Księżyc trojański to naturalny satelita, poruszający się wokół planety po tej samej orbicie co inny, dużo masywniejszy księżyc. Porusza się w pobliżu punktu libracyjnego L4 lub L5.

Nazwa została nadana przez analogię do planetoid trojańskich, ponieważ one dzielą podobnie orbitę z niektórymi planetami. Planetoidy te z kolei zostały nazwane na cześć bohaterów wojny trojańskiej.

Jeśli chodzi o księżyce trojańskie, to obecnie znane są cztery takie satelity, wszystkie w układzie księżyców Saturna. Księżyców trojańskich poszukiwano także na orbicie ziemskiego Księżyca. nigdy jednak księżyce takie nie zostały jednak odnalezione.

W 1980 roku obserwacje prowadzone przez naziemne teleskopy doprowadziły do odkrycia aż trzech księżyców trojańskich. Czwarty z księżyców trojańskich został odkryty przez sondę Cassini w 2004 r.

Na orbicie Tetydy krążą dwa małe nieregularne księżyce Saturna. Telesto wyprzedza Tetydę o 60° w ruchu orbitalnym, podczas gdy Kalipso podąża o 60° za większym satelitą. Także Dione ma dwa księżyce trojańskie: poprzedzającą Helenę i niedawno odkrytego, podążającego za nią Polideukesa.

Misje sond kosmicznych w okolicach planetoid to sonda Galileo, która dotyczyła planetoidy 951 Gaspra oraz 243 Ida wraz ze swym księżycem Daktylem. Sonda NEAR Shoemaker badała planetoidy 253 Mathilde oraz 433 Eros z jej finałowe lądowanie w roku 2001. Sonda Deep Space 1 przeleciała obok planetoidy 9969 Braille. Sonda Cassini-Huygens obok planetoidy 2685 Masursky przeleciała w 2000 roku. Sonda Stardust sfotografowała planetoidę 5535 Annefrank, sonda Hayabusa stała się sztucznym satelitą planetoidy 25143 Itokawa, dokonała lądowania i zdołała opuścić jej powierzchnię. Obok planetoidy 132524 APL w 2006 roku przeleciała sonda New Horizons. Sonda Rosetta dnia 5 września 2008 roku przeleciała koło planetoidy 2867 Šteins w odległości ok. 800 km z prędkością względną 8,6 km/s[.

Misje aktualne to sonda Dawn od lipca 2011 aż do kwietnia 2012 ma prowadzić badania planetoidy 4 Westa. Zaplanowana jest również misja na luty – lipiec 2015 i badanie planetoidy 1 Ceres.

Inne planowane misje to sonda Don Quijote – start 2013 lub 2015, uderzenie w powierzchnię niewielkiej planetoidy przez impaktor Hidalgo oraz sonda New Horizons – lipiec 2015 – badanie 134340 Plutona i jego księżyców, a na lata 2016 – 2020 zaplanowano badanie pasa Kuipera.

Orbity wielu planetoid są bardzo gęsto rozmieszczone w pewnych obszarach Układu Słonecznego, a co za tym idzie, orbity ich są podobne do siebie. Wyróżnić można kilka grup orbit planetoid, w zależności od rodzaju planetoidy.

Mamy więc wulkanoidy, a więc hipotetyczne planetoidy, które mają krążyć wokół naszej Dziennej Gwiazdy po orbitach wewnątrz trajektorii Merkurego. Mamy poza tym planetoidy, których orbity znajdują się bliżej Słońca niż orbita Marsa. Wśród nich znajdują się Grupa Amora – są to planetoidy, które zbliżają się ku orbicie Ziemi w swoim biegu wokół Słońca, Grupa Apolla – te planetoidy przecinają nie tylko orbitę Ziemi, ale również Wenus, Grupa Atena – planetoidy te poruszają się po trajektoriach wewnątrz orbity Ziemi.

Planetoidy pasa głównego to planetoidy, które obiegają Słońce najczęściej pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza po orbitach z niejednokrotnie sporym mimośrodem. Trojańczycy to planetoidy krążące po orbitach planet, w tzw. punktach Lagrange’a. Centaury to krążące przeważnie pomiędzy orbitami Saturna i Neptuna.Planetoidy transneptunowe, a wśród nich wyróżniamy obiekty z pasa Kuipera, obiekty z dysku rozproszonego oraz obiekty z wewnętrznego obłoku Oorta.

Typy planetoid określane są przez klasy spektralne. Wyróżniono kilka typów klas. Klasa C to planetoidy, które w składzie powierzchni przeważa węgiel i związki węgla, planetoidy te mają małe albedo. Klasa S to planetoidy, na których powierzchni stwierdza się występowanie dużej ilości materiału krzemianowego. Klasa M to planetoidy o składzie niklowo-żelazowym, metaliczne, a klasa E to planetoidy, w których widmach występuje minerał enstatyt, są rzadkie. Planetoidy klasy V mają skład chemiczny powierzchni podobny do klasy S, jednak dodatkowo występuje tam podwyższony udział piroksenu. Klasa G to podgrupa klasy C, charakterystyczna jest dla niej duża zawartość węgla, jednakże w ultrafiolecie występują dodatkowe linie absorpcyjne. Klasa B jest podobna do klasy C i G, wykazują odstępstwa w ultrafioletowej części widma. Inna podgrupa klasy C to klasa F. Różnice występują w ultrafioletowej części widma, dodatkowo brak linii absorpcyjnych na długości fal wody. Klasa P to planetoidy o bardzo małym albedo, najjaśniejsze w czerwonej części widma, w skład najprawdopodobniej wchodzą krzemiany z udziałem związków węgla, występują na zewnętrznych obrzeżach pasa głównego oraz klasa D, czyli planetoidy o podobnym składzie jak klasa P, mają małe albedo i są najjaśniejsze w czerwonej części widma. Wytępuje jeszcze klasa R, a więc planetoidy podobnie zbudowane jak klasy V, wykazują jednak duży udział w składzie oliwinu i piroksenu, klasa A – widmo tych planetoid wykazuje wyraźne linie oliwinu oraz planetoidy klasy T wykazujące ciemne czerwonawe widmo, różnią się jednak od klas P i R.

Planetoida to nazwa wywodząca się z języka greckiego. Słowo planeta połączone z gr. eidos – postać, nazywana i określana także jako asteroida z gr. asteroeides gwiaździsty, planetka ang. minor planet. Planetoida to ciało niebieskie o małych rozmiarach. Jest wielkości od kilku metrów do czasem ponad 1000 km, obiegające gwiazdę centralną. W naszym Układzie Słonecznym będzie to Słońce. Planetoida posiada stałą powierzchnię skalną lub lodową, bardzo często i przede wszystkim w przypadku planetoid o mniejszych rozmiarach i mało masywnych jest to ciało o nieregularnym kształcie, często noszącym znamiona kolizji z innymi podobnymi obiektami.

Dziś znanych jest ponad 570 tys. planetoid. Z tego ponad 310 tys. ponumerowanych, z których większość porusza się po orbitach nieznacznie nachylonych do ekliptyki, pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza – w tzw. głównym pasie planetoid oraz w pasie Kuipera. W przypadku tej ostatniej grupy nachylenie do ekliptyki może być znaczne.

Trudno oszacować liczbę występujących w Układzie Słonecznym planetoid. Wynosi ona zapewne wiele milionów.

Orbita to nic innego tylko tor ciała. może dotyczyć toru ciała niebieskiego lub sztucznego satelity, który krąży wokół innego ciała niebieskiego. W Układzie Słonecznym Ziemia, inne planety, planetoidy, komety i mniejsze ciała poruszają się po swoich orbitach wokół Słońca. Również księżyce krążą po orbitach wokół planet macierzystych.

Satelity i stacje kosmiczne stworzone przez człowieka zazwyczaj wynoszone są na orbity okołoziemskie. Ze względu na wysokość nad powierzchnią Ziemi wyróżnianych jest kilka rodzajów orbit. Są to niska orbita okołoziemska, średnia orbita okołoziemska, orbita geostacjonarna, będąca szczególnym przypadkiem orbity geosynchronicznej.

Każda orbita jest dokładnie określona przez siedem niezależnych parametrów. Zwykle używa się następujących parametrów: a – półoś wielka (średnia odległość od centrum), ε – ekscentryczność (mimośród), i – inklinacja (nachylenie orbity), ω – argument szerokości perycentrum (lub ω * – długość perycentrum dla i = 0° lub i = 180°), Ω – długość węzła wstępującego, t0 – moment przejścia ciała przez perycentrum (średnia anomalia w danej epoce , n – średni ruch dzienny, adk- inklinacja (przejście i ruch ciała niebieskiego) wartości ponadasteroidalnych.

Przerwa Keelera to druga ze szczelin, o której mamy zamiar w tym artykule opowiedzieć. Jest to szczelina usytuowana w pobliżu zewnętrznej krawędzi pierścienia A Saturna. Jest to druga pod względem wielkości szczelina w tym pierścieniu, po przerwie Enckego. Została ona odkryta przez sondę Voyager. Jest nazwana na cześć amerykańskiego astronoma Jamesa E. Keelera, który w 1888 roku zaobserwował również przerwę Enckego. Choć najprawdopodobniej nie jako pierwszy.

Charakterystyka przerwy Keelera jest następująca. Ma 35–42 kilometry szerokości. Jej centrum znajduje się w odległości 136 530 kilometrów od środka planety. Sonda Cassini ukazała fale gęstości po dwóch stronach przerwy, których obserwacja poprzedziła odkrycie małego księżyca, nazwanego Daphnis. Ten satelita krąży po orbicie lekko nachylonej do płaszczyzny pierścieni, wskutek czego pierścień A w pobliżu przerwy nie jest płaski.

Zdjęcia wykonane sondą kosmiczną w pobliżu równonocy na Saturnie pokazują, że fale na krawędziach przerwy Keelera wznoszą się nawet ok. 4 km ponad płaszczyznę pierścienia.

Przerwa Enckego to szczelina, która usytuowana jest w pobliżu zewnętrznej krawędzi pierścienia A Saturna.

Skąd taka nazwa? Przerwa Enckego została tak nazwana na cześć niemieckiego astronoma Johanna F. Enckego, który w 1837 roku obserwował wariacje jasności w pierścieniu A.

Istnieje wiele hipotez, kto pierwszy odkrył ową prezerwę. Choć nazwana Encke, to na pewno pierwszym ,który dokonał obserwacji przerwy nie był to Encke. Jednym z wymienianych odkrywców jest włoski astronom, ojciec Francesco de Vico, który miał ją zaobserwować już w 1838 roku, natomaist według NASA, została ona odkryta dopiero w 1888 roku przez amerykańskiego astronoma Jamesa E. Keelera.

Centrum przerwy Enckego znajduje się w odległości 133 589 kilometrów od środka planety. Szerokość przerwy Enckego wynosi 325 kilometrów. W obrębie przerwy krąży jeden z księżyców Saturna – Pan. Zdjęcia przesłane przez sondę Cassini-Huygens pokazały, iż przestrzeń w obrębie przerwy Enckego nie jest zupełnie pusta. Mają się tam znajdować się co najmniej trzy cienkie, przerywane pierścienie, które kształtuje oddziaływanie grawitacyjne z Panem.

Płaszcz Układu Słonecznego to część heliosfer. Znajduje się pomiędzy szokiem końcowym a heliopauzą. Płaszcz Układu Słonecznego charakteryzuje się tym, że na jego obszarze wiatr słoneczny wieje z prędkościami poddźwiękowymi. Płaszcz Układu Słonecznego otacza cały Układ Słoneczny oprócz hipotetycznego obłoku Oorta.

Wewnętrzną granicą płaszcza Układu Słonecznego jest szok końcowy. Ma on odległość od Słońca około 80 – 100 j.a. Najprawdopodobniej ta odległość nie jest stała. może ona zależeć od aktywności Słońca i od galaktycznego pola magnetycznego.

Również zewnętrzna granica płaszcza, nazywana heliopauzą jest strukturą dynamiczną, której kształt nadaje oddziaływanie z ośrodkiem międzygwiazdowym. Jeszcze nie tak dawno sądzono, że płaszcz jest wyraźnie asymetryczny, spłaszczony przez opór ośrodka w kierunku ruchu Słońca przez Galaktykę, a w stronę przeciwną rozciągnięty na kształt warkocza komety.

Najnowsze wyniki badań, które dostarczyła sonda NASA IBEX oraz Cassini wykazały, że przyjęty do tej pory model, w którym głównym czynnikiem odpowiedzialnym za kształt heliosfery i płaszcza było oddziaływanie cząstek wiatru słonecznego z cząstkami medium międzygwiezdnego jest niepoprawny. Ważniejszy wpływ ma ciśnienie cząstek oraz ich oddziaływanie z polem magnetycznym .

Pluton to kolejna z planet Układu Słonecznego, uznawana za taką jednak do 2006 roku. Zmeiniły bowiem to najnowsze badania astrologiczne. Jej oznaczenie oficjalne to 134340 Pluton.

Planeta karłowata, jaką jest Pluton, to najjaśniejszy obiekt pasa Kuipera. Została odkryta w 1930 roku przez amerykańskiego astronoma Clyde’a Tombaugha. Od odkrycia do 2006 r. Pluton był uznawany za dziewiątą planetę Układu Słonecznego.

Najnowsze osiągnięcia fizyki i astronomii pozwoliły dojść do wniosku, że 24 sierpnia 2006 r. Zgromadzenie Generalne Międzynarodowej Unii Astronomicznej w Pradze odebrało Plutonowi status planety, co oznacza, że w Układzie Słonecznym jest teraz tylko 8 planet.

Pluton należy do grupy obiektów transneptunowych, a płaszczyzna, po której się porusza, jest mocno nachylona do płaszczyzny ekliptyki, z silnie ekscentryczną orbitą, która częściowo przebiega wewnątrz orbity Neptuna.

Pluton posiada cztery księżyce. Jeden z nich – Charon, jest tylko o połowę mniejszy od niego. Nazwa została zapożyczona od rzymskiego boga Plutona, zaś jego symbol – złożenie liter P i L – pochodzi od inicjałów Percivala Lowella, amerykańskiego astronoma.