GJ 1214. Pod tímto označením se skrývá hvězda pětkrát menší, než je naše Slunce. Svítivost má třetinovou v porovnání se Sluncem. Nachází se ve vzdálenosti 42 světelnýczh roků od Země v souhvězdí Hadonoše. V první animaci se seznámíte s polohou této hvězdy v naší Galaxii. V prosinci 2009 byla tranzistní fotometrií objevena v projektu MEarth (8 dalekohledů o průměru 40 cm na Mt. Hopkins v Arizoně) u této hvězdy planeta, jejíž hmotnost je šest Zemí. Uměleckou vizi planety uvidíte v druhé animaci. Planeta obsahuje podle teoretických modelů ve svém nitru pravděpodobně vodní led, nicméně povrchová teplota se zdá být neslučitelná se životem pozemského typu. Zdroj: (avi/divx, 9 MB) (avi/divx, 3 MB)

Numerická simulace vzniku obří planety. V klipu je výsledek numerické simulace v rámci 2D tekutinového modelu. Planety je na fixní kruhové dráze a její hmotnost exponenciálně narůstá ze 3 M_Z na 10 M_J. V modelu je počítána odezva viskózního protoplanetárního disku na pohyb planety. Při malé hmotnosti planety se v disku vytvoří spirální hustotní vlna. Výměna momentu hybnosti mezi planetou a diskem by v reálném systému nutně vedla k planetární migraci typu I. Růst hmotnosti planety zvětšuje interakci s diskem a vede k vytvoření mezery v disku. Jakmile planeta překročí hmotnost Jupiteru, mezera v disku je ostře ohraničená a zbytky plynů tekoucích přes vnitřní nebo vnější okraj jsou zachytávány Hillovou plochou planety a stávají se její součástí (akrece látky z disku pokračuje). Výměna momentu hybnosti disku a planety vede v tomto případě k migraci typu II ve směru pohybujícího se plynu (pro malé vzdálenosti od hvězdy směrem dovnitř). Vytvořená mezera sleduje změnu dráhy planety. (mpg, 3 MB)

Merkur. Jde o nejbližší planetu ke Slunci. Povrchová teplota dosahuje 430 °C. Život jak ho známe by zde nemohl existovat. V sedmdesátých letech dvacátého století tuto kamennou planetu navštívila sonda Mariner, která obletěla planetu a vyfotografovala pustou krajinu posetou krátery a brázdami vzniklými praskáním a posuvy kůry.  (avi, 5 MB)

Venuše. Planeta Venuše je pokryta hustými mraky a je proto nedostupná pro optické dalekohledy. Naštěstí je možné ji pozorovat v radiovém oboru. Princip takových pozorování je znázorněn v tomto videoklipu. Tlak při povrchu je 90 atm a teplota díky skleníkovému efektu okolo 500 °C. Venuše nemá na rozdíl od Země žádné magnetické pole, pravděpodobně z důvodu velmi pomalé retrográdní rotace. (avi, 7 MB)

Venuše – srovnání se Zemí. Venuše je často zmiňována jako sestra Země. Má podobnou velikost, hmotnost i polohu ve sluneční soustavě. Tím však veškerá podobnost končí. Venuše má na rozdíl od Země hustou atmosféru, vysokou teplotu na povrchu, velký atmosférický tlak a nulové magnetické pole. (avi, 2 MB)

Venuše – animovaný přelet. Počítačová animace přeletu nad Venuší. Patrné jsou bývalé sopky, krátery, brázdy a členitý terén. Venuše má velmi hustou atmosféru převážně z CO₂, takže povrch je mapován většinou v radiovém oboru. Animace byla vytvořena pomocí rekonstrukce terénu z radarových pozorování.  Tlak při povrchu je 90 atm a teplota díky skleníkovému efektu okolo 500 °C. Podmínky pro život jsou zde proto mimořádně nepříznivé. (avi, 45 MB)

Venuše – jižní pól. Na klipu je sekvence šesti snímků jižního pólu Venuše z přístroje VIRTIS sondy Venus Express. Snímky byly pořízeny na vlnové délce 5 mikrometrů (IR obor) v období mezi 12. a 19. dubnem 2006 z různých výšek (190 km až 315 km). Falešné barvy znázorňují intenzitu signálu. Na snímcích je patrný dvojitý vír v atmosféře nad jižním pólem planety a jeho časový vývoj. Kolem struktury je tmavomodrý pás chladného vzduchu. Patrný je i terminátor (přechod světla a stínu) – denní strana je zobrazena žlutě a noční modře. (gif, 120 kB)

Země – animovaný přelet. Použity skutečné záběry z raketoplánu. Viditelné je vypouštění družice z nákladového prostoru raketoplánu. V animaci je i záběr astronauta ve volném prostoru. Podmalováno podivnou hudbou a záznamem komunikace astronautů. (avi, 9 MB)

Země – topografie. Barvy znamenají výšky. Země je pokryta ze 70 % oceány, 30 % tvoří pevnina. (mpg, 810 kB)

Přepojení silokřivek Země. Na animaci je znázorněno přepojení na denní straně, které vede na vytvoření otevřených silokřivek. V magnetosféře vzniká jakási trhlina, kterou mohou částice slunečního větru proudit do horních vrstev atmosféry. Zde způsobují známé polární záře. Silokřivky zůstávají otevřené po dobu několika hodin. Trhliny zemské magnetosféry jsou sledovány družicemi IMAGE a CLUSTER. (mpg, 2 MB)

Země – polární záře. Polární záře (aurora) jsou světelné jevy v atmosféře Země způsobené excitací atomů atmosféry ve výškách 70 km až 1 000 km částicemi slunečního větru. Většinou se objevují v okolí 70. magnetické rovnoběžky, kde se nacházejí poslední otevřené silokřivky magnetického pole Země. Jde o svítící stěny a vlákna měnící se v řádu sekund až minut. V polárních zářích převládá zelená barva způsobená čarou o vlnové délce 555,7 nm, která patří přechodu neutrálního kyslíku z druhé excitované hladiny. V období zvýšené sluneční aktivity vytvářejí polární záře celý prstenec v okolí severního i jižního magnetického pólu. Tento prstenec nazýváme aurorální ovál. (wmv 2 MB)

Země – polární záře. Neviditelné ultrafialové záření atomů kyslíku ve výšce sto až pět set kilometrů nad zemským povrchem způsobené nabitými částicemi slunečního větru. Na záznamu je vidět typický aurorální ovál na 70° geomagnetické šířky fotografovaný v UV oboru. Při vyšším počtu energetičtějších částic dochází k rozvoji magnetických bouří a rozsáhlých polárních září. Záznam  je z družice POLAR z 10. až 11. ledna 1997.  (mpg, 7 MB)

Van Allenovy radiační pásy. Pásy jsou tvořeny nabitými částicemi (elektrony, protony a ionty O⁺, He⁺) zachycenými v okolí Země ve vzdálenosti 1,2 až 4 R_Z magnetickým polem Země. V polárních oblastech se odrážejí efektem magnetického zrcadla. Pásy existují dva, vnější složený především z elektronů a vnitřní obsahující hmotnější částice. Částice v pásech pronikavě září. Jejich energie je od 1 keV do 100 MeV. Nejenergetičtější elektrony se nazývají zabijácké elektrony (killers electrons) a mechanizmus jejich vzniku není zcela jasný. Pásy objevil James van Allen z University of Iowa na základě měření družic Explorer 1 a 2. Jsou mimořádným nebezpečím jak pro kosmické sondy, tak pro člověka. (avi/xvid, 7 MB)

Země – prachová bouře. Prachová bouře nad Jižní Floridou pozorovaná 2. 7. 1995 družicí GOES 9.  Bouře byla sledována 12 hodin (od 12 UTC do 24 UTC) při testech rychlého skenování povrchu. Družice GOES byla funkční od května 1995 do srpna 1998. Z geostacionární dráhy mapovala povrch Země a proslula například nádhernými snímky vulkánů. Šlo o krychli o hraně 2 metry s hmotností 2 300 kg, kterou na oběžnou dráhu vynesla nosná raketa Atlas 1/Centaur. (mpg, 5 MB)

Země – bouřka nad Argentinou. Záběry rozsáhlé bouřky nad Argentinou z letícího raketoplánu Columbia. Rozměr oblasti je přibližně 900 km. Celá scenérie je shora osvícena Měsícem. Raketopúlán Columbia havaroval při přistání 1. 2. 2003. Všichni členové posádky zahynuli. (mpg, 355 kB)

Země – černý kuřák. V hloubce více než dva kilometry pod hladinou moře, kam nepronikají sluneční paprsky, se nachází uzavřené biosystémy, které energii a živiny získávají díky vulkanické činnost. Černý kuřák vyvrhuje vodu o teplotě několika stovek stupňů, která však díky okolnímu tlaku zůstává v kapalném skupenství. Spolu s ní vyvrhuje chemické látky, které bychom na povrchu považovali za jedovatou směs prostou života. Přesto se zde vybudoval potravní řetězec, který umožňuje existenci pestrého společenství. Jelikož podobné podmínky mohou panovat i na jiných vesmírných tělesech, je na místě otázka, zdali i tam je možný život. Zdroj: YouTube. (avi/xvid, 35 MB)

Země – exploze sopky Stromboli. Animace pokrývá úsek dlouhý 17 s. Jde o výron střední velikosti z 1. 10. 1998. Stromboli je 900 m vysoký vulkán v Itálii, který je posledních 2000 let nepřetržitě aktivní. Jde o jednu z nejčinnějších sopek na Zemi, láva je vyvrhována až do výšky 1 km. (avi, 2 MB)

Měsíc. Fotografie z různých sond jsou složené do animace, na které si můžete prohlédnout Měsíc ze všech stran. Je vidět i odvrácená strana, jinak ze Země nepozorovatelná. Měsíc má vázanou rotaci a otočí se jednou za svůj oběh kolem Země. Proto stále vidíme jednu stranu. Všimněte si rozsáhlé oblasti bez kráterů na odvrácené straně. (mpg, 841 kB)

Měsíc ze Země. Patrné jsou fáze Měsíce (lunace) a kývavý pohyb (librace), který je způsoben nenulovým sklonem dráhy Měsíce. Ze Země proto vidíme více jak 50 % povrchu Měsíce. V dolní (jižní) části si povšimněte obřího kráteru Kopernikus. (gif, 462 kB)

Měsíc – topografie. tento klip ukazuje topografii Měsíce. Barvy spojitě přecházejí od nejnižšího bodu (černě) k nejvyššímu bodu (bíle). Mezi těmito barvami je celé spektrum od fialové (nížiny) po červenou (výšiny). Patrná je velká jižní sníženina i náhorní plošina bez kráterů na odvrácené straně. (mpg, 851 kB)

Mars. Mars má velikost přibližně jako polovina Země. Typická je červená půda způsobená oxidy železa, četná údolí, kaňony a obří vyhaslé vulkány. Řada kosmických misí na Marsu neúspěšně hledala život. Planeta nemá vlastní magnetické pole, ale na povrchu bylo naměřeno zbytkové magnetické pole. (avi, 4 MB)

Stereoskopická kamera HRSC snímkuje Mars. Kamera HRSC (High/Super Resolution Stereo Colour Imager) je specializovaná stereoskopická kamera s CCD detektorem umístěná na sondě Mars Express, která pracuje v několika režimech: přehledové snímkování, barevné snímky s nižším rozlišením; 3D barevné snímkování s rozlišením 10 až 30 metrů na pixel; režim s vysokým rozlišením až 2 metry na pixel. HRSC umí současně snímat povrch pod sebou dvěma způsoby. Matice CCD je tvořena deseti kanály, jeden kanál z této matice je určený pro práci v režimu vysokého rozlišení (do 2 m na pixel z výšky 300 km), ostatních devět snímá s nižším rozlišením. Z nich čtyři pracují v různých oblastech spektra a zbývajících pět je nastaveno tak, aby jejich zorné pole překrývalo plochu předchozího snímku, pořízeného pod jiným úhlem. Výsledkem je povrchová mapa s prostorovým (3D) rozlišením vybraných lokalit. V prvním klipu vidíte detailně oblast údolí na Marsu nasnímkovanou v roce 2003, na druhém klipu je oblast severní polární čepičky, konkrétně žleb Chasma Boreale v rozlišení 50 metrů na pixel nasnímaný 15. 12. 2004. (wmv, 0.5 MB), (wmv, 2.4 MB)

Mars – přelet. Počítačová animace přeletu nad Marsem. V klipu byly použity skutečné záběry ze sond NASA. Nejvyšší sopka Olympus Mons je třikrát vyšší než Mont Everest. Před koncem animace jsou fascinující záběry na kaňon Valles Marineris Canyon. Jde o strukturu táhnoucí se více jak 4 000 km napříč rudou planetou. Na závěr nás animace zavede nad tři obří vyhaslé sopky. (avi, 21 MB)

Mars – přelet. Skutečný záznam přeletu sondy Mars Global Surveyor nad Marsem ve výšce 400 km dne 1. ledna 2000. Celková doba záznamu pokrývá 13 minut přeletu. Patrné jsou menší krátery zaváté pískem a typické brázdy. MGS je jedna z mnoha sond NASA určených k průzkumu Marsu. Startovala dne 7. 12. 1996. Má pouze orbitální modul. Mise je úspěšná a stále probíhá. (avi, 2 MB)

Opportunity v písečné duně. Vozítko (rover) Opportunity, které bylo součástí americké mise Mars Exploration, uvízlo dne 26. dubna 2005 na povrchu Marsu v písečné duně. Inženýři z NASA JPL zkoušeli téměř pět týdnů vozítko osvobodit. Nakonec se jim to podařilo a vozítko se pozpátku vrátilo po stejné cestě, jako přijelo. Na klipu uvidíte postupně záběry na obě přední a obě zadní kola vozítka (vozítko má celkem 6 kol). V klipu je nafilmováno manévrování mezi 11. květnem a 3. červnem 2005, kdy se podařilo vozítko definitivně osvobodit. Zdroj: NASA JPL. (mpg, 4 MB)

Mars – topografie. Animace rotující planety Mars. Barvy znamenají výšku (modrá nejnižší, hnědá nejvyšší). Ve skutečnosti je povrch planety pokryt načervenalým pískem a prachem. Skutečná barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Dobře jsou patrné čtyři bývalé sopky, z nichž největší, Olympus Mons, má základnu 500 km a výšku 25 km. (mpg, 438 kB)

Mars – Phobos (Strach). Animace Marsova Měsíce Phobosu ze snímků pořízených sondami Viking. V odpovídající velikosti je vidět i Mars a Slunce. Jde o měsíc bližší k planetě s rozměry 13,5×10,8×9,4 km. Objeven byl  Asaphem Hallem v roce 1877. Je pojmenován podle služebníka boha války Marse. Má temný povrch, pravděpodobně jde o uhlíkaté chondrity, ze kterých je složena většina planetek. Někteří vědci tvrdí, že jde o zachycenou planetku. Phobos obíhá Mars ve vzdálenosti 9 380 km a má magnitudu 11,3. (mpg, 615 kB)

Mars – Deimos (Hrůza). Animace Marsova Měsíce Deimosu ze snímků pořízených sondami Viking a Mariner 9. Jde o vzdálenější měsíc s rozměry 7,5×6×5,5 km. Objeven byl  Asaphem Hallem v roce 1877. Je pojmenován podle služebníka boha války Marse. Má temný povrch, pravděpodobně jde o uhlíkaté chondrity, ze kterých je složena většina planetek. Někteří vědci tvrdí, že jde o zachycenou planetku. Phobos obíhá Mars ve vzdálenosti 23 460 km a má magnitudu 12,4. Povrch Deimosu je hladší než povrch Phobosu, krátery jsou většinou zasypány materiálem. (mpg, 465 kB)

Jupiter. Největší a nejhmotnější planeta sluneční soustavy má plynokapalný charakter a chemické složení podobné Slunci. Od hvězd se Jupiter liší pouze malou hmotností, která nestačí k vytvoření podmínek pro termojaderné reakce, probíhající ve hvězdách. I přesto se se svými více jak šedesáti měsíci podobá jakési "sluneční soustavě" v malém. Pro Jupiter jsou typické obří bouře a vznik cyklón. Jupiter má prstenec, který není tak výrazný jako u Saturnu. Jupiter má silné magnetické pole a výraznou magnetosféru. (avi, 4 MB)

Jupiter – magnetosféra. Rychlá rotace Jupiteru (9 hodin 55 minut) a kovový vodík uvnitř planety vytvářejí podmínky pro tekuté dynamo a vznik silných polí. Magnetický dipólový moment je 20 000 větší než u Země. Jupiterův mesíc Io vyvrhující síru navíc kolem planety vytváří prstenec plazmatu ovládaný magnetickým polem nazývaný plazmový torus. Je  ukázán zhruba v polovině animace. Jupiterova magnetosféra má rázovou vlnu, a plazmový ohon jako ostatní magnetosféry planet. Charakteristický tvar je způsoben interakcí se slunečním větrem a je ukázán v závěru animace. (avi. 10 MB)

Jupiter – velká rudá skvrna. Velká rudá skvrna je anticyklóna v Jupiterově atmosféře, nejméně 300 let stará. Rotuje proti směru pohybu hodinových ručiček, jde tedy o systém spojený s tlakovou výší. Rychlost větru uvnitř této jupiterovské bouře dosahuje rychlosti 120 m/s (432 km/h). Velká rudá skvrna je největší známou bouří ve sluneční soustavě. S průměrem téměř 25 000 km je dvakrát větší než celá Země. Dlouhá životnost je zapříčiněna tím, že Jupiter je převážně plynná planeta a není možná disipace energie o pevný povrch jako u pozemských hurikánů. (gif, 428 kB)

Jupiter – zatmění měsícem. Zatmění Jupiteru Měsícem dne 22. 11. 1998 pozorované dalekohledem Very Large Telescope v Chile na Mt. Paranal. VLT tvoří čtveřice dalekohledů s celistvými zrcadly o průměru 8 metrů. Dalekohledy patří Evropské jižní observatoři a byly postupně uváděny do provozu na přelomu tisíciletí. Celý komplex bude dobudován v roce 2006, kdy budou dalekohledy, spolu s několika menšími, spojeny do interferometru o základně 200 metrů. (mpg, 1 MB)

Jupiter – Io.  Animace Jupiterova měsíce Io. Měsíc má průměr 3 630 km, obíhá kolem Jupiteru ve vzdálenosti 422 000 km. Objeven byl Galileo Galileem v roce 1610. Na Iu je aktivní sopečná činnost, nitro je ohříváno slapovým působením a elektrickými proudy. Tyto proudy tekou podél silokřivek Jupiteru a uzavírají se přes Io. Io se nachází na vnitřní straně plazmového toru, který obklopuje Jupiter. (mpg, 889 kB)

Saturn. Po Jupiteru jde o další obří planetu s rozsáhlým systémem měsíců a prstenců. Planetu poprvé prozkoumala sonda Voyager 1 v roce 1980. Saturn je od Slunce desetkrát dále než Země a proto je jeho teplota velmi nízká (−150°C). Průměrná hustota planety je nejnižší z celé sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody. Obdobně jako Jupiter má Saturn silné magnetické pole a rozsáhlou magnetosféru s plazmovým torem. (avi, 6 MB)

Saturn – prstence. Nejrozsáhlejší soustava prstenců ve sluneční soustavě je ovládána jak gravitačním, tak magnetickým polem. Prstence jsou mimořádně tenké, složené z drobných úlomků. Mezi nimi se proplétají tzv. pastýřské měsíce, které formují tvar prstenců. Plazmové jevy v nabitém prachu prstenců vytvářejí řadu dalších úkazů, od příčných loukotí po rozvlnění a „zvučení“ prstenců. Záběry jsou ze sond Voyager z let 1980 až 1981. (avi, 3 MB)

Saturn – Cassini. Na klipu vidíte jižní polokouli Saturnu snímanou při misi Cassini. Jde o 45 snímků pořízených mezi  6. 2. 2004 a 30. 3. 2004 kamerou se středem spektrálního pásma na vlnové délce 750 nm. Vzdálenost sondy od planety se měnila od 71×10⁶ km do 46×10⁶ km a rozlišení na pixel od 425 km do 278 km. Patrná je pásová struktura atmosféry Saturnu způsobená jeho rychlou rotací (10:32 hod) a temné oválné skvrny (cyklóny). Mise Cassini je společným projektem NASA a ESA k planetě Saturn, který vyvrcholil přistáním pouzdra Huygens na Saturnově měsíci Titan v roce 2005. (gif, 622 kB)

Saturn – polární záře. Animace byla složena ze snímků zobrazovacího spektrografu Hubbleova vesmírného dalekohledu (NASA/ESA). Snímky byly pořízeny v ultrafialovém oboru dne 8. 1. 2004. Polární záře se objevuje jako prstenec kolem polárních oblastí. Srážky částic slunečního větru s atomy a molekulami atmosféry planety způsobí jejich vybuzení a následný svit v infračerveném, viditelném a nejvíce ultrafialovém oboru. Prstencový tvar je dán magnetickým polem planety, které ovládá tok částic slunečního větru. (mpg, 2 MB)

Saturn – přistání pouzdra Huygens na Titanu. Animace je sestavena z dat poskytovaných radiometrem DISR při sestupu pouzdra Huygens do atmosféry Titanu dne 14. 1. 2005, včetně přistání a dalšího měření po přistání. Sestup trvající 2 hodiny 28 minut a následných 70 minut po přistání je zrychleno na 5 minut (sestup 40× a akce po přistání 100×). V první části animace je pohled na pomalu se přibližující Titan a stovky pořizovaných záběrů, které se skládaly do celkové mozaiky. V druhé části je situace po přistání. Pořizované signály: Vlevo dole: zeleně zakreslovaná trajektorie Huygensu při pohledu z jihu. Úsečka nalevo ukazuje pro srovnání výšku Everestu. Pak jsou zde šipky se směrem k mateřské sondě Cassini a ke Slunci. Vpravo dole: střelka ukazující změnu pohledu z důvodu rotace Huygensu a další dvě s relativními směry ke Slunci a ke Cassini. Vpravo nahoře: čas v UTC. Vlevo nahoře: záznam polohy padáku. Pro srovnání je zde úsečka ukazující velikost člověka. Levý mikrofon: zaznamenává pohyb Huygensu, slyšet je tón měnící se s rotací pouzdra a náklonem padáku. Patrné jsou tiky měřiče rotace, vstup tepelného štítu do atmosféry, otevření padáku, uvolnění tepelného štítu, otevření víka kamery a přistání. Pravý mikrofon: spojitý tón znázorňující sílu signálu ke Cassini. Jde o 13 různých typů zvonění, pro každý přístroj jiné. (wmv, 16 MB)

Uran – Velká cesta Voyageru. V animaci vidíte ukázku z velké cesty sond Voyager, která započala v roce 1977, kdy byla mimořádně příznivá konfigurace planet, která umožnila návštěvu všech velkých planet sluneční soustavy. Po průletu kolem Jupiteru a Saturnu se cesta obou sond rozdělila. Voyager 1 byl Saturnem vychýlen z roviny sluneční soustavy, ve které obíhají planety, a zamířil k okraji sluneční soustavy. Voyager 2 ještě navštívil planety Uran a Neptun. K Uranu dorazil v roce 1986. Objevil dva nové prstence této planety a 10 nových měsíců. V animaci vidíte tvar magnetického pole Uranu, odvalujícího se bokem po oběžné dráze, snad v důsledku srážky s nějakým větším tělesem v dávné minulosti. V závěru animace jsou záběry měsíce Miranda, jednoho z nejpodivuhodnějších měsíců sluneční soustavy. Ledový svět je protkán řadou koryt a kaňonů o hloubce až 20 km, které svědčí o neočekávané geologické aktivitě tohoto malého tělesa. Zdroj: NASA/Martin Marietta Corporartion. (avi, 8.4 MB)

Uran. Uran je dvakrát dále od Slunce než Saturn. Jde opět o obří plynokapalnou kouli. Kolem své osy při obletu Slunce rotuje na boku, což je pravděpodobně výsledkem dávné srážky s jiným velkým objektem sluneční soustavy. Navíc je magnetická osa skloněna 60° od rotační osy. Jako všechny velké planety má Uran rozsáhlou rodinu měsíců a prstence. (avi, 4 MB)

Uran – Miranda. V klipu nejprve uvidíte princip skenování tohoto zajímavého Měsíce planety Uran. Poté následuje počítačová animace letu nad členitým terénem Mirandy. Mirandu objevil v roce 1948 G. P. Kuiper, první snímky z bezprostřední blízkosti pořídila sonda Voyager 2 v roce 1986. Na povrchu byly zjištěny četné zlomy, jde o těleso s nedávnou, možná i současnou geologickou aktivitou. Miranda má průměr 472 km a Uran obíhá ve vzdálenosti 129 900 km. (avi, 14 MB)

Neptun – Velká cesta Voyageru. Po dvanáctileté pouti se sonda Voyager 2 dostala v roce 1989 k planetě Neptun. Planeta byla objevena v roce 1846 a pojmenována podle řeckého boha moře. Její modrá barva je způsobena přítomností metanu. Proudy v atmosféře dosahují rychlosti i přes 2 000 km/h. Voyager 2 objevil u Neptunu čtyři úplné prstence z kamenů a ledu a 6 nových měsíců. V atmosféře nalezl Velkou temnou skvrnu – obří vír, obíhající planetu jednou za 18 hodin. Vyfotografoval detailně také největší Neptunův měsíc, Triton, který je zajímavý svou retrográdní rotací. Jde o nejchladnější objekt sluneční soustavy se zamrzlými jezery a ledovými gejzíry. (avi, 8 MB)

Neptun. Na klipu uvidíte Neptun, tak jak ho viděla sonda Voyager 2 při svém průletu v roce 1989. Neptun je poslední z obřích planet, osmá planeta v pořadí od Slunce. Podobně jako ostatní obří planety má prstence, pravděpodobně rozsáhlou soustavu měsíců a pásovitou strukturu atmosféry s obřími víry – skvrnami. Na animaci vrhá vrchní vrstva mraků stíny na spodní vrstvu mraků. Poprvé tak byl uskutečněn pohled do hloubi obří planety.(avi, 7 MB)

Neptun – Triton. Neptunův měsíc Triton patří k nejchladnějším místům ve sluneční soustavě. První podrobné snímky pořídila sonda Voyager 2. Vědce hlavně překvapil vyfotografovaný gejzír, který uvidíte na tomto klipu. Pravděpodobně jde o tekutý dusík unikající z nitra měsíce. Zbytek animace je věnován přeletu nad ledovou krajinou měsíce. Triton má průměr 2 705 km a obíhá Neptun ve vzdálenosti 354 760 km. Objeven byl v roce 1846. (avi, 13 MB)