Neon (Greek neos meaning "new") was discovered by William Ramsay and Morris Travers in 1898.

Occurrence

Neon is usually found in the form of a gas with molecules consisting of a single neon atom. Neon is a rare gas that is found in the Earth's atmosphere at 1 part in 65,000 and is produced by supercooling air and fractionally distilling it from the resulting cryogenic liquid. Neon, like water vapor, is lighter than air; unlike water vapor, which condenses into a liquid below the stratosphere and is thus trapped in Earth's atmosphere, neon may slowly leak out into space, which explains its scarcity on Earth. Argon, in contrast, is heavier than air and so is in Earth's atmosphere.

Compounds

Even though neon is for most practical purposes an inert element, it can form an exotic compound with fluorine in the laboratory. It is not known for certain if this or any neon compound exists naturally but some evidence suggests that this may be true. The ions, Ne+, (NeAr)+, (NeH)+, and (HeNe+), have also been observed from optical and mass spectrometric research. In addition, neon forms an unstable hydrate.

Isotopes

Neon has three stable isotopes: Ne-20 (90.48%), Ne-21 (0.27%) and Ne-22 (9.25%). Ne-21 and Ne-22 are nucleogenic and their variations are well understood. In contrast, Ne-20 is not known to be nucleogenic and the causes of its variation in the Earth have been hotly debated. The principal nuclear reactions which generate neon isotopes are neutron emission, alpha decay reactions on Mg-24 and Mg-25, which produce Ne-21 and Ne-22, respectively. The alpha particles are derived from uranium-series decay chains, while the neutrons are mostly produced by secondary reactions from alpha particles. The net result yields a trend towards lower Ne-20/Ne-22 and higher Ne-21/Ne-22 ratios observed in uranium-rich rocks such as granites. Isotopic analysis of exposed terrestrial rocks has demonstrated the cosmogenic production of Ne-21. This isotope is generated by spallation reactions on magnesium, sodium, silicon, and aluminium. By analyzing all three isotopes, the cosmogenic component can be resolved from magmatic neon and nucleogenic neon. This suggests that neon will be a useful tool in determining cosmic exposure ages of surficial rocks and meteorites.

Similar to xenon, neon contents observed in samples of volcanic gases are enriched in Ne-20, as well as nucleogenic Ne-21, relative to Ne-22 contents. The neon isotopic contents of these mantle-derived samples represent a non-atmospheric source of neon. The Ne-20-enriched components were attributed to exotic primordial rare gas components in the Earth, possibly representing solar neon. Elevated Ne-20 abundances were also found in diamonds, further suggesting a solar neon reservoir in the Earth.

Prior to the 1960s, university education was limited to a tiny minority of the population. But the future trend to much larger enrollment in higher education was already clear in the early 1950s, and the problem of providing for an influx of new students was a serious concern. A number of people proposed that if the computer could increase the capabilities of the factory via automation, then surely it could do the same for education.

In 1957 the Soviet Union launched Sputnik I, and the United States suddenly felt a collective sense of educational inferiority. The result was massive spending on science and engineering education; computer-based education along with it. In 1958 the US Air Force's Office of Scientific Research held a conference on the topic at the University of Pennsylvania, and a number of groups --notably IBM -- presented studies on the topic.

PLATOs birth

Chalmers Sherwin, a physicist at the University of Illinois, suggested a computerized learning system to William Everett, Dean of the College of Engineering. Everett recommended that Daniel Alpert, another physicist, convene a meeting on the topic that included engineers, educators, mathematicians, and psychologists. After several weeks of meetings the group was unable to suggest a single design for such a system. Alpert was unhappy with the results, but before announcing their failure he mentioned the meetings to a lab assistant, Donald Bitzer. Bitzer claimed that he had already been thinking about the problem, and suggested that he could build a demonstration system.

Donald Bitzer, regarded as the "father of PLATO", succeeded largely due to his rejection of "modern" educational thinking. Returning to a basic drill-based system, his team improved on existing systems by allowing students to bypass lessons they already understood. Their first system, PLATO I first ran on the locally-built ILLIAC I computer in 1960. It included a TV for display and a special keyboard to navigate the system's menus. In 1961 they introduced PLATO II, which ran two users at once.

Convinced of the value of the project, the PLATO system entered a major redesign between 1963 and 1966. The new PLATO III allowed "anyone" to design new lesson modules using their TUTOR language, brainchild of Paul Tenczar. Built on a CDC 1604 which had been given to them for free by William Norris, PLATO III could run up to 20 lessons at once, and was used by a number of local facilities in Urbana-Champaign that could be attached to the system with their custom terminals.

NSF involvement

PLATO I, II and III had been funded by small grants from a combined Army-Navy-Air Force funding pool, but by the time PLATO III was in operation everyone involved was convinced it was worthwhile to scale up the project. Accordingly, in 1967 the National Science Foundation granted the team steady funding, allowing Bitzer to set up the Computer-based Education Research Laboratory (CERL) at the university.

In 1972 a new system named PLATO IV was ready for operation. The PLATO IV terminal was a major innovation. It included Bitzer's Plasma display invention which incorporated both memory and bitmapped graphics into one display. This Plasma display included fast vector line drawing capability and ran at 1260 baud, rendering 180 characters per second. The PLATO IV display also included a Touch panel allowing students to answer questions by touching anywhere on the screen, and a Slide projector that could display microfiche slides from behind the plasma panel.

Early in 1972, researchers from Xerox PARC were given a tour of the PLATO system at the University of Illinois. At this time they were shown parts of the system such as the Show Display application generator for pictures on PLATO (later translated into a "Doodle" program at PARC, an ancestor of Apple's QuickDraw), and the Charset Editor (which edited downloadable bit maps, an ancestor of MacPaint), and the Term Talk and Monitor Mode communications program. Many of the new technologies they saw were adopted and improved upon when these researchers returned to Palo Alto, CA.

The Plasma display panel was invented at the University of Illinois by Donald L. Bitzer and H. Gene Slottow in 1964 for the PLATO Computer System. The original monochrome (usually orange or green) panels enjoyed a surge of popularity in the early 1970's because the displays were rugged and needed neither memory nor refresh circuitry. There followed a long period of sales decline in the late 1970's as semiconductor memory made CRT displays incredibly cheap. Starting with his PhD dissertation in 1975, Larry Weber of the University of Illinois sought to create a color plasma display, finally achieving that goal in 1995. Today the superior brightness and viewing angle of color plasma panels have caused these displays to have a resurgence of popularity.

General characteristics

Plasma displays are bright (1000 lx or higher for the module), have a wide color gamut, and can be produced in fairly large sizes, up to 200 cm (80 inches) diagonally. They have a very high "dark-room" contrast, creating the "perfect black", desirable for watching movies. The display panel is only 6 cm (2 1/2 inches) thick, while the total thickness, including electronics, is less than 10 cm (4 inches). Plasma displays use as much power per square meter as a CRT or a AMLCD television; in 2004 the cost has come down to US$1900 or less for the popular 42-inch diagonal size, making it very attractive for home-theatre use. However, since the power consumption is proportional to the square of the diagonal size, the larger screen sizes can use considerable power—"as much as 700 watts of power, enough to make some critics worry about the environmental consequences if the displays are widely adopted."[1]. The lifetime of the latest generation of PDPs is estimated at 60,000 hours to half life when displaying video. Half life is the point where the picture has degraded to half of its original brightness and intensity, which is considered the end of the functional life of the display.

Competing displays include the Cathode ray tube, OLED, AMLCD, DLP, SED-tv and field emission flat panel displays. The main advantage of plasma display technology is that a very wide screen can be produced using extremely thin materials. Since each pixel is lit individually, the image is very bright and looks good from almost every angle. The image quality is not quite up to the standards of the best cathode ray tube sets (according to some), but it certainly meets most people's expectations. The biggest drawback of this technology has to be the high cost. With prices starting around US$2,000 and going all the way up past US$20,000 (as of 2004), these sets do not sell as quickly as older technologies like CRT. But as prices fall and technology advances, they may start to seriously compete against the CRT sets.

Functional details

The xenon and neon gas in a plasma television is contained in hundreds of thousands of tiny cells positioned between two plates of glass. Long electrodes are also sandwiched between the glass plates, on both sides of the cells. The address electrodes sit behind the cells, along the rear glass plate. The transparent display electrodes, which are surrounded by an insulating dielectric material and covered by a magnesium oxide protective layer, are mounted above the cell, along the front glass plate.

In a monochome plasma panel, control circuitry charges the electrodes that cross paths at a cell, causing the plasma to ionize and emit photons between the electrodes. The ionizing state can be maintained by applying a low-level voltage between all the horizontal and vertical electrodes - even after the ionizing voltage is removed. To erase a cell all voltage is removed from a pair of electrodes. This type of panel has inherent memory and does not use phosphors. A small amount of nitrogen is added to the neon to increase hysteresis.

To ionize the gas in a color panel, the plasma display's computer charges the electrodes that intersect at that cell thousands of times in a small fraction of a second, charging each cell in turn. When the intersecting electrodes are charged (with a voltage difference between them), an electric current flows through the gas in the cell. The current creates a rapid flow of charged particles, which stimulates the gas atoms to release ultraviolet photons.

A liquid crystal display (LCD) is a thin, flat display device made up of any number of color or monochrome pixels arrayed in front of a light source or reflector. It is prized by engineers because it uses very small amounts of electric power, and is therefore suitable for use in battery-powered electronic devices.Each pixel (picture element) consists of a column of liquid crystal molecules suspended between two transparent electrodes, and two polarizing filters, the axes of polarity of which are perpendicular to each other. Without the liquid crystals between them, light passing through one would be blocked by the other. The liquid crystal twists the polarization of light entering one filter to allow it to pass through the other.

The molecules of the liquid crystal have electric charges on them. By applying small electrical charges to transparent electrodes over each pixel or subpixel, the molecules are twisted by electrostatic forces. This changes the twist of the light passing through the molecules, and allows varying degrees of light to pass (or not pass) through the polarizing filters.Before applying an electrical charge, the liquid crystal molecules are in a relaxed state. Charges on the molecules cause these molecules to align themselves in a helical structure, or twist (the "crystal"). In some LCDs, the electrode may have a chemical surface that seeds the crystal, so it crystallizes at the needed angle. Light passing through one filter is rotated as it passes through the liquid crystal, allowing it to pass through the second polarized filter. A small amount of light is absorbed by the polarizing filters, but otherwise the entire assembly is transparent.

When an electrical charge is applied to the electrodes, the molecules of the liquid crystal align themselves parallel to the electric field, thus limiting the rotation of entering light. If the liquid crystals are completely untwisted, light passing through them will be polarized perpendicular to the second filter, and thus be completely blocked. The pixel will appear unlit. By controlling the twist of the liquid crystals in each pixel, light can be allowed to pass though in varying amounts, correspondingly illuminating the pixel.

Many LCDs are driven to darkness by an alternating current, which disrupts the twisting effect, and become light or transparent when no current is applied.To save cost in the electronics, LCDs are often multiplexed. In a multiplexed display, electrodes on one side of the display are grouped and wired together, and each group gets its own voltage source. On the other side, the electrodes are also grouped, with each group getting a voltage sink. The groups are designed so each pixel has a unique, unshared combination of source and sink. The electronics, or the software driving the electronics then turns on sinks in sequence, and drives sources for the pixels of each sink.Important factors to consider when evaluating an LCD monitor include viewable size, response time (sync rate), matrix type (passive or active), viewing angle, color support, brightness and contrast ratio, resolution and aspect ratio, and input ports (e.g. DVI or VGA).

Merkur er den planet, der er tættest på solen og den ottende største i vores solsystem. Planeten er mindre i diameter end Jupiters måne Ganymedes og Saturns måne Titan, men har større masse end disse. Planeten blev opkaldt efter den romerske gud Merkur, fordi planeten bevæger sig så hurtigt i sin bane, og han var gudernes budbringer.
Mosaikbillede af Merkur i tabellen til højre blev taget af Mariner 10 under dens vej mod planeten den 29. marts 1974. Mosaikken består af 18 billeder taget med 42 sekunders mellemrum under en 13 minutters periode, mens rumskibet var 200.000 kilometer (cirka 6 timer før dens nærmeste punkt) fra planeten.
Merkur har mindst været kendt siden sumerernes tid (3. årtusind f.Kr.). Sumererne kaldte den for Ubu-idim-gud-ud. De tidligste detaljerede registreringer blev foretaget af babylonerne. Den fik to navne af grækerne: Apollo som morgenstjerne og Hermes som aftenstjerne. De græske astronomer vidste imidlertid godt, at de to navne refererede til samme himmellegeme. Heraklit indså endog, at Merkur og Venus kredser i bane om Solen - ikke om Jorden.
Da Merkur altid holder sig ret tæt ved Solen, kan den kun iagttages kort før solopgang eller kort efter solnedgang. Den er da ofte synlig gennem en almindelig prismekikkert, eller for den sags skyld med det blotte øje - således i Sydeuropa. I Danmark er Merkur yderst vanskelig at observere.

Besøg af mennesker
Merkur har kun været besøgt af ét rumfartøj, Mariner 10. Den passerede Merkur tre gange i 1973 og 1974. Kun 45% af overfladen blev kortlagt, men afstanden til Solen er desværre for kort til, at den kan blive ordentligt afbildet af Hubble-rumteleskopet, uden at instrumenterne skades.

Fremtidige missioner
I august 2004 opsendte NASA en rumsonde med navnet Messenger til Merkur. Rumsonden vil foretage adskillige forbiflyvninger af Jorden, Venus og Merkur, før den endelig går i kredsløb om Merkur i 2011.
ESA planlægger en mission kaldet BepiColombo. Det er et ambitiøst projekt med to satelliter i kredsløb omkring Merkur. Den mission er dog stadig kun på tegnebrættet, men forventes at blive opsendt i 2012.

Merkurs bane
Merkurs bane er stærkt excentrisk; ved perihelium er den kun 46 millioner km fra Solen imod 70 millioner km ved aphelium. Periheliumpunktet i Merkurs bane flytter sig, omend meget langsomt, rundt om Solen. Astronomerne i det 19. århundrede lavede omhyggelige observationer af Merkurs baneparametre, men kunne ikke ud fra Newtons mekanik forklare, hvad der skete. Forskellene mellem de observerede og de beregnede værdier var små, men de gav alligevel forskerne alvorlig hovedpine i flere årtier. Mange mente, at det var en anden planet (som de kaldte Vulcan), som måske fandtes i nærheden af Merkur, der forårsagede uoverensstemmelsen. Sandheden viste sig at være langt mere dramatisk: Einsteins Generelle relativitetsteori! Dens korrekte forudsigelser af Merkurs banebevægelse var en vigtig faktor i den tidlige accept af relativitetsteorien.

Merkurs rotationstid
Indtil 1962 troede man, at "dagen" (rotationstiden) på Merkur var lige så lang som "året" (omløbstiden), noget som ville indebære, at den samme side altid vendte mod Solen, ligesom Månen gør til Jorden. Dette blev modbevist i 1965 ved hjælp af såkaldte doppler-radar-observationer. Vi ved nu, at Merkur roterer tre gange i løbet af to af sine år. Merkur er det eneste legeme i solsystemet, som har en bane/rotations-resonans med et forhold, der afviger fra 1:1. Dette, sammen med Merkurbanens excentricitet, ville bevirke nogle bizarre effekter for en observatør, der stod på Merkurs overflade. Ved nogle breddegrader ville man se Solen stå op og sagte blive større og større, mens den nærmede sig zenit. I zenit ville Solen standse op, gå i modsat retning en kort stund for så at lave et nyt stop. Til slut ville den krybe sagte mod horisonten igen, mens den blev mindre og mindre. Imens ville stjernerne bevæge sig tre gange så hurtigt over himlen som Solen! Observatører andre steder på Merkur ville se andre, men tilsvarende mærkværdige bevægelser.

Temperatur
Temperaturvariationerne på Merkur er de mest ekstreme i Solsystemet. De svinger mellem -180 og +340. Temperaturen på Venus er ganske vist lidt højere, men den er til gengæld meget stabil.

Struktur
Merkur minder på mange måder om månen: Dens overflade er fuld af kratere og meget gammel, den har ingen pladetektonik. På den anden side er Merkurs massefylde meget større end månens (5,43 g/cm3 mod 3,34 g/cm3). Merkur er den næstmest kompakte af de store legemer i solsystemet kun overgået af jorden. Faktisk er Jordens tæthed delvis forårsaget af sammenpresning som følge af tyngdekraften; havde det ikke været for denne, ville Merkur have større tæthed end Jorden. Dette tyder på, at Merkurs tætte jernkerne er relativt større end Jordens, den omfatter antagelig store dele af planeten som sådan. Merkur har derfor kun en relativt tynd silikat-skorpe og -kappe.
Merkurs indre domineres af en stor jernkerne med en radius, der varierer mellem 1.800 og 1.900 km. De ydre "skaller" af silikater (analoge til Jordens kappe og skorpe) er kun 500-600 km tykke.

Merkurs atmosfære
Merkur har faktisk en atmosfære. Den er meget tynd og består af atomer, som af solvinden er revet løs fra overfladen. Fordi Merkur er så varm, flygter disse atomer hurtigt ud i rummet. Til forskel fra den stabile atmosfære på Jorden og på Venus, bliver Merkurs atmosfære stadig fornyet.

Caloris Bækkenet
Caloris Bækkenet er én af de største formationer på Merkur. Det er omtrent 1.300 km i diameter. Det formodes at ligne de store "have" (maria) på månen. Ligesom disse blev Caloris Bækkenet antagelig dannet af et stort nedslag tidligt i solsystemets historie.
Dette nedslag var sandsynligvis også ansvarligt for det mærkelige landskab på den stik modsatte side af Merkur.
Udover det kraterbelagte terræn har Merkur store områder med relativt jævn overflade. Nogle er måske resultatet af tidlig vulkansk aktivitet, mens andre kan skyldes aflejring af ophvirvlet materiale efter nedslag.

Venus er planet nr. to i vores solsystem, talt fra Solen. Den omtales ofte som Jordens søsterplanet, idét Jorden og Venus har omtrent samme størrelse og masse.

Udforskning af Venus
Inden rumalderen troede man, at Venus gemte et miljø lignende det på Jorden under sin skydækkede overflade. Men det endte naturligvis i en stor skuffelse, da man omsider fik sendt sonder til Venus, der målte og undersøgte miljøet. Det lykkedes sågar efter en masse forsøg at få to sonder, Venus 9 og Venus 10 til at lande på den faste overflade, fotografere den og sende billeder hjem til Jorden pr. radio.

Dage og år på Venus
Venus fuldfører et omløb omkring Solen på 224,70096 dage, eller ca. 7 måneder og 11 dage, men den roterer endnu langsommere omkring sig selv, én gang på 243,0185 dage (svarende til knap 8 måneder). Og modsat de fleste andre planeter i solsystemet har Venus retrograd rotation, dvs. den drejer sig fra øst mod vest modsat den bevægelse fra vest mod øst, som vi kender det på Jorden. En stationær observatør på Venus vil opleve et "Venus-døgn" der varer knap 117 "jordiske" døgn.
Venus omdrejningsakse hælder desuden meget lidt i forhold til baneplanet for planetens bevægelse omkring Solen, kun 2,64 grader. Af den grund er der ikke nogen markante årstider på Venus

Atmosfæren
Som Jorden har Venus også en atmosfære, men denne er af en ganske anden beskaffenhed end Jordens. Den består mest af carbondioxid, CO2, som giver anledning til en stærk drivhuseffekt på Venus; temperaturerne overalt på planetens faste overflade ligger i området fra 450 til 500 grader Celsius, uanset om det er nat eller dag. Selv om Merkur kun er godt halvt så langt fra Solen som Venus, er der således varmest på Venus' overflade.
Atmosfæretrykket ved Venus' faste overflade er mere end 90 gange det tryk, vi oplever ved jordoverfladen; det svarer til trykket i 1 kilometers dybde under havoverfladen på Jorden. Over Venus-landskabet blæser der aldrig mere end en let brise, men fordi luften dér er så ekstremt tæt, kan selv sådan en brise udøve et betydeligt vindpres.

Skyer
I højder fra 50 til 80 kilometer over Venus' overflade findes et permanent og tæt lag af skyer, som primært består af svovldioxid og svovlsyre. I toppen af dette skylag blæser vinde med omkring 350 km/t; skytoppene kan nå at blæse hele vejen rundt langs ækvator på fire dage, og det bidrager til at transportere og fordele varmen jævnt over hele planeten.

Morgen- & Aftenstjernen
Da Venus er tættere på Solen end Jorden, står den aldrig langt fra Solen på himlen set fra Jorden. Derfor ser man den ofte som en klar stjerne lige før solopgang (og omtales da - fejlagtigt - som "Morgenstjernen") eller lige efter solnedgang ("Aftenstjernen"). Venus og Merkur er de eneste planeter i vores solsystem, der ikke har nogen måne.

Jupiter er den femte planet fra Solen i vores solsystem. Jupiter har 58 kendte måner, men det anslås, at den kan have helt op til 100 måner. Planeten er den største planet i vores solsystem, og den kan ses med det blotte øje fra Jorden som det (normalt) fjerdeklareste objekt på himlen - kun overgået af Solen, vor egen Måne samt Venus og ved visse lejligheder Mars.
Jupiter har også rekorden med hensyn til omdrejningshastighed; den drejer én gang om sig selv i løbet af mindre end 10 timer, hvilket får den til at "bulne ud" langs ækvator - i et astronomisk teleskop ses planetskiven af den grund svagt elliptisk frem for helt cirkelrund.

Jupiters atmosfære
Jupiter er indhyllet i en atmosfære, der primært består af brint og helium med bælter og zoner af tætte skyer, der i hovedtræk ligger parallelt med planetens ækvator. Talrige steder "brydes" dette bæltemønster af lavtryk, hvor skymasserne hvirvler rundt om lavtrykscenteret. Den største af disse, den såkaldte Store Røde Plet, er et "stormvejr" 2-3 gange så stort som hele Jorden. Pletten skifter facon, farve og udbredelse fra tid til anden, men har eksisteret uafbrudt i de mere end 300 år, man har kendt til dens eksistens.

Jupiters ringe
Jupiters ringsystem blev opdaget i 1979. Ringsystemet har en lys, central ring på cirka 7.000 kilometer i bredden, og den er cirka 20 kilometer tyk.

Jupiters måner
I skrivende stund kender man 63 måner i kredsløb om Jupiter, hvilket er rekord blandt vort solsystems planeter: I artiklen Jupiters måner findes blandt andet en oversigt over alle disse måner.

En af månerne, Ganymedes, er ikke bare Jupiters, men hele Solsystemets største måne. Den og de tre andre såkaldt galileiske måner blev opdaget i 1610 af den italienske astronom og fysiker Galileo Galilei.

Flere af månerne indgår i et kompliceret samspil med hinandens og Jupiters tyngdefelter, hvilket bl.a. giver en intens vulkan-aktivitet på månen Io. Materiale udspyet fra Ios vulkaner vekselvirker med de intense magnetfelter og strålingsbælter omkring Jupiter, og skaber derved radiostøj der kan måles her på Jorden.

Saturn er den sjette planet fra solen i vores solsystem. Det er den næststørste planet i solsystemet efter Jupiter. Saturn kendes på sine markante ringe, som består af utallige små is- og stenpartikler. Tidligere mente man, at dette ringsystem var noget enestående for Saturn, men det har senere vist sig at både Jupiter og Uranus har tilsvarende, men langtfra så markante ringsystemer.

Måner
Pr. 2005 kendes henved et halvt hundrede måner der kredser omkring Saturn, om end to af de objekter man har observeret kan dog vise sig at være en og samme måne. I artiklen om Saturns måner findes en oversigt over månerne, sorteret efter stigende afstand fra Saturn, og i kategorien Saturns måner kan man slå dem op efter navn i alfabetisk rækkefølge.

Tredive af de kendte måner er opdaget efter år 2000, dels ved hjælp af rumsonden Cassini, dels ved systematiske eftersøgninger udført fra observatorier her på Jorden. Nogle af de måner man har opdaget for nylig er blot et par kilometer store, og teknisk set er hver eneste af de parikler der danner Saturns ringsystem i sig selv en måne, og astronomerne har ikke nogen vedtagen grænse for hvad der er en lillebitte måne og hvad der er en stor ring-partikel.

Blandt de mange måner finder man bl.a. Titan; solsystemets næststørste måne (næst efter Jupiter-månen Ganymedes), og den eneste måne i Solsystemet med en betydelig atmosfære. Et andet fænomen der er unikt for Saturns system af måner, er samspillet mellem Epimetheus' og Janus' omløbsbener: Hvert fjerde år kommer de så tæt på hinanden, at deres tyngdefelter får dem til at bytte deres næsten ens omløbsbaner. Andre steder ligger to små måner i Lagrange-punkterne L4 og L5 i forhold til en større månes omløb om Saturn.

Ringsystemet
Saturns ringsystem består af utallige enkeltringe. Billedet herunder (taget af Cassini-rumsonden) viser de primære ringe. A og B ringene er de mest lysstærke og det er normalt kun dem, man ser i et teleskop. De to ringe er adskilt af den mørke Cassini-deling. A-ringen er selv yderligere opdelt af Encke-gabet nær dens yderkant. C-ringen er svag og overstråles nemt af Saturn selv. Den smalle F-ring er ikke synlig med amatørteleskoper. Der findes andre ringe (D, E og G), der imidlertid er ekstremt svage.

Ringene holdes på plads via resonanser fra de indre måner. Således ser Cassini-delingen ud til at være forårsaget af månen Mimas. De to små måner Prometheus og Pandora holder F-ringen på plads.

Der Mars ist, von der Sonne aus gesehen, der vierte Planet in unserem Sonnensystem. Er zählt zu den erdähnlichen (terrestrischen Planeten). Aufgrund seiner (blut)roten Farbe wurde er nach dem römischen Kriegsgott Mars benannt und wird oft auch als der Rote Planet bezeichnet.
Symbolisiert wird Mars durch einen Kreis mit einem schräg nach rechts oben zeigenden Pfeil:
Das Zeichen, das einen Schild mit einem dahinter stehenden Speer darstellen soll, steht für den römischen Kriegsgott. In der Biologie symbolisiert es das männliche Geschlecht.
Mars besitzt zwei kleine, unregelmäßig geformte Monde, Phobos und Deimos (griech. Furcht und Schrecken).
Wegen seiner mysteriösen roten Färbung hat der Mars schon immer die Menschen fasziniert. Die Färbung selbst verdankt der Planet Eisenoxid-Staub, der sich auf der Oberfläche und in der Atmosphäre verteilt hat. Somit ist der Mars ein „rostiger“ Planet.

Bahndaten
Der Mars bewegt sich in einem Abstand von 206,62 bis 249,23 Millionen Kilometer (1,524 AE bis 1,666 AE) in 1 Jahr 321 Tagen und 18 Stunden auf einer elliptischen Bahn um die Sonne. Die Bahnexzentrizität (Abweichung von der Kreisform) beträgt 0,0935, wobei die Bahn 1,85° gegen die Ekliptik geneigt ist. Mars besitzt nach Pluto und Merkur die exzentrischste Bahn aller großen Planeten im Sonnensystem.

Physikalische Eigenschaften
Der Mars besitzt mit einem Durchmesser von 6794 km etwa den halben Durchmesser der Erde, ein Viertel ihrer Oberfläche und ein Zehntel ihrer Masse. Die Fallbeschleunigung auf seiner Oberfläche beträgt 3,71 m/s², dies entspricht etwa 38 Prozent der irdischen. Der Mars besitzt eine dünne Atmosphäre.
Fotomontage: Erde und Mars im gleichen MaßstabEr rotiert in rund 24 Stunden und 37 Minuten um die eigene Achse. Da die Rotationsachse des Planeten um 25° 12' gegen die Bahnebene geneigt ist, gibt es – wie auf der Erde – Jahreszeiten. Sie haben jedoch fast die doppelte Dauer der irdischen Jahreszeiten, da ihnen das Marsjahr (687 Tage) zugrunde liegt. Die Rotationsachse weist zudem eine Präzessionsbewegung mit einer Periode von 170.000 Jahren auf.
Das Magnetfeld des Mars ist nur sehr schwach ausgeprägt. Die Messung des Magnetfeldes wird erschwert durch die Magnetisierung der Kruste (siehe weiter unten) mit Feldstärken von bis zu 220 Nanotesla und durch externe Magnetfelder mit Stärken zwischen wenigen Nanotesla und bis zu 100 Nanotesla, die durch die Wechselwirkung des Sonnenwindes mit der Marsatmosphäre entstehen und zeitlich sehr stark variieren. Nach den Analysen der Daten des Mars Global Surveyor konnte die Stärke des Magnetfeldes dennoch sehr genau bestimmt werden – sie liegt bei weniger als 0,5 Nanotesla, gegenüber 30 bis 60 Mikrotesla beim Erdmagnetfeld.

Atmosphäre und Klima
Der Mars besitzt eine sehr dünne Atmosphäre, die zu 95 Prozent aus Kohlendioxid besteht. Daneben kommen noch 2,7 Prozent Stickstoff, 1,6 Prozent Argon, geringe Anteile an Sauerstoff und Kohlenmonoxid sowie Spuren von Wasserdampf und anderen Verbindungen oder Elementen vor.
Über dem Marshorizont ist die Atmosphäre als dunstiger Schleier erkennbarIm Jahre 2003 konnten mittels erdgestützter Teleskope Spuren von Methan nachgewiesen werden. Das Vorhandensein des instabilen Gases Methan in der Atmosphäre weist darauf hin, dass auf dem Mars „Methanquellen“ vorhanden sein müssen oder zumindest vor hunderten von Jahren existierten. Als Quellen kommen aktiver Vulkanismus, Kometeneinschläge oder sogar methanproduzierende Mikroorganismen in Betracht. Das Methan ist nicht gleichmäßig verteilt, sondern weist ein Muster etwas erhöhter Konzentrationen auf. Offensichtlich wird oder wurde der Nachschub an Methan kurzfristig unterbrochen, bevor es sich gleichmäßig in der Atmosphäre verteilen konnte. Derzeit werden Untersuchungsprogramme aufgestellt, um zu klären, welche Quellen in Frage kommen. Bei der biologischen Erzeugung von Methan auf der Erde entsteht fast immer Ethan als Begleitgas, während bei einer vulkanischen Entstehung Schwefeldioxid freigesetzt wird. Die Messung dieser Gase in der Marsatmosphäre könnte eine Klärung bringen.
Der atmosphärische Druck beträgt auf der Oberfläche des Mars nur 6,36 mbar (Millibar). Im Vergleich zu durchschnittlich 1013 mbar auf der Erde sind dies nur 0,75 Prozent, das entspricht dem Luftdruck der Erdatmosphäre in 35 Kilometer Höhe.
Die dünne Marsatmosphäre kann nur wenig Sonnenwärme speichern, daher sind die Temperaturunterschiede auf der Oberfläche sehr groß. Die Temperaturen erreichen im Sommer (bezogen auf das Marsjahr) in Äquatornähe etwa 20 °C am Tag und bis zu –85 °C in der Nacht.
Staubsturm in der Syra-Region. Aufgenommen von Mars Global Surveyor im Mai 2003Abhängig von den Jahreszeiten und der Intensität der Sonneneinstrahlung finden in der Atmosphäre dynamische Vorgänge statt. Die vereisten Polkappen verdunsten im Sommer teilweise, und sublimierter Wasserdampf bildet ausgedehnte Zirruswolken. Die Polkappen selbst bestehen aus Kohlendioxideis und Wassereis. Während des Marsfrühjahrs können in den ausgedehnten flachen Ebenen heftige Staubstürme auftreten, die mitunter große Teile der Marsoberfläche verhüllen.
Die Aufnahmen von Marssonden zeigen mitunter Windhosen, die über die Marsebenen ziehen und auf dem Boden dunkle Spuren hinterlassen.
Mars erscheint uns heute als trockener Wüstenplanet. Die bislang vorliegenden Ergebnisse der Marsmissionen lassen jedoch den Schluss zu, dass die Marsatmosphäre in der Vergangenheit (vor Milliarden Jahren) wesentlich dichter war und auf der Oberfläche des Planeten reichlich flüssiges Wasser vorhanden war.
Die Atmosphäre wurde offensichtlich im Laufe der Zeit vom Sonnenwind regelrecht abgetragen und in den Weltraum mitgerissen. Dies wurde durch die geringe Schwerkraft des Planeten und sein schwaches Magnetfeld begünstigt, das kaum Schutz vor den hochenergetischen Partikeln der Sonne bietet.