@p. Sinistra: Uczniowie, wybierzcie jeden z księżyców wybranej planety innej niż Ziemia i opiszcie mi go. Minimum 2 stopy (akapity). Macie 3 dni.

Deimos-mniejszy i dalszy z dwóch księżyców Marsa. Wraz z drugim księżycem Marsa, Fobosem, został odkryty przez amerykańskiego astronoma Asapha Halla.
   Deimos został odkryty przez amerykańskiego astronoma Asapha Halla 12 sierpnia 1877 w obserwatorium marynarki wojennej USA.Kilka dni później (18 sierpnia) Asaph Hall odkrył również drugi księżyc Marsa, Fobos.
   Deimos jest prawdopodobnie dawną planetoidą, która w stronę Marsa została skierowana przez pole grawitacyjne Jowisza. Według jednej z hipotez jego początkowo silnie wydłużona orbita wokółmarsjańska zostało stopniowo obniżona i zmieniona w niemal kołową w wyniku hamowania aerodynamicznego w atmosferze podczas zbliżeń do planety. Podobnie jak większość ciał o małych rozmiarach, Deimos jest silnie niesferyczny i ma wymiary 15 × 12 × 10 km. Deimos składa się ze skał bogatych w węgiel (podobnie jak planetoidy typu C i chondryty węgliste) i lodu. Jego powierzchnia jest pokryta kraterami, ale jednocześnie jest gładsza niż u Fobosa z powodu wypełnienia kraterów grubą warstwą regolitu. Dwa największe kratery na Deimosie mają średnicę około 3 kilometrów. Upamiętniają one pisarzy, którzy wspominali o „dwóch księżycach Marsa” przed ich odkryciem. Są to kratery Swift (od nazwiska Jonathana Swifta) i Voltaire (od przydomka Woltera).

Kallisto (Jowisz IV) – księżyc Jowisza nazwany na cześć postaci pochodzącej z mitologii greckiej. Został odkryty w 1610 roku przez Galileo Galilei (Galileusza). Jest trzecim co do wielkości księżycem Układu Słonecznego i drugim, zaraz po Ganimedesie, obiektem orbitującym wokół Jowisza. Jego średnica jest równa 99% średnicy Merkurego lecz jego masa wynosi jedynie około jednej trzeciej masy pierwszej planety Układu Słonecznego. Jest to czwarty księżyc należący do Galileuszowych księżyców Jowisza o promieniu orbity wynoszącej około 1 800 000 km. W przeciwieństwie do trzech pozostałych księżyców odkrytych przez Galileusza, Kallisto nie jest częścią rezonansu orbitalnego i tym samym nie jest w tak znacznym stopniu poddany sile pływowej. Kallisto obraca się synchronicznie i zawsze jest zwrócony do Jowisza tą samą stroną. W przeciwieństwie do wewnętrznych satelitów Jowisza, Kallisto jest mniej narażony na działanie magnetosfery gazowego giganta gdyż obiega planetę po bardziej wysuniętej orbicie.
Kallisto składa się w przybliżeniu z równej ilości skał i lodu, a jego średnia gęstość wynosi około 1,83g /cm 3. Związki na powierzchni wykryte metodą spektroskopową zawierają wodę, lód, dwutlenek węgla, krzemiany oraz związki organiczne. Sonda kosmiczna Galileo wykazała że Kallisto może mieć małe krzemienne jądro i prawdopodobnie ocean ciekłej wody pod powierzchnią na głębokości ponad 100 km.
Kallisto posiada bardzo starą i usianą setkami kraterów powierzchnię, która nie przejawia żadnych oznak aktywności wulkanicznej czy ruchu płyt tektonicznych. Powierzchnia składa się głównie z różnorodnych kraterów powstałych na skutek uderzeń obiektów kosmicznych, łańcuchów kraterów, skarp oraz grzbietów. W małej skali powierzchnia Kallisto jest zróżnicowana i składa się z małych, lodowych osadów na szczytach wzniesień otoczonych przez nizinne, gładkie okrycie z ciemnego materiału.
Istnienie oceanu pod powierzchnią Kallisto oraz morskiego życia jest nadal otwartą kwestią pomimo iż Europa jest uważana za bardziej dogodne miejsce jeżeli chodzi o istnienie tych dwóch rzeczy. Księżyc był badany przez różne sondy kosmiczne: Pioneer 10 i 11 oraz Galileo i Cassini. Ze względu na swój niski poziom promieniowania Kallisto jest uważany ze jedno z najlepszych miejsc do założenia bazy pod przyszłą eksplorację systemu Jowisza.
Odkrycie Kallisto przypisywane jest zwyczajowo Galileuszowi, który skierował na Jowisza skonstruowaną przez siebie lunetę i dostrzegł w pobliżu tej planety cztery stale zmieniające swe położenie „gwiazdy”. Były to właśnie owe największe księżyce Jowisza, które później ochrzczono „galileuszowymi”. W 1614 roku ukazało się dzieło niemieckiego astronoma Simona Mariusa „Mundus Jovialis”, w którym twierdził on, iż dostrzegł te cztery obiekty na kilka dni przed Galileuszem. Sam Galileusz określał to dzieło jako plagiat.

Nazwa
Nazwa księżyca została zaproponowana przez Mariusa, choć przyjęła się dopiero w XX wieku. Pochodzi ona z mitologii greckiej. Kallisto była jedną z kochanek Zeusa, która została zamieniona w niedźwiedzia i przeniesiona na firmament niebieski jako Wielka Niedźwiedzica.

Powierzchnia i budowa wewnętrzna
Budowa wewnętrzna Kallisto
Powierzchnia Kallisto jest najciemniejsza spośród powierzchni księżyców galileuszowych, odbija tylko ok. 17% światła słonecznego. Spośród innych księżyców (nie tylko Jowisza) wyróżnia go największe zagęszczenie kraterów uderzeniowych na powierzchni, co sugeruje że jest ona bardzo stara, nie przekształcona przez późniejsze procesy. Jaśniejsze kratery są zapewne młodsze od ciemniejszych. Wokół największych kraterów rozchodzą się koncentryczne pierścienie (tzw. palimpsesty).
Na powierzchni Kallisto nie widać większych łańcuchów górskich. Nie ma także śladów aktywności tektonicznej. Pod grubą na ok. 200 km skorupą lodową najprawdopodobniej znajduje się ocean słonej wody - warstwa ok. 10 km. Dowodem na istnienie pod skorupą Kallisto płynnego oceanu wodnego jest jego słabe pole magnetyczne o zmiennym natężeniu. Słona woda przewodzi ładunki elektryczne, które indukują owe pole.
W głębi księżyca znajduje się mieszanka krzemianów 60% z wodą 40%, przy czym im głębiej tym więcej krzemianów. W odróżnieniu od pozostałych księżyców galileuszowych, Kallisto wydaje się nie mieć wnętrza zróżnicowanego na jądro i płaszcz.

Atmosfera
Najnowsze obserwacje mówią o tym, iż księżyc ten posiada bardzo rzadką atmosferę, która składa się z dwutlenku węgla i - zapewne - również molekularnego tlenu.
Księżyc badała w latach 90. XX wieku sonda Galileo.

Kolonizacja
Artystyczna wizja bazy na Kallisto.
W 2003 roku NASA przeprowadziła badania o nazwie HOPE (Human Outer Planets Exploration) dotyczące przyszłości ludzkiej eksploracji Układu Słonecznego, które dotyczyły między innymi Kallisto.
W rezultacie badań zasugerowano iż możliwa jest budowa bazy na powierzchni Kallisto, która zajmowałaby się produkcją paliwa przeznaczonego do przyszłej eksploracji Układu Słonecznego. Korzyści przemawiające za ulokowaniem takiej bazy na Kallisto to niskie promieniowanie spowodowane znaczną odległością od Jowisza oraz stabilność geologiczna. Taka baza ułatwiłaby przeprowadzanie dokładniejszych badań Europy oraz byłaby doskonałym punktem postoju dla statków kosmicznych lecących w dalsze zakątki Układu Słonecznego ze względu na wykorzystanie asysty grawitacyjnej Jowisza.
W grudniu 2003 roku w raporcie NASA zasugerowano że wysłanie sondy kosmicznej w celu dokładnego zbadania Kallisto będzie możliwe w 2040

p. Sinistra: Krzysiek- 5 pkt,  Hanna- 4 pkt.

Słońce  – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety tego układu oraz mniejsze ciała niebieskie. Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi.
Astronomiczny symbol Słońca to okrąg z punktem w środku:  (Unicode: 2609)
Słońce jest oddalone od Ziemi o około 150 mln km, leży w Ramieniu Oriona galaktyki Drogi Mlecznej, 26 tys. lat świetlnych od jej środka i około 26 lat świetlnych od płaszczyzny równika Galaktyki. Okrąża centrum Drogi Mlecznej z prędkością ok. 220-260 km/s w czasie ok. 226 mln lat, co daje ponad 20 obiegów w ciągu dotychczasowej historii gwiazdy.
Słońce jest gwiazdą ciągu głównego (V klasa jasności). Jego typ widmowy (G2) charakteryzuje biaława barwa i obecność w widmie linii zjonizowanych i neutralnych metali oraz bardzo słabych linii wodoru.
Chociaż najbliższa gwiazda jest od dawna intensywnie badana, wiele dotyczących jej kwestii pozostaje nierozstrzygniętych. Nie poznano dokładnie mechanizmu podgrzewania zewnętrznych warstw słonecznej atmosfery do temperatur rzędu miliona kelwinów. Mechanizmy te próbuje się tłumaczyć na gruncie magnetohydrodynamiki.


Słońce jest kulą zjonizowanego gazu o masie około 2×1030 kg, z czego 74% stanowi wodór, 25% hel, a niespełna 1% pierwiastki cięższe i sporadycznie występujące proste związki chemiczne. Kula plazmy utrzymywana jest w równowadze hydrostatycznej dzięki sile grawitacji materii znajdującej się powyżej z jednej strony i rosnącym wraz z głębokością ciśnieniem gazu. W centrum ciśnienie osiąga 1016 Pa. Temperatura Słońca rośnie wraz z głębokością dochodząc w centrum do kilkunastu milionów K, w której to temperaturze mogą zachodzić reakcje syntezy jądrowej. W przypadku gwiazd ciągu głównego reakcją jądrową, która dostarcza energii jest przemiana wodoru w hel. Gęstość materii w jądrze Słońca wynosi 1,5×105 kg/m³, wysoka temperatura utrzymuje materię w stanie plazmy, natomiast gęstość gazu na powierzchni spada w przybliżeniu wykładniczo i w fotosferze (obszarze uznawanym za powierzchnię) wynosi 10-4 kg/m³, czyli jest to prawie próżnia.
Na podstawie odmiennych właściwości plazmy i procesów w niej zachodzących, które wynikają z różnic w gęstości i temperaturze, wyróżnia się trzy różne obszary wewnątrz Słońca.

Jądro
Jest to kula o promieniu 0,25 R☉ (0,25 promienia Słońca), o gęstości do 150 000 kg/m³ (150 razy większej od gęstości wody na Ziemi) i temperaturze bliskiej 13 600 000 K. Oszacowano, że zawartość wodoru w jądrze wynosi obecnie około 40%. W jądrze powstaje 95% całej energii wytwarzanej przez Słońce. Pozostałe 5% powstaje w warstwach znajdujących się bezpośrednio nad jądrem, gdyż szybkość reakcji jądrowych gwałtownie maleje wraz ze zmniejszającą się temperaturą, a ta spada z rosnącą odległością od środka. Sumarycznie proces reakcji fuzji to połączenie 4 protonów w jądro helu, ale proces ten zachodzi w wyniku ciągu kilku reakcji jądrowych zwanych cyklami. Istnieją dwa rodzaje cyklów, w których przebiega ta reakcja. Tylko około 1% energii pochodzi z cyklu CNO, gdyż w temperaturze panującej wewnątrz Słońca przebiega on z małą szybkością. Prawie cała energia powstaje w wyniku cyklu proton-proton (pp). Cykl ten ma trzy gałęzie. Najczęściej (86%) zachodzi cykl ppl. Składa się on z trzech reakcji:
p + p → ²H + e+ + ve (1,44),
²H + p → ³He + γ (5,494),
³He + ³He → 4He + 2p + γ (12,860).
W nawiasach podana jest ilość energii uwolnionej w reakcjach, w MeV. 14% energii powstaje w reakcjach tworzenia berylu:
³He + 4He → 7Be + γ (1,586)
Dalej reakcja ta może przebiegać na dwa sposoby. W 99% przypadków reakcja przebiega w cyklu ppll:
7Be + e- → 7Li + ve (0,862)
7Li + p → 24He (17,348)
lub w reakcji pplll:
7Be + p → 8B + γ (0,137)
8B → 8Be + e+ + ve (15,1)
8Be → 24He (2,995)
Najrzadziej, bo w jednym przypadku na czterysta, zamiast fuzji dwóch protonów zachodzi reakcja pep:
p + e- + p → ²H + ve (1,442)
Udział tej reakcji w produkcji energii jest tak niewielki, że można go pominąć, lecz jest ona źródłem wysokoenergetycznych neutrin.
Masa jądra helu jest mniejsza od masy czterech protonów o 0,71%, niezależnie od rodzaju reakcji w jakiej hel powstaje. Ten ubytek masy odpowiada energii 26,732 MeV. 98% energii jest zabieranych z jądra przez fotony, a 2% przez neutrina. Sugeruje to, że Słońce w trakcie swojego życia musi tracić masę, w tempie równym mocy promieniowania, które wynosi w przybliżeniu 4x109 kg/s.
Gdyby przyjąć, że Słońce traci masę w takim tempie przez całe swoje życie, to dotychczasowa całkowita utrata masy wynosiłaby w przybliżeniu 6,5x1026 kg. Dla porównania, wartość ta jest mniejsza niż niepewność, z jaką wyznacza się obecnie masę Słońca. Fotony, które powstają w reakcjach jądrowych, jako wysokoenergetyczne fotony promieniowania gamma i rentgenowskiego, oddziałują z materią, stając się promieniowaniem termicznym, które podczas przemieszczania się ku powierzchni, powoli wraz ze spadkiem temperatury traci energię, w efekcie czego większość energii wyświecana jest jako promieniowanie optyczne i podczerwone.
Czas, jakiego potrzebują fotony na opuszczenie jądra i dotarcie na powierzchnię, to od 10 000 do 170 000 lat (w podręcznikach można spotkać podawaną dawniej i niezgodne z obecnymi modelami wartości rzędu kilku milionów lat), natomiast neutrina, poruszające się z prędkością bliską prędkości światła i prawie nie oddziałujące z mijaną materią, na pokonanie tej samej drogi potrzebują zaledwie dwóch sekund[3].

Otoczka
Ponad jądrem znajduje się warstwa zwana otoczką, której temperatura jest zbyt niska, by wydajnie zachodziły w niej reakcje termojądrowe. Energia wyprodukowana w jądrze jest transportowana przez kolejne warstwy otoczki ku powierzchni.
Głębsza warstwa otoczki zwana jest warstwą promienistą. Przy temperaturze wyższej od 2 mln K materia jest całkowicie zjonizowana i przezroczysta dla promieniowania, a transport energii zachodzi, tak samo jak w jądrze, przez promieniowanie (stąd nazwa warstwy), a nie przez konwekcję. Zmiany w Słońcu są bardzo powolne, oznacza to, że proces transportu energii zachodzi w warunkach równowagi promienistej, czyli energia promieniowania dostarczana przez fotony do dowolnej objętości, jest równa energii fotonów opuszczających tę objętość. Wraz z oddalaniem się od środka gęstość gazu jak i temperatura w otoczce spada. Spada stopień jonizacji najpierw helu a później także wodoru i ośrodek staje się nieprzezroczysty dla promieniowania, które ulega absorpcji. Absorpcja promieniowania powoduje wzrost temperatury gazów. Ogrzewana w ten sposób materia otoczki jest lżejsza od warstw położonych wyżej, przez co ma tendencję do unoszenia się ku górze.
W wyższej warstwie otoczki transport energii odbywa się głównie w wyniku konwekcji, dlatego nazywana jest otoczką konwekcyjną, rozciąga się ona do samej powierzchni Słońca. Grubość tej warstwy to ok. 0,3 R☉, ale zawiera ona tylko 2% całkowitej masy gwiazdy. Zewnętrzne warstwy strefy konwekcyjnej można obserwować w postaci zmieniającego się wzoru granulacji. Jasne obszary zawierają gorącą, wynurzającą się materię, a wąskie ciemniejsze pasma chłodniejszą, tonącą materię. Granule mają średnice 1000 do 2000 km.
Jedną z nowszych metod badania właściwości otoczki i jej rozmiarów są badania heliosejsmologiczne. W 1960 roku Robert B. Leighton zaobserwował jako pierwszy oscylacje zewnętrznych warstw gazu. Obecnie znamy dość dobrze widmo tych drgań, ich okres drgań zawiera się od 3 do 12 minut. Odpowiedzialne za to zjawisko są fale akustyczne, które można wykorzystać do badań wnętrza Słońca w taki sam sposób jak drgania skorupy ziemskiej wykorzystuje się do poznania wnętrza Ziemi. Fale akustyczne są zaburzeniami ciśnienia, generowanymi przez turbulentną konwekcję w otoczce Słońca.
Po odbiciu od warstw, w których ciśnienie maleje fale akustyczne wracają w głąb otoczki. Ponieważ prędkość dźwięku zależy od temperatury i rośnie wraz z głębokością, trajektoria fali nie jest linią prostą. Na skutek ugięcia fala może osiągnąć tylko ograniczoną głębokość, po czym wraca ku powierzchni. Fala więc obiega Słońce wewnątrz sfery, w której jest uwięziona. Na podstawie częstotliwości drgań można określić jak głęboko dana fala odbija się, a znając jej prędkość można wyznaczyć właściwości ośrodka gazowego, przez który przechodzi. Na tej podstawie wyznaczono na przykład czas obrotu poszczególnych warstw.
Warstwy podpowierzchniowe poruszają się podobnie jak powierzchnia, której pełen obrót na równiku trwa 25 dni, a na biegunach 36 (Słońce wykazuje rotację różnicową). Warstwa promienista obraca się jednorodnie w czasie ok. 28 dni, natomiast czas obrotu jądra, który jest najtrudniejszy do zmierzenia, zawiera się w przedziale między 15 a 21 dni.

Atmosfera
Plamy na powierzchni Słońca sfotografowane w świetle widzialnym
Fotosfera – W powierzchniowych warstwach otoczki konwekcyjnej gęstość materii maleje na tyle, że staje się ona przezroczysta tak, że fotony mogą uciekać w próżnię. Nieprzezroczystość maleje bardzo gwałtownie, na przestrzeni nieco ponad 100 km. Warstwa ta to fotosfera, z której pochodzi prawie całe promieniowanie Słońca.
Fotosferę czasami utożsamia się z powierzchnią Słońca. Niewielka grubość fotosfery jest odpowiedzialna także za to, że tarcza Słońca, obserwowana z Ziemi ma ostro zarysowane brzegi. Charakterystyczną cechą tej warstwy jest ziarnistość jej struktury, czyli granulacja. Czas życia pojedynczej granuli trwa ok. 10 minut. Dzieje się tak dlatego, że materia wynoszona z warstwy konwekcyjnej bardzo szybko traci energię na rzecz promieniowania. Konwekcja zachodzi także w większej skali. Od 7 do 10 tys. km mają mezogranule. Natomiast supergranule mają nawet 30 tys. km. Im większa struktura, tym wolniejsze tempo przepływu materii i dłuższy czas życia granul (supergranule mogą istnieć nawet przez jeden dzień) i większa głębokość, z której pochodzi materia (od 2 tys. km w przypadku granul do 20-30 tys. km w przypadku supergranul).
Na fotosferę duży wpływ ma pole magnetyczne. Duże koncentracje pola tworzą plamy słoneczne, natomiast małe koncentracje pola tworzą flokule, ciągi jasnych punktów układających się w jasną sieć. Do około 500 km nad fotosferą rozciąga się warstwa minimum temperaturowego (ok. 4000 K). Jest tam na tyle chłodno, że utworzyć mogą się bardziej skomplikowane molekuły, jak woda czy dwutlenek węgla (z istniejących już w wyższych temperaturach CO i OH). Podobne temperatury panują w obszarze plam słonecznych, również tam zaobserwowano wodę.
Chromosfera – za początek tej warstwy uznaje się miejsce, gdzie temperatura jest najniższa (~4000 K), gdyż poczynając od tego miejsca średnia temperatura ponownie rośnie z wysokością, do około 25 000 K. Za taką sytuację odpowiedzialne są turbulencje w warstwie konwekcyjnej, które zmieniają część energii przenoszonej przez ruchy materii na energię fal mechanicznych, hydromagnetycznych (które unoszą się jeszcze wyżej). Energia ta rozprasza się ponad fotosferą ogrzewając chromosferę. Innym źródłem ogrzewania są zmienności pola magnetycznego np. Rekoneksja magnetyczna.
Korona – Nad chromosferą znajduje się bardzo cienka warstwa przejściowa, w której temperatura rośnie jeszcze gwałtowniej i sięga 1 mln K. Za ogrzewanie tej warstwy prawdopodobnie odpowiedzialne są fale hydromagnetyczne, rozpraszające się wzdłuż linii pola magnetycznego. Ponad warstwą przejściową znajduje się korona, najbardziej zewnętrzna i najrozleglejsza część atmosfery, sięgająca od 1 do 2 R☉, zaczynając od fotosfery. Wartość ta zmienia się wraz ze zmianą fazy aktywności słonecznej. Z powodu wysokiej temperatury spadek ciśnienia gazu jest w koronie wolniejszy niż potrzebny do zachowania równowagi hydrostatycznej. Tak powstaje wiatr słoneczny, którego cząstki na skutek ogrzania przekroczyły prędkość ucieczki. Temperatura korony wyraźnie zależy od miejsca i typowo wynosi ok. 2 mln K. Tak wysoką temperaturę nadają jej protuberancje oraz rozbłyski (rozbłysk przez chwilę może mieć temperaturę wyższą niż jądro Słońca).

Ewolucja Słońca
Cykl życiowy Słońca
Przypuszcza się, że Słońce powstało około 4,6 miliarda lat temu. Po trwającym kilkadziesiąt milionów lat okresie kurczenia się obłoku międzygwiazdowego, Słońce znalazło się na ciągu głównym (zob. Diagram H-R). Przez 4,6 miliarda lat Słońce zwiększyło swój promień od 8 do 12%, oraz jasność o ok. 27%. Zawartość wodoru w jądrze młodego Słońca wynosiła ok. 73%, obecnie już tylko 40%. Obecnie Słońce jest żółtym karłem. Gdy zapasy wodoru wyczerpią się, co nastąpi za mniej więcej kolejne 5 mld lat, Słońce zmieni się w czerwonego olbrzyma i najprawdopodobniej pochłonie trzy najbliższe sobie planety, po kolejnym miliardzie lat odrzuci zewnętrzne warstwy i będzie zapadało pod własnym ciężarem przeistaczając się w białego karła. Według hipotez, przez wiele miliardów lat będzie stygło, aż stanie się czarnym karłem.

Obserwacje
Obserwując Słońce można zauważyć takie zjawiska jak:
erupcje słoneczne (zobacz też burze słoneczne)
flokule
granule
plamy słoneczne
pochodnie słoneczne
protuberancje

Zagrożenia
Bezpośrednia obserwacja Słońca może spowodować uszkodzenie lub utratę wzroku. Nigdy nie należy patrzeć na Słońce ani gołym okiem, ani przez okulary przeciwsłoneczne. Zaleca się używanie filtrów, np. maska do spawania lub profesjonalne filtry mylarowe. Obserwacja Słońca przez przyrządy do tego niedostosowane (jak np. lornetki) prowadzić może do oparzenia i uszkodzenia siatkówki oka bez początkowych objawów bólowych.


Badania Słońca

Misje zakończone
Ulysses – 6 października 1990 sonda znalazła się na orbicie okołoziemskiej. Obecnie krąży po wydłużonej orbicie heliocentrycznej, prostopadle do płaszczyzny ekliptyki, dostarczając informacji o biegunach Słońca.
Genesis – misja, której celem było zdobycie próbek materii, z której pierwotnie powstało Słońce. Wystartowała 8 sierpnia 2001. W 2004 roku powróciła w pobliże Ziemi. Kapsuła z próbkami rozbiła się podczas lądowania. Niektóre próbki poddano jednak analizie.

Współcześnie
SOHO – start 2 grudnia 1995. Krąży wokół punktu L1 układu Ziemia-Słońce. Wciąż zbiera dane.
ACE – start 25 sierpnia 1997, nadal działa.
TRACE – start 2 kwietnia 1998.
RHESSI – start 5 lutego 2002 roku. Nadal zbiera dane.
STEREO – para amerykańskich sond kosmicznych badających koronalne wyrzuty masy na Słońcu. Misja rozpoczęła się 26 października 2006.
Solar Dynamics Observatory – start 11 lutego 2010.

W przygotowaniu
Solar Probe Plus – wystrzelenie planowane na maj 2015

Makemake (oficjalnie: 136472 Makemake) – planeta karłowata, jeden z obiektów pasa Kuipera, trzecia co do wielkości rozpoznana planeta karłowata i drugie co do wielkości znane ciało z pasa Kuipera. Zalicza się do ciał typu cubewano. Jego średnica to około ⅔ średnicy Plutona. Jako nieliczne z ciał swojego typu Makemake nie posiada odkrytego satelity. Jego ekstremalnie niska średnia temperatura (około 30K) sprawia, że jego powierzchnię pokrywa najprawdopodobniej metanowy i etanowy lód.

Makemake, pierwotnie znany pod nazwą (136472) 2005 FY9 (nieformalnie również jako Easterbunny, czyli "Wielkanocny zajączek"), został odkryty w Obserwatorium Palomar 31 marca 2005 roku, lecz o odkryciu tego ciała poinformowano 29 lipca 2005 roku – w tym samym dniu świat dowiedział się o istnieniu jeszcze dwóch innych obiektów transneptunowych: 136199 Eris, która okazała się większa od 134340 Plutona i nieco mniejszej 136108 Haumei.

Od 11 lipca 2008 obiekt otrzymał nazwę "Makemake" i został zakwalifikowany jako planeta karłowata i plutoid[4]. Nazwa pochodzi od Make-make, boga – stwórcy ludzkości w wierzeniach mieszkańców Wyspy Wielkanocnej.

Orbita 136472 Makemake nachylona jest do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 29° i umiarkowanie eliptyczna (e~0,16). Na jeden obieg wokół Słońca ciało to potrzebuje ok. 306 lat. Obecnie oddalone jest ono o ponad 52 j.a.[5] od Słońca, zbliżając się do aphelium orbity (minie aphelium w 2033 r.).

Makemake jest klasyfikowany jako klasyczne cubewano, jego orbita podobna jest do orbity 136108 Haumei; krąży on jednak nieco dalej od Słońca niż Haumea.

Makemake jest bardzo dużym obiektem wśród transneptunów – ma ok. 1460 km średnicy, ale jego dokładne wymiary nie są znane. Ma wysokie albedo sięgające nawet 0,8. Jest drugim co do wielkości i jasności obiektem transneptunowym. Jest wystarczająco jasny, by był widoczny przez duże teleskopy amatorów. Jego jasność absolutna to –0,4m.

Jest planetą karłowatą, która być może bardzo szybko obraca się wokół własnej osi – w ciągu 7,77 godziny[3], choć podawany jest także okres obrotu 22,48 godziny[1]. Nie posiada, według obecnej wiedzy, żadnych księżyców.

Temperatura powierzchni tego ciała to ok. 30K. Na Makemake wykryto ślady metanu oraz słabą atmosferę. Analizy widmowe powierzchni wykazały obecność gruboziarnistych kryształów metanu o grubości przynajmniej 1 cm. W przeciwieństwie do Plutona, czy Eris, na powierzchni 136472 Makemake występuje mało azotu. Przyczyna jest dotąd nieznana.

Odkrywca:    Michael Brown, Chad Trujillo, i David Rabinowitz
Data odkrycia :31 marca 2005
Nr kolejny planetoidy :136472
Charakterystyka orbity :(J2000)
Występowanie;planetoidy     Pas Kuipera,obiekt transneptunowy
Półoś wielka ;45,39[1] j.a.
Mimośród :0,1635[1]
Peryhelium :37,97[1] j.a.
Aphelium :    52,81[1] j.a.
Okres obiegu
wokół Słońca:305 lat ok. 280 dni
orbitalna:4,4 km/s
Nachylenie orbity
względem ekliptyki :29,01[1]°
Średnica ok. 1460[2] km
Masa :-4 × 1021 kg
Średnia gęstość:     ~2,0 g/cm3
Okres obrotu
wokół własnej osi:     7,77[3]h albo 22,48[1] h
Albedo :    0,8 ± 0,2
Jasność absolutna:    -0,4[1]m
Średnia temperatura powierzchni:30 K

p. Sinistra: Wszyscy po 4 pkt.