeltek meg, hanem rádióhullámok rásugárzásával is. 1946-ban az Egyesült Államokban és Magyarországon is sikerült kimutatni a radarhullámok visszaverődését a Holdról.

 

A Holdat először 1959-ben a szovjet Luna-program első űrszondája, a Luna–1 érte el, de ez még csak elrepült mellette. Az első olyan, ember alkotta tárgy, amely valóban eljutott a Holdra, a Luna–2 szonda volt ugyancsak 1959-ben: ez a szonda egyszerűen becsapódott a felszínbe, és ettől megsemmisült. A Hold felszínéről először a Luna–3 készített közelképet, amikor elrepült mellette. Az első sikeres sima leszállás a Luna–9-é volt 1966. február 3-án, az Oceanus Procellarumon. Nem sokkal később, 1966. április 3-án a Luna–10 lett az első olyan szonda, amely Hold körüli pályára állt.

 

A Holdat nemcsak űrszondákkal kutatták, hanem mindeddig ez az egyetlen olyan Földön kívüli égitest, amelyen ember is járt. Az amerikai Apollo-program keretében először az Apollo–8-as repüléssel sikerült Hold körüli pályára állnia embert szállító űrhajónak (1968. december 24.). Majd az Apollo–11 űrhajósai, Neil Armstrong parancsnok és Buzz Aldrin holdkomppilóta lettek az első emberek, akik holdkompjukkal sikeres leszállást hajtottak végre (1969. július 20.) és küldetésük csúcspontjaként kiléphettek a holdfelszínre a Nyugalom Tengerén (Mare Tranquilitatis). A Szovjetuniónak is megvolt a maga holdprogramja, ám amikor nyilvánvalóvá vált elmaradásuk az amerikaiaktól, felhagytak a költséges versennyel. Eközben az Egyesült Államokban szintén pénzügyi okokból törölték az Apollo-program utolsó három repülését, így máig mindössze 12 amerikai űrhajósnak sikerült járnia a Hold felszínén.

 

Etimológiailag, mivel csak egy van belőle, a Hold után hivatkoznak minden más bolygó körül keringő kísérőbolygóra holdként (amennyiben van). Ugyanígy hivatkoznak a Föld körüli pályára állított mesterséges objektumokra is, ezek a műholdak.  A Hold az Apollo-program során gyűjtött geológiai bizonyítékok alapján nagyrészt a Föld anyagából származik. Korábban több elmélet is létezett az égitest keletkezésére, amelyek között nem is szerepelt a végül bizonyított elképzelés.

 

A legkorábbinak George Darwin kiszakadás-elmélete számít, amely szerint a Naprendszer kialakulásának kezdetén a még olvadt állapotban levő Föld olyan gyorsan forgott tengelye körül, hogy egy nagy anyagcsomó szakadt ki belőle (vélhetően a mai Csendes-óceán térségéből), amely hamar gömb alakot vett fel és pályára állt a maradék anyabolygó körül. Ám ez az elmélet olyan gyors forgást feltételez, amilyen sohasem jellemezte a Földet, ráadásul a megjelölt helyszín fiatal kőzetei nem erősítik meg egy olyan geológiai esemény megtörténtét, mint a kiszakadás. Egy másik jelentős, egykori elméletnek tekinthető a befogás-elmélet, amelynek hívei szerint a Hold valahol a Naprendszer más fertályán keletkezett, pályája keresztezte a Föld keringési pályáját, majd egy közeli találkozás során a nagyobb égitest befogta a nagyobb gravitációjával. Azonban ennek a hipotézisnek a működőképességéhez igen valószínűtlen feltételek különleges együttállása kellett volna, sokkal valószínűbb, hogy egy ilyen találkozásnak ütközés vagy a befogás ellenkezője (a Föld gravitációja más irányban parittyázta volna messze el a közeledő Holdat) lett volna a vége. A harmadik elmélet a két égitest párhuzamos kifejlődéséről szólt. Eszerint a Nap körüli akkréciós korongban egymás mellett két kis bolygócsíra fejlődött a korong poranyagában és kissé aszimmetrikus ikerbolygót alkottak. Ám ez az elmélet a két bolygótest anyagösszetételének különbözőségén bukott meg (a Hold kőzeteiben kevés a víz és a vas). Mindhárom elmélet legnagyobb buktatója azonban az volt, hogy nem adott magyarázatot a Föld–Hold rendszerben meglévő impulzusmomentum kérdésére.

 

A végül bizonyított és ma elfogadott keletkezés-történeti elképzelés szerint valamikor a Naprendszer kialakulását követő 30-50 millió (de legkésőbb 100 millió) éven belül, nagyjából 4,527 ± 0,01 milliárd évvel ezelőtt egy hatalmas bolygóközi ütközés történt. Ebben a formálódó ős Föld és egy Mars méretű bolygócsíra (melyet Theiának neveztek el) összeütközött, és az ütközés által kilökődött anyag állt össze előbb gyűrűvé, majd gömb alakú bolygótestté, a későbbi Holddá. Eszerint a Hold anyaga a Földből származik, ám jelentős mennyiségben lehet benne a becsapódó másik test anyagából is. A feltételezett becsapódás jól magyarázza, miért van a Holdnak méretéhez képest viszonylag kis, fémes magja, a két ütköző égitest magja ugyanis a Földön maradt, és a két köpeny könnyebb anyagának lerepülő szilánkjai képezték a Föld körüli gyűrűt. Mivel mindkét égitest megolvadt az ütközés során, részben mozgási energiájuk miatt, ezért anyaguk fajsúlya szerint rétegződött, a nehezebb elemek így a magba kerültek.

 

Később a két bolygótest együtt fejlődött tovább, bár a fejlődéstörténetük két önálló irányt vett. A Föld légkörének, mágneses mezejének és méretének köszönhetően mások voltak a felszínformáló erők, mint kísérőjén. A Holdon a napszél és a folyamatosan a felszínre záporozó testek bombázása alakította a felszínt, mivel a kisebb test hamarabb lehűlt és a vulkáni vagy tektonikai aktivitás már a fejlődéstörténet igen korai szakaszában leállt. Éppen ezért a Hold földtani korszakait a meghatározó becsapódásokkal jelezzük, így különböztetünk meg Nectaris-korszakot, Imbrium-korszakot, Eratoszthenészi-kort, Kopernikuszi-kort.

 

A becsapódások mellett a késői nagy bombázás korszakát követően, az imbriumi-korban – 3,5-3 milliárd évvel ezelőtt – a vulkanizmus is komoly szerepet játszott a felszín kialakításában. A hatalmas, több száz kilométer átmérőjű medencéket kialakító becsapódások az adott helyeken nagyon levékonyították a kérget és így a vékony, töredezett kőzetrétegen át könnyen fel tudott törni a mélyből az olvadt kőzet. A hatalmas lávafolyások bazaltfolyamai 100-200 millió év alatt feltöltötték a nagy becsapódásos medencéket és így megszülettek a holdtengerek, a marék. Az óriási becsapódási kráterek szélén felgyűrődött, összetöredezett kőzetlemezek pedig, miután magát a medencét és a lemezek réseit kitöltötte a láva, hegyláncokként maradtak hátra. A lávafeltörések közül a legutolsó az eddig elfogadott 1 milliárd évvel szemben mintegy 50-100 millió évvel ezelőtt történhetett.

A Hold a Föld–Hold rendszer tömegközéppontja körül kering. Egy Föld körüli keringést a háttérben levő csillagokhoz viszonyítva 27,32 nap alatt tesz meg, ezt nevezzük sziderikus keringési időnek. Mivel azonban mindeközben a Nap körül is kering a Hold, ezért egy kissé tovább tart, hogy ugyanabba a fényfázisba térjen vissza. Ez az idő 29,53 napig tart, ezt nevezzük szinodikus keringési időnek. Az anomalisztikus hónap 27,55, a drakonikus hónap 27,21 nap. Kísérőnk keringési síkja nem a földi egyenlítő, hanem az ekliptikához közeli, azzal kb. 5,15°-os szöget zár be.

 

A Hold tömege csak a Föld tömegének 1/81 része, ezért a rendszer közös tömegközéppontja a Föld gömbjén belülre esik, az ábrán piros kereszttel jelölt mélységbe. Az a jelenség, hogy a Föld saját középpontja is kering ekörül a pont körül, jelentős hatással van a dagálykúpok magasságára is.

 

A Hold felszíne a földi szárazföldek összfelületének mindössze negyede.

 

Napjaink elfogadott tudományos vélekedése, hogy a Hold hatalmas szerepet játszott az élet kialakulásában. Az általa keltett apály és dagály a tengerpartok mentén ugyanis elősegítette a vízből kijutó szárazföldi életformák megjelenését.

A tengerparton élők, nyaralók számára ismert jelenség a tenger vízszintjének ritmikus emelkedése, apadása. Az árapály azonban ennél sokkal bonyolultabb jelenség, és nemcsak a tengerek vízszintjére hat, ám a köztudat helyesen köti a Holdhoz. A Hold gravitációs vonzásának hatására a földfelszín Hold felé mutató részei kissé megemelkednek (a tengervíz a leginkább, mivel a folyékony testek könnyebben változtatnak alakot erőhatásra), hullámhegyet alkotnak, az előtte és mögötte 90°-ra fekvő területek pedig kissé lesüllyednek. A hullámhegyet hívjuk dagálynak, a hullámvölgyet apálynak. A jelenségben még a Nap vonzása is szerepet játszik, ám annak hatása csak mintegy 1/3-a a Holdéhoz képest. (A dagálykúp akkor a legmagasabb, amikor a Nap–Hold–Föld ebben a sorrendben, egy egyenesen helyezkedik el, és a gravitációs hatások erősítik egymást, ilyenkor az apály is alacsonyabb. Erre újholdkor kerül sor.) Az árapály a földfelszínre gyakorolt hatása mellett visszahat az egész Föld–Hold rendszerre is. A Föld forgása lassul tőle, számítások szerint 100 évente 2,9 másodperccel, amely addig fog folytatódni, amíg a Föld forgási és a Hold keringési ideje ki nem egyenlítődik. Számítások szerint ez 1,6 milliárd év múlva következik be, amikor egy nap 55 nap hosszú lesz és a Hold is ennyi idő alatt kerüli meg a Földet. Ekkor a Hold a Földnek csak egy oldaláról lesz látható és adott helyen mindig ugyanott lesz megfigyelhető az égbolton. A Föld tengelyforgása mellett az árapály hatására a Hold folyamatosan távolodik a Földtől, évente 3,8 centiméteres sebességgel.

Köztudott, hogy a Holdnak mindig ugyanaz az oldala fordul a Föld felé. Ez azonban csak közelítőleg igaz. Az ettől való eltérést, azaz a Hold keringése során megfigyelhető billegését librációnak nevezzük. A libráció miatt a Hold felszínének kb. 59%-a bukkan elő valamikor a keringési periódus során, azaz csak 41% van mindig a túloldalon. Ha azonban mindig tökéletesen ugyanaz az oldal fordulna felénk, akkor ez az arány szinte pontosan 50-50% lenne (49,8-50,2%). A Holdnál egyszerre figyelhető meg optikai (azon belül a mozgás irányát tekintve hosszúsági és szélességi), illetve fizikai libráció.

 

A hosszúsági librációt az égitest ellipszis alakú pályája okozza. Mivel a Hold tengely körüli forgása állandó, viszont pályája ellipszis alakja miatt a keringési sebessége változó, ezért földtávolban lelassul és ekkor a nyugati oldalon mutat meg a túloldalából 7,9°-ot, földközelben pedig felgyorsul és a keleti oldalon láthatunk ugyanannyit a túloldalból.

 

A hosszúsági librációt növeli a napi parallaxis: amikor a Hold felkel, akkor a nyugati széléből látunk többet, amikor lenyugszik, akkor a keletiből, mivel a földi megfigyelő a Föld forgása következtében más irányból (a földrajzi helyétől függően több ezer kilométerrel távolabbról) látja a Hold felszínét.

 

A szélességi libráció oka, hogy a Hold keringési síkja 5°-os szöget zár be az ekliptikával; és mivel a forgástengelye a keringés során párhuzamos marad önmagával, emiatt hol kissé felülről, hol pedig kissé alulról látunk rá.

 

Ezzel szemben a fizikai libráció nem látszólagos, hanem valóságos mozgás, himbálózás. Az égitest egy nagyon kismértékű rezgő mozgást is végez egy egyensúlyi állapot körül. Ha a két égitest tömegközéppontját összekötő egyeneshez viszonyítjuk az égitestek mozgását, akkor a Hold ehhez az egyeneshez képest 0,5 szögpercnyi periodikus eltérést mutat keleti és nyugati irányban, a hossztengelye mentén.

 

A Hold sajátos mozgása miatt a Hold felszínén tartózkodó megfigyelő számára a Föld látszólagos mozgása az alábbi módon írható le:

 

Egy holdhónap során a Földlátszólagos mérete kissé változik, mert a Hold pályája nem tökéletes kör; emiatt a Föld néha közelebb van (és úgy tűnik, nagyobb), és néha távolabb (ilyenkor úgy tűnik, kisebb) minden holdhónap során.

 

Mivel a Hold pályája körülbelül 5°-os szöget zár be az ekliptikával, ezért keringése során a Föld holdhorizont feletti magassága változik; a pólusok közvetlen környezetében a Föld lassan emelkedni látszik, majd pedig lemegy a horizont alá a holdhónap során. Fontos megjegyezni, hogy a Föld is keresztülmegy egy teljes fázis-soron minden holdhónapban. A Föld és a Hold fázisai pontosan ellentétesek egymással.

A Hold felszínét kráterek borítják. Ezeknek a krátereknek nagy része meteorit becsapódások során jött létre, valószínűleg a Naprendszer korai időszakában, de a mai napig folytatódik a kráterképződés. Kráterszámlálások szerint a felénk néző oldalon mintegy 30 000 darab 1 km-nél nagyobb átmérőjű kráter van. Ettől a helyszíni megfigyelések szerint sokkal több becsapódási krátert számlál a holdfelszín, ám a földi távcsövek felbontóképessége idáig terjed. A kisebb kráterek az 1 km alatt akár a centiméteres méretig terjednek, hisz számottevő légkör hiányában a legkisebb kozmikus test is képes lejutni a felszínre és krátert vájni.

A Hold teljes felszínét – a krátereket, a hegyeket, síkságokat – regolit borítja 4-5 méter vastag rétegben, de akár 15 méter is lehet a magasabb régebbi térségben. A regolit nem más, mint púder finomságúra őrlődött holdpor, a felszín kőzeteinek a mikroszkopikus becsapódások által porrá őrölt felső rétege. A regolit képződés egy speciális eróziós folyamat, amely a holdi időjárás hatására jön létre. Az éjszakai –180 °C és a nappali +140 °C között ingadozó hőmérséklet komoly hő terhelést jelent a kőzeteknek, segítve a mállást. Emellett folyamatosan záporozik a kozmikus por a felszínre, amely akár 20–30 km/másodperces mikro becsapódásokat jelent, valamint a napszél (folyamatos, nagy sebességgel áramló részecskebombázás) is éri a Nap felé forduló felszínt. A több milliárd év alatt ezek együttes hatása púderfinomságúvá őrölte a felszín felső néhány centiméterét. A rendkívül laza felszíni réteg az Apollo-program űrhajósai számára sok nehézséget okozott: rátapadt a ruhára, később a holdjáróra (sötétre színezve megnövelte a hőelnyelését és a hűtőrendszer hő terhelését), de jól lehetett járni rajta.

 

A Földről megfigyelve két markánsan elkülöníthető felszíni forma bontakozik ki. A sötét foltokat alkotó területek és a többségben levő világosabb vidékek. Az előző korokban (amikor a technikai lehetőségek korlátossága miatt nehézségekbe ütközött a valódi felszíni formák meghatározása) a sötét területeket tengernek – latinul: mare –, a világosakat pedig szárazföldnek – terra – nevezték el. A mare területek általában hatalmas, becsapódások által vájt medencék, amelyek 3,9-3,6 milliárd évvel ezelőtt keletkeztek és amelyeket a mélyből feltörő bazaltláva töltött fel (a bazalt sötétebb színe miatt látjuk ezeket a területeket sötétebbnek). A világosabb területek az ősi holdkérget képviselik, amely a bolygótest lehűlése során szilárdult kéreggé. Ez a felszíni forma még akkor jött létre, amikor a bolygótest olvadt volt és a nehezebb anyagok lesüllyedtek, hátrahagyva a könnyű elemekben (például alumíniumban) gazdagabb anyagokat, amelyek megszilárdulva világosabb színű kőzeteket adnak. Érdekes, hogy holdtengerek szinte kizárólag a Föld felé néző oldalon helyezkednek el, a túloldalon egyedül a Ciolkovszkij-kráter tekinthető mare területnek, ám az is csak jelentéktelen kis kráter az innenső oldal hatalmas holdtengereihez képest.

 

A legjelentősebb felszínformáló erő a becsapódásos kráterképződés. A legnagyobb kráterek hatalmas medencéket alkotnak. A mérések szerint a Hold (és egyben az egész Naprendszer) legnagyobb azonosítható becsapódásnyoma a Déli-Sark-Aitken medence. Ez a Hold túloldalán helyezkedik el a déli sark és az egyenlítő között, 2240 km-es átmérővel. A medencét a későbbi korok becsapódásai számtalan új kráterrel írták felül, így azonosítása is műholdas mérésekkel sikerült. A legnagyobb, más becsapódások által még nem erodált kráter a Bailly, amelynek átmérője 295 km, mélysége 3960 m. A hatalmas becsapódások erejétől az ősi holdfelszín több helyen hegységekké gyűrődött fel, általánosak a nagy medencék partján körbefutó hegyláncok. A legmagasabb hegységek a déli sark közelében vannak, magasságuk eléri a 6100 métert. A Hold nagy területeit borító sötét foltok megszilárdult láva alkotta síkságok. A korai csillagászok úgy hitték, hogy tengerek és óceánok, ezért latin nevükben máig a "mare" (tenger) és "oceanus" (óceán). A puszta szemmel látható tengerek: Mare Tranquillitatis (Nyugalom tengere), Mare Serenitatis (Derültség tengere), Mare Fecunditatis (Termékenység tengere), Mare Vaporum (Párák tengere), Mare Humorum (Nedvesség tengere), Mare Imbrium (Esők tengere), Mare Nectaris (Nektár tengere), Mare Crisium (Veszélyek tengere), Mare Nubium (Felhők tengere), Mare Frigoris (Hidegség tengere), Oceanus Procellarum (Viharok óceánja). A Hold a Földhöz (és a Naprendszer nagyobb, gömb alakot felvett égitestjeihez) hasonlóan differenciálódott égitest, szerkezetében geokémiailag elkülöníthető kéreg, köpeny és mag létezését figyelték meg kutatók. A mai bolygókeletkezési elméletek szerint a csillagokat övező akkréciós korongokban levő anyag folyamatos ütközések során áll össze bolygócsírákká, majd végül bolygókká. A Hold az őt a Föld testéből kiszakító ütközés, majd a Föld körüli pályára állt anyag akkréciója során rengeteg ütközést szenvedett el, amelynek során hatalmas energiamennyiség szabadult fel. Ez elegendő volt, hogy a kőzeteket megolvassza. Az ily módon folyékonnyá vált test gömb alakot tudott felvenni (az űrben, súlytalanságban minden cseppfolyós test gömb alakot igyekszik felvenni). Emellett a folyékony testben a planetáris differenciáció során a nehezebb fajsúlyú anyagok lesüllyedhettek, míg a könnyebbek a felszínen maradtak. Később a magma elkezdett lehűlni és szilárd kéreg alakult ki a felszínen maradt könnyebb elemekből. Az Apollo-program helyszíni mintavételei a holdfelszínen olivint és piroxéneket talált, mint a kéreg fő alkotóelemeit, alátámasztva a fenti hipotézist. Az Apollo–15 pedig anortozitot talált, egy nagyon könnyű kristályos kőzetet, amely kétségtelenné tette a szakaszos lehűlés közbeni kristályosodás és a kémiai differenciálódás elméletét. A fizikai differenciálódást - az szilárd és olvadt részek meglétét – elsősorban a felszínen végzett szeizmológiai mérésekkel támasztották alá. Kísérő égitestünk gravitációs mezejének fő sajátosságait az ún. masconok jelentik, azaz a Hold gravitációs mezeje nem homogén. A Hold körül keringő szovjet és amerikai szondák mérései meglepő módon tömegkoncentrációkat, „csomókat” jelöltek a Hold testében, ami miatt a gravitációs mezőben is anomáliák figyelhetők meg. Ez főként a Hold körüli pályán keringő űrhajók keringésében doppler mérésekkel észlelt rendellenességekből vezethető le. Nagyobb masconok a Hold innenső oldalán találhatóak, főként a nagy becsapódások, holdtengerek közelében, a túloldalon csak elszórtan és kisebb masconok vannak. (Ez utóbbi azonban csak nagyobb hibaszázalékkal elfogadott felfedezés, mivel a Hold túloldalán repülő űreszköz doppler-észlelésére nincs mód földi eszközökkel). A nagy becsapódásnyomokkal való egyezőség felveti a masconok eredetének egyszerű magyarázatát: a feltörő kemény (sűrű szerkezetű) kőzet, a bazalt nagy koncentrációban való jelenléte lehet a jelenség magyarázata. Azonban a legnagyobb bazalttenger, az Oceanus Procellarum esetében egyáltalán nincs jele gravitációs anomáliának, míg sok, kisebb csomónál sincsenek ilyen egyértelmű jelek (például nincs bazalt a környéken), ezért a maguknak a becsapódásoknak is nyilvánvaló közük lehet a tömegkoncentrálódásokhoz (ilyen lehet a becsapódó test holditól eltérő sűrűségű anyaga, vagy a becsapódás energiája által összepréselt kőzetek miatt). A tömegcsomókat előszor a Lunar Orbiter szondák detektálták, amikor az Apollo-programhoz végeztek megfigyeléseket az emberes űrhajók pályájához, leszállásához szükséges számításokhoz. Legutoljára pedig a Lunar Prospector szállított adatokat kisebb, eddig felfedezetlen masconokról. A közhiedelemben úgy él, hogy a Holdnak nincs légköre. Földi értelemben ez valóban igaz, ám némi kigázolgásból származó rendkívül ritka légkör megfigyelhető a felszíne felett. A Hold tömegvonzása kicsi, a felszínén az első kozmikus sebesség csak egynegyede a földinek. Emiatt a könnyebb atomok (hidrogén, hélium) már a napsugárzástól nyerhetnek annyi energiát, hogy elszökjenek a felszínről, illetve a napszél energiája is elegendő, hogy magával sodorja ezeket az illékony elemeket. A Holdnak mégis van néhány nehezebb elemből álló, alig mérhető atmoszférája. A gázanyagok forrásául két fő jelenség szolgál. Az egyik a kéreg és a köpeny anyagában végbemenő radioaktív bomlási folyamatok nyomán létrejövő radon kigázolgása. A másik pedig a folyamatos bombázás miatt a felszín kőzeteiben levő gázanyag kiszabadulása. Az Apollo-program ALSEP műszerállomásainak mérései alapján köbcentiméterenként 200 000 molekula sűrűségű légkört mutattak ki a kutatók. Összehasonlításul ez 100 trilliószor ritkább a földi légkör sűrűségénél. Földi megfigyelésekkel sikerült kimutatni a légkörben káliumot és nátriumot, a radon jelenlétét pedig a Lunar Prospector szonda mérései mutatták ki. A több – sokszor véletlenszerű – forrás miatt a légkör összetétele nem állandó. Ez egyrészt a bolygó felszínéig akadálytalanul eljutó, Napból származó ibolyántúli sugárzás miatt van, mivel a sugárzás lassan ionizálja a légkör atomjait, majd a napszél ezeket az ionokat is magával sodorja. Másrészt pedig a becsapódások nyomán hol ilyen, hol olyan gázok szabadulnak fel és töltik fel a ritka légkört. A légkört az Apollo mérések összesen, átlagosan 10 000 kg-ra teszik. 2016-ban japán kutatók a Kaguja szonda mérései alapján a Földről származó oxigén jelenlétét mutatták ki a Hold felszínén. A napszél a Hold felszínét öt nap kivételével folyamatosan bombázza. Ez az öt nap akkor van, amikor a Föld a Nap és a Hold közé kerül. Ilyenkor a Föld magnetoszférája mintegy leárnyékolja a napszelet a Hold irányába, a napszél viszont a Föld légkörének felső rétegéből oxigénionokat képes magával sodorni, amik eljutnak a Hold felszínére. A kutatók szerint ez a folyamat legalább 2,5 milliárd éve zajlik. A Holdnak nincs saját fénye, csak a Nap fényét veri vissza. A Föld körüli keringése során a megvilágítottsága állandóan változik a Nap–Föld–Hold rendszer pozícióinak változása miatt. A köznyelv szerint a Hold megtelik, majd elfogy. A holdfázisok újholddal kezdődnek, ekkor a Hold a Nap és a Föld között helyezkedik el és pontosan a túloldalát világítja meg a Nap. Az „új” holdat nem látjuk, mert szorosan a Nap közelében van, és a napfényes ég lehetetlenné teszi az észlelését. Nagyjából egy hét alatt egyre növekedve éri el az első negyedet, amikor a Föld–Hold–Nap rendszer pontosan derékszöget zár be egymással (ilyenkor a Hold felénk eső oldalának felét látjuk, a keleti félgömb – a holdkorong jobb oldala – fényes, a bal oldala árnyékban van). Mivel minden nap kb. 50 perccel később kel és nyugszik, egyre többet látható a már sötét égbolton. Újabb egy hét elteltével következik a telihold. Teliholdkor a Föld kerül körülbelül a Nap és a Hold közé és a felénk eső oldalt éri a napsugár, a holdkorong teljessé válik (Ha a Föld pontosan a Nap és a Hold közé esik, akkor holdfogyatkozásról beszélünk). Ezután a Hold elkezd fogyni, egy hét múlva következik be az utolsó negyed, újra derékszöget zárnak be egymással az égitestek, csak az első negyedhez képest a Hold keringési pályájának túloldalán. A megvilágítás éppen ellenkező az első negyedhez képest, a „félhold” a nyugati oldalon – fényes és a jobb oldalin árnyékos. Egyre később kel, egyre közelebb a hajnalhoz, végül a negyedik hét végén teljesen elfogy a Hold, és eljut az újhold állapotba, ahol a ciklus újra kezdődik. Ez a ciklus átlagosan 29 nap 12 óra 44 perc alatt megy végbe, ez a szinodikus holdhónap hossza. A holdfázisok időpontjai, így a teliholdak és újholdak is évekre előre pontosan kiszámíthatók. A mindenkori megvilágított és a sötét rész határa a terminátor. Ennek közelében láthatóak a legjobban a Hold felszíni alakzatai, kráterei.  A Hold nemcsak a Nappal és a Földdel kerül különleges helyzetekbe keringése során, hanem az összes többi égitesttel, amely az ekliptika mentén (a Hold +/-5°-os keringési síkjában) láthatók. Égi kísérőnk kb. 0,5°-ot takar ki az égboltból. Mozgása során csillagokat vagy bolygókat takar el időről időre. Ezt a kitakarást, a csillagok, vagy bolygók „fogyatkozását” nevezzük okkultációnak, holdfedésnek.

A Hold megfigyelésével, a holdciklusok magyarázatával a távcső feltalálása előtt is foglalkoztak a tudósok. Galileo Galilei a saját maga készítette távcsővel való megfigyeléseiről 1610-ben számolt be a Siderius Nuncius című könyvében. Megfigyelte például, hogy félholdkor a sötét területen is vannak világos pontok. Ezek jelenlétét azzal magyarázta, hogy a Holdon is vannak hegyek és ezek csúcsát a Nap megvilágítja. Megmérte a világító pontok távolságát a sötét-világos határvonaltól és ebből becslést adott a hegyek magasságára is.

 

A 20. században a rádiótechnika kialakulásával lehetőség nyílt a Hold rádióhullámokkal történő vizsgálatára is. 1946. január 10-én az amerikai hadsereg Diana-projekt fedőnevű kísérlete sikeresen detektált a Holdra sugárzott és onnan visszaverődött radar-impulzusokat. Néhány héttel később, február 6-án a Bay Zoltán vezette magyar csoport is kimutatta a radarhullámok visszaverődését a Holdról. Az eredmények hatására alakult ki és indult fejlődésnek a csillagászat új ága, a radarcsillagászat. Az űrkorszak beköszöntével egyre bonyolultabb automata szondákkal történt a felderítés (Luna, Pioneer, Ranger, Surveyor, Lunar Orbiter stb.). A kezdeti űrszondás próbálkozások nem annyira felfedezési, mint inkább politikai célúak voltak. Ennek keretében a Szovjetunióban megkezdték a Luna-programot, míg az Egyesült Államokban a Pioneer-programot. Mindkettő célja a Hold volt – és az, hogy megelőzzék egymást. Végül a Luna-program lett a győztes: három eltitkolt sikertelen indítás után a Luna–1 érte el először a Holdat 1959. január 4-én, amikor 6000 kilométerre repült el mellette, majd a Luna–2 csapódott először a holdfelszínbe 1959. szeptember 14-én és a Luna-3 készítette az első fényképeket a Hold túloldaláról 1959. október 4-én. A Pioneer-program holdi becsapódásra tervezett első három szondája szintén kudarcot vallott és visszazuhant a Földre, mire a Pioneer–4 1959. március 4-én választ adott a Luna–1 teljesítményére. Az amerikaiak nem is próbálkoztak tovább ezzel a szondatípussal, hanem Ranger néven új eszköz tervezésébe fogtak és a Hold felszínének fotózását, illetve a becsapódást már ezzel akarták végrehajtani. A Ranger-program szondáinak a tervek szerint el kellett érniük a holdfelszínt, amelybe végül becsapódtak, ám az utolsó percekben minden korábbinál nagyobb felbontású képeket készíthettek. Rengeteg hiba után a Ranger–7 volt az első, amely teljesíteni tudta küldetését 1964. július 31-én. A következő fejlődési lépcső a sima leszállás teljesítése volt. Ez már az emberes holdprogramok jegyében zajlott: kísérletileg kellett bebizonyítani, hogy le lehet szállni űrhajóval a holdfelszínre és ott képes lesz az ember is megvetni a lábát. A Szovjetunió a Luna-program továbbfejlesztésével (gyakorlatilag ugyanazon név alatt új szondatípussal), az USA pedig a Surveyor-program beindításával látott neki a feladatnak. Ismét egy Luna szonda ért el először sikert, amikor 1966. február 3-án a Luna–9 sima leszállást mutatott be az Oceanus Procellarumon. A szonda egy kráterben landolt, így nem sokat tudott közvetíteni a holdfelszínről – nem látott ki a kráterből –, ám az első közelképeket is neki köszönhetjük. A Luna-programban összesen nyolc sikeres leszállást teljesítettek szovjet szondák, amelyből kettő automata holdjárót, a Lunohodot is vitt magával. Az első sikeres Surveyor szonda négy hónapos késéssel, 1966. június 2-án szállt le, ám jóval több képet küldött szovjet vetélytársánál. A program két kudarcba fulladt és további négy sikeres repülést tartalmazott. A leszállás nyújtotta lehetőségek helyi megfigyeléseket tettek lehetővé, de a tudósoknak és az ember holdi leszállását tervező mérnököknek szüksége volt globális adatokra, illetve fotótérképekre az egyes kijelölt leszállóhelyekről. Ehhez Hold körüli pályára kellett állítani egy űreszközt. A Szovjetunió a Luna-programban hozott létre ezért egy újabb űrszondatípust, az amerikaiak új néven indították a Lunar Orbiter-programot. Az első sikeres Hold körüli pályára állást a Luna–10 teljesítette 1966. április 3-án, ezzel a Hold első mesterséges holdja lett. Mindkét szondatípus rengeteg képet közvetített a Földre, amelyből mindkét oldalon összeállt a Hold egyenlítői területének egy minden addiginál részletesebb képe. (Erre elsősorban azért volt szükség, mert ide, az egyenlítő mentére tervezték küldeni az embert szállító űrhajókat a tervezők.) A Hold a legkézenfekvőbb célpont a csillagászati megfigyelésekhez. A Hold albedója – a fényvisszaverő képességének mutatószáma – meglehetősen alacsony, 0,12-es értékével csak harmada a Földének. A gyakorlatban ez azt jelenti, hogy nagyjából az aszfaltéval egyenértékű. Mégis hatalmas mennyiségű fényt ver vissza és a Nap után a legfényesebb égitest az égen. Látszó fényessége −12,7 magnitúdó holdtöltekor (a Napé −26,8). Érdekesség, hogy az első negyedbeli félhold nem a fele fényerősséggel ragyog a teliholdhoz képest, hanem csak kilenced akkorával. Ennek oka, hogy a Hold domborzata miatt a visszavert fény nem mindig a megfigyelő felé verődik vissza, a hegyek-völgyek szétszórják a fényt. A csillagászok számára általában nem a telihold, hanem az attól eltérő fázisok kínálnak jobb megfigyelési alkalmakat, akkor is főleg a terminátor környéki területek, mivel az alacsony napállás miatti fény-árnyék viszonyok nagyobb kontrasztokat, az egyes felszíni formák jobb láthatóságát teremtik meg.

Kék Hold:

1883-ban, amikor az indonéziai Krakatau vulkán kitört, a tudósok szerint kb. 100 megatonnányi atombomba erejének megfelelő erejű volt a kitörés. Még 600 km-re is ágyúdörgés erősségű hangot lehetett hallani. Hatalmas mennyiségű hamu érte el a Föld légkörének tetejét, és a Hold kék színűvé vált.

 

Ennek oka a hamu volt. A hamufelhő apró, 1 mikrométer méretű részecskékkel volt tele, amely pontosan a megfelelő méret volt a piros szín leárnyékolására, míg a részecskék a többi színt szabadon átengedték. A hamufelhőn átvilágító holdsugarak így kék, időnként zöld színben pompáztak. A kék Hold évekig gyönyörködtette az embereket a kitörés után. Sokszor a Nap is levendula színűvé vált. A hamufelhő miatt gyakran annyira élénk színű naplementék voltak, hogy sok helyen a tűzoltókat is kihívták, mert távoli tűzesetre gyanakodtak.

 

Kisebb erejű vulkánok is képesek voltak kékké változtatni a Holdat. Így például 1983-ban Mexikóban az El Chichon vulkán kitörése után volt látható hasonló jelenség. A kék Hold titka tehát az, hogy a levegőben sok olyan részecske legyen, amely kicsivel nagyobb, mint a vörös fény hullámhossza, és más nagyságú részecskék ne legyenek jelen. Ez ritka jelenség, de vulkánok és erdőtüzek képesek ilyen részecskéket a levegőbe juttatni.

Kék Holdnak nevezzük azt a ritkán bekövetkező naptári eseményt, amikor egy adott hónapban kétszer van telihold. Mivel a holdfázisok kb. 29,5 naponként ismétlődnek, és a naptári hónap is megközelítőleg ennyi napból áll, általában egy hónapban csak egyszer van telihold. Néha (nem egészen háromévenként) azonban előfordul, hogy ugyanabban a hónapban kétszer. Ilyen volt például 2009. december 2-án és 31-én, 2012. augusztus 2-án és 31-én és 2015 júliusában 2-án és 31-én. Ezen meghatározás szerint legközelebb 2018 márciusában (2-án és 31-én) fordul elő a jelenség. Ha egy évszakban nem három, hanem négy telihold következik be, akkor a harmadikat nevezik kék Holdnak. Megint más meghatározás szerint a naptári év tizenharmadik holdtöltéjét nevezik kék Holdnak. A "kék Hold" (Blue Moon) elnevezés elsősorban az angolszász kultúrában honos. Az elnevezésnek semmi köze sincs a kék színhez (talán szomorút jelent, mint a Kék rapszódiában) a jelenségnek nincs természettudományos jelentősége. A naptárszámításunk teljesen önkényesen választott beosztású, amely a történelem során többször is változott, és a nem európai kultúráknak is megvolt a saját, eltérő naptári rendszerük. Ezért a „kék Hold" előfordulásait bármilyen természeti jelenséggel vagy kozmikus hatással összefüggésbe hozni teljesen értelmetlen lenne.

Az Uránusz a Naprendszer hetedik bolygója. Óriásbolygó, a harmadik legnagyobb átmérőjű és a negyedik legnagyobb tömegű. Az Uránusz felfedezését 1781. március 13-ától számítjuk, mert ekkor pillantotta meg először Sir William Herschel. Azóta tudjuk, hogy a bolygót előzőleg 1690 és 1771 között legalább hússzor regisztrálták, de mindannyiszor csillagnak vélték. Az elmozdulását pedig mérési hibának. Herschel eleinte nem volt tisztában vele, hogy a Naprendszer egy eddig ismeretlen bolygóját fedezte fel, először üstökösként azonosította az égitestet. Nem tartott sokáig, mire a csillagászok felismerték e felfedezés jelentőségét. Sir William eredetileg támogatójáról, III. György angol uralkodóról nevezte el a bolygót, a Georgium Sidus (György csillaga) név azonban nem talált lelkes fogadtatásra a világ többi részén. Lalande azt javasolta, hogy a felfedezőről nevezzék el, végül Johann Elert Bode német csillagász elképzelése kerekedett felül, az Uránusz (Οὐρανός latinosított neve), ami így jobban illeszkedett a többi bolygó ógörög-latin elnevezéseinek sorába). Uránosz az atyja Kronosznak, amely Szaturnusz görög megfelelője, az ég ura. Herschel hat évvel később felfedezte az Uránusz két legnagyobb holdját: a Titániát (III) és az Oberont (IV). Az Arielt (I) és az Umbrielt (II) 1851-ben Lassell találja meg. A Mirandát (V) csak 1948-ban fedezi fel Gerard Kuiper. Az Uránusz légköre nagyrészt hidrogénből (83%) és héliumból (15%) áll. Kevés metánt (2%) is tartalmaz, amely az atmoszféra felső részén elnyeli a vörös fényt, ami miatt a bolygó halvány kékeszöld színű. A felhők ugyanúgy mozognak a szélességek mentén, mint a Jupiter és aSzaturnusz esetében, csak sokkal halványabbak. Az Uránusz tengelyhajlása 90°-nál is nagyobb, ezért legtöbbször az egyik pólus van a Nap irányában. A pólusokon melegebb van, mint az egyenlítőn, a több napenergia miatt. A nagy tengelyhajlás egy korai bolygóméretű objektummal való ütközés során jöhetett létre több milliárd évvel ezelőtt. Az Uránusznak a Földénél sokkal nagyobb, a Jupiterénél kisebb mágneses tere van. A holdak mind ebben a mágneses térben keringenek. Amágneses tér a bolygó belsejében alakul ki, de még nem lehet tudni, hogy pontosan mi hozza létre. A Jupiternél és Szaturnusznál feltételezhető fémes hidrogénből álló övezet az ehhez szükséges elegendő tömeg hiányában az Uránusznál (és a Neptunusznál) nem tud kialakulni. Mágneses tengelye 60°-kal tér el a forgási tengelytől. Jelenleg 27 ismert holdja van az Uránusznak. Legnagyobbak a bolygótól való távolság sorrendjében: Miranda (V), Ariel (I), Umbriel (II), Titánia (III) és Oberon (IV). AVoyager–2 tizenegy további Uránusz-holdat fedezett fel (Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalinda, Belinda, Puck és Perdita, amit csak 1999-ben találnak meg a Voyager-2 felvételeken). A Caliban és Sycorax holdakat 1997-ben fedezik fel földi távcsövekkel. A Setebos, Stephano és Prospero 1999-ben, a Trinculo, Francisco, Ferdinand és Margaret 2001-ben, a Mab és a Cupido pedig 2003-ban kerül felfedezésre. A holdakat Shakespeare és Alexander Pope hőseiről nevezték el. Az Uránusz holdjai igen halványak. Még a legnagyobb és legfényesebb Titania is 14 magnitúdós, ezért csak távcsövekkel figyelhető meg. Korábban a csillagászok nem tartották valószínűnek, hogy az Uránusznak trójai holdjai lennének, a Neptunusz gravitációs hatása miatt. Azonban létezik ilyen kisbolygó, a 2011 QF99, ami a bolygó L4 Lagrange-pontja körül kering, meglehetősen nagy távolságra az anyabolygótól. Átmérője mintegy 60 km, anyaga szikla és jég. A bolygó az elmúlt pár százezer évben foghatta be, és a QF99 nagyjából egymillió év múlva el fog szabadulni tőle. A Miranda a nagyobb holdak legbelsőbbike, a Voyager-2 űrszonda 1986-ban alaposan szemrevételezte. Talán az Uránusz legérdekesebb holdja, de legalábbis a legbizarrabb. Amikor az első képek megérkeztek róla, a kutatók nem tudták, mit gondoljanak. A hold felszínén kusza rendetlenség tükröződött, hatalmas szirtek, barázdák és völgyek rakódtak a régi, megszokott kinézetű,kráterekkel pettyezett területekre. Hatalmas, akár 20 km mély kanyonok is látszanak. Esetenként a barázdált területek hirtelen válthatnak, és érdekes alakú képződmény jön létre. A kutatók először azt hitték, a Miranda egy ütközés során széttört, aztán újra összeállt, mint egy rosszul összerakott kirakójáték. Feltevésük szerint akár öt különböző ilyen esemény is történhetett, és a hold mindegyik után a megmaradt maradványokból állt össze, a belsejének egy része pedig kitüremkedett a felszín alól. Valószínűbbnek tűnik azonban az az elmélet, amely szerint a részben megolvadt jég feltörhetett a hold belsejéből, és beboríthatta a felszín egy részét. A könnyebb anyag a nehezebb felszíni anyagok alá temetve maradt, amíg ki nem dolgozta magát a felszínre. Akárhogy is alakult ki a Miranda összekuszált felszíne, a kutatók meglepődtek, hogy ennyi tektonikus aktivitás tapasztalható rajta, hiszen a hold kicsi, és hideg. Összetétele 40% jég és 60% kő. Az Uránusz legnagyobb holdja, átmérője 1578 km. A bolygótól mért távolsága 436 270 km. Felszínét jég borítja, amit hosszú völgyek és kráterek szabdalnak fel. A legnagyobb kráter a 200 km átmérőjű Gertrudis-medence. Aktív geológiai múltjára utalnak a tektonikus szakadékok. A Messina-szakadék 1500 km hosszú és 75 km széles. 1977-ben egy csillagfedés alkalmával fedezték fel a gyűrűrendszer létezését. A Voyager-2 később összesen 11 különálló gyűrűt derített fel. Az Uránusz nem mindig pillantható meg szabad szemmel, a látszó fényessége a szem érzékenységének határán mozog. Amikor szembenállásban van a Nappal, és rendkívül tiszta az ég, akkor nagyon halvány égitestként megpillantható. Hogy a bolygókorong látszó átmérője akkorának látszódjon távcsövünkben, mint a Hold szabad szemmel, és néhány felszíni részletet is láthassunk, ahhoz 300-350-szeres nagyítást kell alkalmaznunk 18-20 centiméteres átmérőjű teleszkóppal. Ha a fényszennyezés kicsi, vagy egyáltalán nincs, akkor ilyen nagyítás mellett akár az 5 legnagyobb holdja is látható (Ariel, Miranda, Umbriel, Oberon, Titánia), de ahhoz, hogy a bolygó korong alakja látható legyen, elég 70-80-szoros nagyítás is. Néha sötétebb sávszerű képződményeket is megpillanthatunk, ennek legkedvezőbb ideje 42 évenként van – mostanában 2011 tájékán volt –, amikor az egyenlítő síkja a Föld felé fordul.

A törpebolygó a Naprendszerben keringő égitestek egyik típusa, átmenetet képez a bolygók és a kisbolygók között. Olyan égitest, amely a Nap körül kering (azaz nem egy másik bolygó holdja), elegendően nagy tömegű ahhoz, hogy kialakuljon a hidrosztatikai egyensúlyt tükröző alak, vagyis alakja a gömbéhez közeli és nem söpörte tisztára a pályáját övező térséget. Ezt az égitest típust 2006-ban a Nemzetközi Csillagászati Unió XXVI. kongresszusán határozták meg Prágában. Alkategóriája a plutoida, mely a Neptunusz pályáján túl keringő törpebolygót jelöl. Négy tagja ismert, a Pluto, a Makemake, a Haumea és az Eris (2003 UB313). (A Ceres, mivel egyedüli a kisbolygóövben, nem képez alkategóriát.) A törpebolygó égitesttípust a Nemzetközi Csillagászati Unió (International Astronomical Union, IAU) 2006. augusztus 14. és augusztus 25. között Prágábanmegrendezett huszonhatodik kongresszusán úgy határozták meg, hogy a törpebolygó egy olyan égitest, amely: közvetlenül a Nap körüli pályán kering, elég masszív ahhoz, hogy gravitációs erők formálják ki alakját (gömbhöz közeli alakúra), semmint hogy pusztán mechanikai erőhatások formálják (pl. ellipszoidalakúra), a keringési pályáját nem tisztította meg a kisebb törmelékektől. Még jobban kifejezve ez egy, a bolygókhoz közeli tömegű égitest, melynek tömege elegendő ahhoz, hogy akkora belső nyomás alakuljon ki a belsejében, hogy a hidrosztatikus egyensúly közel gömb alakúra formálja, de még nem elegendő ahhoz, hogy a pályáján minden törmeléket magához vonzzon, vagy kilökjön onnan. A bolygóktól elkülönülő égitesttípus szükségessége tulajdonképpen már a Pluto felfedezésekor felmerült, mivel annak tömege, pályája is nagy mértékben különbözik a többi bolygóétól, viszont a kisbolygók közé sem illett. 2003-ban és 2005-ben viszont a viták a Sedna és az Eris felfedezésével kiújultak, azok besorolása miatt, s ennek eredményéül született meg a törpebolygó kategória 2006-ban. A meghatározás és a besorolások azonban a csillagászok között további vitát szítottak, azokat korántsem egyhangúlag fogadták el. A Pluto kizárása a bolygók sorából egyesek szerint már szükségessé vált, mint, ahogyan azt Mike Brown, az Eris törpebolygó felfedezője is állította, ugyanakkor a törpebolygó kifejezést (angolul: dwarf planet) 1990-ben létrehozó Alan Stern nem értett egyet a döntéssel. A Nemzetközi Csillagászati Unió jelenleg öt törpebolygót ismer el hivatalosan. Ugyanakkor ezen égitestek közül csak a Ceres és a Pluto rendelkezik annyi megfigyelésssel, azok alapján biztosan megállapítható róluk az, hogy megfelelnek a fentebbi definíciónak, különösen annak harmadik pontjának. Mivel az Eris törpebolygó jóval nagyobb sűrűségű, mint a Pluto, ezért ezt is elfogadták törpebolygóként. Rajtuk kívül még két égitestről (a Makemake és a Haumeatörpebolygókról) feltételezik általánosan, hogy megfelelnek, ezért egyelőre csak ezeket fogadta el a szervezet törpebolygóként. Ezeken kívül azonban egyes feltételezések szerint több száz törpebolygó is keringhet a Naprendszeren belül, akár a kisbolygók között is, akár távolabbi pályákon. Becslések szerint a Kuiper-övés az azon túli területek részletesebb feltérképezésével 2000 fölé is emelkedhet a potenciális törpebolygók száma. Mike Brown 2011. augusztusában publikált műve alapján 390 égitestről feltételezhető, hogy megfelel a fentebbi követelményeknek. Brown művében az említett öt égitesten felül még négyet (a (225088) 2007 OR10, a Sedna, a Quaoar és az Orcus (2004 DW)) javasolt felvenni a törpebolygók körébe, de ezenfelül még legalább egy tucatnyiról erősen valószínűsítette, hogy megfeleltethetők a követelményeknek. A 21. század eleji felfedezések időszakáig a csillagászoknak nem volt különösebb szükségük arra, hogy pontosan körülírják a bolygók fogalmát és kritériumait. A Pluto 1930-as felfedezésével a Naprendszer bolygóinak száma kilencre emelkedett, valamint a többi naprendszeren belüli égitestek számát az aszteroidákkal és az üstökösökkel együtt több ezerre becsülték. Közel 50 éven keresztül a Plutóról azt hitték, hogy nagyobb méretű, mint a Merkúr, de a Pluto egyik holdjának, a Charonnak az 1978-as felfedezésével lehetővé vált, hogy jóval pontosabb méréseket tudjanak elvégezni a bolygó valós méreteivel kapcsolatban és a tudósok ez alapján képesek lettek meghatározni, hogy a bolygó jóval kisebb, mint azt az előző becslések alapján gondolták. A Plutónak durván huszadannyi a tömege, mint a Merkúré, amely alapján a Pluto lett messze a legkisebb bolygó a naprendszeren belül. Annak ellenére, hogy közel tízszer akkora a sűrűsége, mint az Aszteroida-öv legnagyobb tagjának, mégis a Föld bolygóhoz tartozó Hold tömegének csak egy ötöde a tömege. Sőt mi több, a Pluto rendelkezik még néhány további sajátos jellemzővel is, mint például a keringési excentricitása, illetve a nagy keringési pályaelhajlás, amelyek alapján evidenssé vált, hogy rendkívül eltér a többi bolygótól. Az 1990-es években a csillagászok sorra fedezték fel a Plutón túli kisebb égitestek övezetét, a Kuiper-övet, amely jóval a Plutón túli területekre terjed ki. Sokuk felfedezése egyre közelebb hozta annak az elképzelésnek a létrejöttét, miszerint a Pluto valójában egy másik típusú bolygócsalád egyik legnagyobb tagja, a plutoidáké. Ez a felfedezés számos csillagászt arra vezetett, hogy a Plutót már ne sorolja be a klasszikusan vett bolygók közé. Számos elnevezés született azon kisméretű, a Naprendszeren belül keringő égitestek megnevezésére, melyeket ma törpebolygóknak hívunk. Néhány ezek közül a kisbolygó, a félbolygó, a planetoid, melyek elterjedése nem vált közkeletűvé. 2005-ben a tudományos irodalomban több, a Plutóval összevethető tulajdonságokkal rendelkező égitest létezéséről is beszámoló jelent meg, ezek a Quorar, a Sedna és az Eris voltak. Ezért egyre nyilvánvalóbbá vált, hogy a bolygókról alkotott eddigi elképzeléseinket át kell formálni az újabb felfedezések tükrében. 2006-ban az Eris törpebolygóról még azt állították egyes nem hivatalos források, hogy az a Naprendszer tizedik bolygója lehet, mivel mérete némiképp nagyobb, mint a Plutóé. Ennek tisztázására összeült a Nemzetközi Csillagászati Unió gyűlése 2006 augusztusában, Prágában, hogy megvitassák a kialakult helyzetet. Az IAU elsődleges változatai még arról szóltak, hogy az Eris, a Ceres és a Charon a bolygók listáján szerepeljenek. Számos csillagász elfogadta ezen indítványt, de ekkor az uruguayi születésű Julio Ángel Fernández felvetette, hogy hozzanak létre egy köztes kategóriát, amelybe a Charon kivételével beletartozna a Pluto, a Ceres és az Eris is, amely kategóriát planetezimáloknak neveznék. A Charonnak a listáról való levételével, valamint azzal a meghatározással, hogy ezek az égitestek nem lehetnek akkora tömegűek, hogy megtisztítsák keringési pályájukat, a javasolt kategória már közelebb állt a most elfogadottnak tekintett meghatározásokhoz. Az IAU döntése alapján a végső meghatározások a következők lettek: Bolygók, amelyek a) olyan égitestek, amelyek a Nap körül keringenek, b) elegendően nagy tömeggel rendelkeznek ahhoz, hogy formájuk a hidrosztatikus egyenlőségek miatt közel gömb formájú legyen, illetve c) elegendő tömegűek ahhoz, hogy keringési pályájukat képesek legyenek megtisztítani az ott található törmelékektől. Törpebolygók, melyek olyan égitestek, amelyek a Nap körül keringenek, valamint rendelkeznek akkora tömeggel, hogy félgravitációs vonzás alakuljon ki rajtuk, amely hidrosztatikus egyenlőséget hoz létre felszínükön. Egyéb égitestek, amelyek a Nap körüli pályán keringenek és összefoglaló néven kis naprendszeri égitesteknek hívjuk őket (természetesen ebbe a mesterséges objektumok, pl. a műholdak nem tartoznak bele). Maga a törpebolygó kifejezés valójában kissé félrevezető, hiszen nyelvtani és jelentéstani szempontból azt sugallja, hogy tulajdonképpen bolygókról van szó. A Nemzetközi Csillagászati Unió 5A jelű megoldásában, valamint az 5B megoldásban azt taglalják, hogy a törpebolygók valójában a bolygók egyik alcsoportja, megkülönböztetve őket ezáltal a többi nyolc, úgynevezett "klasszikus" bolygótól. Ebben az értelemben nyolc "klasszikus" bolygóról, illetve négy további törpebolygóról beszélhetünk akkor, amikor bolygókról esik szó. Ugyanakkor az 5B megoldás némiképp aláássa az 5A megállapodás egyes pontjait, ezért a törpebolygó kategóriát emiatt csak félig tekinthetjük hivatalosan elfogadott indítványnak. Nyelvtanilag félrevezető a törpebolygó megfogalmazás, amely valójában egy olyan égitestet jelöl, amelyik nem is tartozik a hagyományos értelemben vett bolygók közé, ugyanakkor a törpecsillag például azért nem jó, mert ezen égitestek nem csillagok, ezért különböző alternatívaként felmerült még a nanobolygó, illetve a félbolygó kifejezés is. Ennek ellenére a törpebolygó kifejezés azóta már túlságosan elterjedtté vált, ezért ezen már valószínűleg késő változtatni. Ezen kifejezés voltaképpen párhuzamos jelentésű a kisbolygó kifejezéssel, amely szintén nem egy bolygótípust jelöl. A különböző nyelvekben szintén felmerül ennek a kérdéskörnek a problémája; a törpebolygó szóösszetétel ugyanis a következőképpen fest különböző nyelveken: franciául planète naine, németül Zwergplanet, oroszul карликовая планета karlikovaya planeta, arab nyelven kaukab qazm, kínaiul ǎixíngxīng. A japán szóösszetétel viszont ebben a tekintetben kivételnek számít, mivel ott ez a kifejezés így hangzik: junwakusei , ahol a wakusei a 'bolygó' jelentéssel bír, míg a jun- előtag nagyjából annyit jelent: majdnem, vagy szub-. Szóval japánul a törpebolygókat szubbolygóknak, vagy "majdnem bolygóknak" hívják. A modern latin szóhasználatban a planetulus, vagy planetion kifejezést használják, amely a görög planéta, vagyis bolygó kicsinyítőképzős alakja, melynek jelentése: kisbolygó.

Az IAU öt égitestet kategorizál törpebolygóként:

  1. Ceres– felfedezve: 1801. január 1-jén, ettől fogva fél évszázadon át bolygóként tartották számon, majd visszaminősítették aszteroidává; törpebolygóvá minősítve: 2006. szeptember 13-án
  2. Pluto– felfedezve: 1930. február 18-án, ettől kezdve 76 éven át bolygóként volt nyilvántartva; törpebolygóvá minősítve: 2006. augusztus 24-én
  3. Eris– felfedezve: 2003. október 21-én, a média rövid ideig a tizedik bolygóként említi; törpebolygóvá minősítve: 2006. szeptember 13-án
  4. Haumea- felfedezve: 2004. december 28., törpebolygóvá minősítve: 2008. szeptember 17.
  5. Makemake– felfedezve: 2005. március 31-én, törpebolygóvá minősítve: 2008. július 11-én.

 

Alan Stern és Harold F. Levison bemutatták a lambda paramétert, amely kifejezi a valószínűségét egy másik testtel való találkozásnak, amely a pálya elhajlását okozhatja. Stern modelljében e paraméter értéke négyzetesen arányos a tömeggel és fordítottan arányos a keringési idővel. Ezek alapján a kapott értékek alkalmasak arra, hogy abból megbecsüljék azt, hogy az adott égitest mekkora pályatisztítási képességgel bír, ahol a lambda 1 képes erre. Az öt magnitúdójú testeknél egy rés keletkezett így a Föld típusú bolygók és a Kuiper-öv aszteroidái közt.Ezt a paramétert használva Steven Soter csillagász ezért felemelte szavát annak érdekében, hogy megkülönböztessék a törpebolygók ezen képességének hiányát a Föld típusú bolygókkal szemben, amely alapján a bolygók azok az égitestek, amelyek képesek arra, hogy eltüntessék keringési pályájukról a kisebb égitesteket és törmelékeket; elsősorban összeütközés, gravitációs pályaeltérítés és üldözés által, míg a törpebolygók minderre képtelenek méreteik miatt. Soter ezen megfigyelésein továbbhaladva eljutott odáig, hogy létrehozza a planéta diszkriminánst, melyet mu jellel jelölt és amely kifejezi a tapasztalati értékét a keringési pálya megtisztítottsági fokának. Elegendő belső nyomás, mely a test tömegének vonzásából ered képes a testet képlékennyé tenni és a sikeres képlékenység teret ad nagy emelkedéseknek és süllyedéseknek, valamint, hogy a pórusok kitöltődjenek, melyet gravitációs relaxációnak nevezünk. Azok a testek, melyek csak pár kilométernyi kiterjedésűek nem rendelkeznek gravitációs vonzással, ezért alakjuk szögletes. A nagyobb testeknél, melyeknél már megjelenik a gravitációs erő, de az nem igazán számottevő, ott krumpli alak jelenik meg, vagyis minél nagyobb a test tömege és mérete, annál nagyobb a belsejéből eredő gravitáció, annál gömbölyűbb az alakja, míg el nem éri a maximumát a hidrosztatikus egyensúlynak. Ez a törpebolygók meghatározásához szükséges határvonal. Mikor egy test eléri a hidrosztatikus egyensúly állapotát, felszínét valószínűleg teljesen elborítja a folyadék, természetesen a kisebb krátereket, hasadékokat leszámítva. Amennyiben a test nem forog, akkor ez a szint sík, de minél gyorsabban forog egy adott test, annál inkább összenyomott és egyenlőtlen oldalúvá válik ez a réteg. Amennyiben az egész rotáló test felmelegszik és anyagai folyékonnyá válnak, akkor alakja nem változik meg. Egy különösen szélsőséges példája ennek a hidrosztatikus egyensúlynak a Haumea, amely kétszer olyan hosszú a fő tengelyénél, mint a sarkoknál számítva. A törpebolygók minimális, illetve maximális tömegét egyelőre nem határozta meg a Nemzetközi Csillagászati Unió. Egyelőre nincs meghatározva az, hogyha egy test nagyobb, illetve sűrűbb, mint például a Merkúr, de nem tisztította meg a keringési síkját a törmelékektől, akkor az törpebolygónak minősül-e, avagy sem. Az Aszteroida-övön belüli második legsűrűbb égitest, a Ceres törpebolygóvá minősítése után nem sokkal a Vesta is be lett sorolva a törpebolygók kategóriájába, mert alakja alapján elkülönül a hidrosztatikus egyensúlyi állapotban lévő testek alakjától, mivel nem sokkal megszilárdulása után egy nagyobb meteorbecsapódás érte felszínét. A törpebolygók fogalmának meghatározásakor nem vették figyelembe ezt az eshetőséget. A Dawn űrjármű Vesta körül végzett 2011. júliusi próbaútja talán segíthet tisztázni ezt a kérdéskört. Számos Neptunuszon túli égitestről úgy gondolják a szakemberek, hogy felszínüket jég borítja és egyenlítői átmérőjük is csak mintegy 400 kilométer körül lehet, ami nagyjából 3%-a a Föld átmérőjének, melyek elérték a gravitációs egyensúlyi állapotot, amely alapján a Föld-tipusú bolygókon belül a törpebolygó alkategóriához tartoznak. Annak ellenére, hogy csak durva becsléseink voltak ezen égitestek valós méreteiről még 2011-ben is, mégis számos kutató úgy véli, hogy a Neptunusz bolygón túli égitestek közt számos törpebolygó akad. Egy kutatócsoport felderített mintegy harminc darabot ezek közül és úgy vélik, hogy a Kuiper-övön belül, illetve annak határától jóval távolabb még további 200 törpebolygó felfedezése várható.

A Vénusz a második bolygó a Naptól, keringési ideje 224,7 földi nap. Nevét Vénuszról, a szépség római istennőjéről kapta. A Hold után a legfényesebb objektum az éjszakai égbolton, legnagyobb látszólagos fényessége -4,6 magnitúdó. Maximális fényességénél még nappal is észrevehető. Mivel a Vénusz közelebb van a Naphoz, mint a Föld, és kering körülötte, ezért néhány hónapig a Naptól keletre, később néhány hónapig a Naptól nyugatra látható, változó távolságra. A keringés mindkét szélső pontjának látszólagos távolsága a Naptól, azaz a bolygó legnagyobb kitérése 47,8°, vagyis a Napot legfeljebb három órával követi, illetve előzi meg az égen. A kalauzcsillagok közé tartozik, hiszen segítette az embereket utazásaik során a tájékozódásban. Emiatt nagyon kedvelt volt és szívesen adtak különféle hangzatos neveket neki, külön a reggel látható és külön az esti Vénusz számára, mint például a Hajnalcsillag és Esti csillag nevet, amelyből keletkezett a jól ismert Esthajnalcsillag elnevezése. Az ókori görögök a kettőt még két külön égitestnek hitték, Heszperosz (napnyugati) és Foszforosz (fényhozó) néven ismerték. Magyar neveit főleg a szabad ég alatt élő pásztoroktól kaphatta. A bolygó "csillag" elnevezése természetesen csak nem csillagászati értelemben, hanem általános, népies szóhasználatban állja meg a helyét. A Vénusz a Naprendszer egyetlen olyan bolygója, mely női alakról kapta a nevét. Ezen kívül csak három törpebolygó – a Ceres, az Eris és a Haumea visel még női nevet. Föld-típusú bolygónak számít, néha a Föld testvérbolygójának is hívják, mivel a két bolygónak hasonló a mérete, a gravitációs ereje és a tömege. Nagy fényvisszaverő képességű kénsav tartalmú felhőréteg takarja el a fény elől a felszínt. Ez sokáig olyan találgatásoknak adott alapot, melyekre a planetológia csak a 20. század folyamán tudta megadni a helyes választ. A kőzetbolygók közül a Vénusznak van a legsűrűbb légköre, amelyet főleg szén-dioxid alkot. A légköri nyomás a földinek 92-szerese. Hiányzik a szén körforgása, amely biztosítaná, hogy a felszabadult szén visszakerüljön a sziklákba és más felszíni képződményekbe, s a szerves élet hiánya miatt nem jöhet létre ezt elnyelő biomassza sem. Olyan meleg van a felszínen, hogy az egyes feltételezések szerint a felszínen valaha létezett, a földihez hasonló óceánok régen elpárologtak. A helyén csak sivatagszerű síkságok és szikladarabok maradtak. A leginkább elfogadott elmélet szerint az elpárolgott víz kivált, és a bolygó mágneses terénekhiányát kihasználva a napszél szétterítette az űrben a hidrogénrészecskéket. A felszínt 1990-94 között térképezte fel a Magellan űrszonda. Kiterjedt vulkanizmus nyomait mutatja és a légkörben megtalálható kén több szakértő véleménye szerint napjainkban is aktív vulkanikus folyamatokra utal. A kevés becsapódási kráter arra utal, hogy a felszín fiatal, körülbelül félmilliárd éves. Az azonban a legutóbbi időkig talány volt, hogy miért nem kapcsolódik egyik látható kalderához sem lávaömlés nyoma. 2010-ben az európai Venus Express VIRTIS infravörös képalkotó spektrométeréneksegítségével azonban több vulkán környékén is felfedeztek fiatal, 2,5 millió évesnél fiatalabb lávafolyásokat, azaz a felszín geológiai értelemben ma is aktív. A bolygón nincs lemeztektonikára utaló jel, ami abból fakadhat, hogy kérge túl kemény ahhoz, hogy szubdukció menjen végbe. A Vénusz a Naprendszer négy Föld-típusú bolygójának egyike, ami azt jelenti, hogy jellemzően kőzetekből épül fel. Méretében és tömegében nagymértékben hasonlít a Földhöz, s emiatt gyakran hívják a Föld testvérének is. Átmérője csak 650 km-rel kisebb a Földénél, a tömege a földinek 81,5%-a. A felszíni feltételek azonban a vénuszi sűrű szén-dioxid légkör miatt nagymértékben eltérnek. A vénuszi légkör 96,5 tömegszázaléka szén-dioxid, a fennmaradó nagyjából 3% pedig nitrogén. A szeizmikus adatok és a tehetetlenségi állapotra vonatkozó adatok hiányában kevés közvetlen információ áll rendelkezésre a belső szerkezetről és annak geokémiájáról. A Vénusz és a Föld közötti hasonló méret és sűrűség miatt azonban feltételezhető, hogy a Földéhez hasonló a felépítése: mag, köpeny, kéreg. A Földéhez hasonlóan a Vénusz magját is legalább részben folyékonynak vélik. A Vénusz kisebb mérete miatt a belsejében kisebb a nyomás, mint a Földben. A fő különbség a két bolygó között az, hogy a Vénuszon nem létezik lemeztektonika, feltehetően a száraz felszín és köpeny miatt. Ennek eredményeként alacsony a hőveszteség, amely megakadályozza a bolygó lehűlését és magyarázatot adhat a belső mágneses tér hiányára. A Vénusz felszínének nagy részét vulkáni tevékenységek sora formálta. A Vénuszon többször annyi vulkán van, mint a Földön, köztük 167 óriásvulkán melyeknek átmérője a 100 km-t is meghaladja. Az egyetlen hasonló méretű földi vulkáni komplexum a Hawaii Nagy Sziget. Ez nem azért van, mert a Vénuszon erősebb az aktivitás, hanem mert a kéreg sokkal idősebb. A Föld kérge állandóan átalakul szubdukcióval a tektonikai lemezek határainál, átlagos életkora 100 millió év, míg a Vénusz felszínének korát 500 millió évre becsülik. Több jel is arra mutat, hogy a Vénuszon jelenleg is folyik vulkáni aktivitás. A szovjet Venyera-program keretében kiküldött Venyera–11 és Venyera–12 űrszondák állandóvillámlásokat észleltek, a Venyera–12 leszállás után egy erős dörgést is regisztrált. Az Európai Űrügynökség Venus Expresse nagy mennyiségben rögzített az atmoszféra magasabb rétegeiben lejátszódó villámlást. A Földön ilyen jelenségek zivatarok során jönnek létre. A Vénuszon nincsenek zivatarok (bár a felsőbb légrétegekben lehet megfigyelni kénsavesőt, de ez 25 km magasságban elpárolog), ezért valószínűleg vulkánkitörésekből származó vulkáni hamu hozza létre. Egy másik érdekes bizonyíték a vulkáni aktivitásra az atmoszféra kén-dioxid koncentrációjának méréséből származik, amely szerint ez 1978 és 1986 között egy nagyságrenddel csökkent. Ebből arra lehet következtetni, hogy a kén-dioxid szintet korábban egy hatalmas vulkánkitörés emelte meg. A Vénuszon nagyjából 1000 becsapódási kráter található, többé-kevésbé egyenletesen szétszóródva. Más kráterezett égitesteken, mint amilyen a Föld vagy a Hold, a krátereken az erózió különböző szakaszai mutatkoznak meg. A Holdon a lepusztulást későbbi becsapódások, a Földön a szél és az eső eróziója okozza. Azonban a Vénuszon a kráterek 85%-a még a kezdeti állapotban van. Ez arra utal, hogy a bolygón 500 millió évvel ezelőtt teljesen újjáalakult a felszín. A Föld kérge folyamatos mozgásban van, a Vénuszról viszont úgy gondolják, nem tud fenntartani egy ilyen folyamatot. Lemeztektonika nélkül a köpeny nem tud állandóan hőt veszíteni, ezért a hőmérséklet bizonyos idő múlva elér egy kritikus szintet, amely meggyengíti a kérget. Ezt követően mintegy 100 millió év alatt a szubdukció hatalmas méretekben történik meg, teljesen újraformálva a kérget. A vénuszi kráterek átmérője 3 és 280 km közötti. A sűrű légkör miatt nincsenek 3 km-nél kisebb meteoritkráterek, ugyanis a kisebb kinetikus energiával rendelkező objektumok annyira lelassulnak a légkörben, hogy nem hoznak létre krátert. A Vénusz légköre igen sűrű, melynek nagy része szén-dioxid, kisebb része nitrogén. A légkör tömege a földinek 93-szorosa, míg az itt mért nyomás a földinek mintegy 92-szerese. Ez a nyomás a Földön az óceánokban 1 km mélységben mérhető. A felszínen mért levegősűrűség 65 kg/m³ (a víz sűrűségének 6,5%-a.). A légkör hatalmas CO2-tartalma és a vékony kén-dioxidfelhők miatt itt a Naprendszerben a legnagyobb az üvegházhatás, s ennek hatásaként a felszíni hőmérséklet 460 °C fölött van. Így a Vénusz felszínén mért hőmérséklet magasabb, mint a Merkúr felszínén, mert itt a minimum-hőmérséklet -220 °C a maximum pedig 420 °C, bár a Vénusz majdnem kétszer olyan messze van a Naptól, mint a Merkúr, s a felszínét csak negyedannyi napfény éri, mint a Merkúrét. Mivel a bolygón lényegében nincs semmilyen nedvesség, a levegőnek nincs páratartalma. (A meglévő mértéke kevesebb mint 1%). Ezek miatt a hőindex 450 °C és 480 °C között van. A Venus Express űrszonda 2011-ben vékony ózonréteget fedezett fel a Vénusz légkörében, mintegy 100 km-es magasságban. Az ózon sűrűsége a földi ózonréteg ezredrésze lehet, vastagsága 5-10 km. Tanulmányok arra utalnak, hogy több milliárd évvel ezelőtt a Vénusz légköre sokkal jobban hasonlított a Földére, mint ma, s talán még egy időben a víz is megmaradt a felszínen, de ennek az eredeti vízmennyiségnek az elpárolgása egy egyre inkább gyorsuló, önmagát gerjesztő üvegházhatást indított el, s ennek következtében kritikus mértékben megemelkedett a légkörben meglévő üvegházhatású gázok aránya. A hőtehetetlenség és az alacsonyabb légrétegekből a magasabbakba vándorló meleg miatt nincs nagy különbség a Vénusz éjszakai és nappali oldala között. Mindez a bolygó igen lassú forgása ellenére is igaz. A felszíni szelek lassúak, sebességük csupán néhány kilométer óránként, de a Vénusz légkörének felszíni sűrűsége miatt ehhez is jelentős erő szükséges, s port és kisebb köveket is szállít magával. Ez magában is akkora gondot jelentene az embernek a hő okozta probléma nélkül is, hogy nem tudna sétálni a bolygó felszínén. A sűrű CO2 légréteg fölött vékony felhőréteg van, melynek részei kicsi, kén-dioxid és kénsav tartalmú cseppekből állnak. Ezek a felhők a rájuk érkező napfény 60%-át visszaverik az űrbe, ami megakadályozza, hogy a Vénusz felszínét a látható fénytartományban megfigyeljék. Az állandó felhőtakaró következtében annak ellenére, hogy a Vénusz közelebb van a Naphoz mint a Föld, felszíne rosszul megvilágított. A szén-dioxid okozta üvegházhatás nélkül a Vénusz hőmérséklete a Földéhez hasonlítana. A felhők fölött 4-5 földi nap alatt erős, 300 km/h-s szél járja körbe a bolygót. Bár a Vénusz légköre jelentősen különbözik a Föld légkörétől, atmoszférájában a földihez hasonló erősséggel és gyakorisággal villámok cikáznak. A villámok gyakoribbak a nappali oldalon és az alacsony szélességi köröknél. A Vénusz a csillagoknál mindig fényesebb, látszólagos fényessége -3,8 és -4,6m között változik. Ha végigkövetjük a fényesség változását az alsó együttállástól, akkor azt tapasztaljuk, hogy a néhány %-os, minimális fázis növekedésével jobban nő a fényesség, mint amennyire a távolodással csökken. Kb. 25%-os korong megvilágítottságnál, 38°-os elongációnál éri el a Vénusz a maximális fényességét: ezután a távolodás fénycsökkentő hatása nagyobb, mint a megvilágított felület növekedésének hatása, így fényessége a minimális -3,8m-ig csökken, ami ezután jó fél évig egy tized magnitúdón belül marad. Belső bolygóként legnagyobb kitérése a Naptól 47°. A Vénusz vagy az esti égbolton, vagy a reggeli égbolton látható. Legnagyobb fényességénél szinte lehetetlen nem megtalálni. Nagy elongációnál napnyugta után még sokáig megfigyelhető. Mint a legfényesebb pontszerű objektumot az égbolton, sokszor azonosítatlan repülő tárgynak vélik. Mivel közelebb kering a Nap körül, mint a Föld, a Vénusz hasonló fázisokat mutat, mint a Hold. Pályája a Föld pályájához képest néhány fokkal eltér, ezért általában nem halad át a Nap korongja előtt. Mégis sor kerül 120 évenként egy páros Vénusz-átvonulásra – a párban lévő két átvonulás között csak 8 évvel –, amikor a bolygó Nappal való alsó együttállása a Föld pályasíkjába esik. A legutóbbi átvonulás 2004. június 8-án és 2012. június 6-án volt. A történelmi átvonulások fontosak voltak, mert lehetővé tették a csillagászoknak, hogy pontosan meghatározzák a csillagászati egységet és ennélfogva a Naprendszer méretét.