Układ słoneczny.pdf

Układ Słoneczny

Układ Słoneczny – układ planetarny

składający się ze Słońca i powiązanych

z nim grawitacyjnie ciał niebieskich .

Ciała te to osiem planet , 166 znanych

księżyców [ 1] , pięć planet karłowatych

i miliardy małych ciał Układ u

Słonecznego, do których zalicza się

planetoidy, obiekty pasa Kuipera ,

komety,

meteoroidy

p ył

okołoplanetarny.

Zbadane regiony Układu Słonecznego

zawierają, licząc od Słońca: cztery

planety skaliste ( Merkury, Wenus,

Ziemia , Mars) , pas planet oid

składający się z małych skalistych ciał, cztery zewnętrzne planety-olbrzymy ( Jowisz , Saturn, Uran , Neptun ) oraz

drugi pas – pas Kuipera, składający się z obiektów skalno-lodowych. Za pasem Kuipera znajduje się dysk

rozproszony , dużo dalej heliopauza i w końcu hipotetyczny obłok Oorta . Odkryto także pięć planet karłowatych:

Ceres ( największy obiekt w pasie planetoid), Pluton (do 2006 uznawany za 9. planetę Układu), Haumea, Makemake

(drugi co do wielkości obiekt w pasie Kuipera) i Eris (największy znany obiekt w dysku rozproszonym).

Słońce, planety i planety karłowate Układu Słonecznego; wielkości w skali, odległości

nie zachowują skali

Sześć z ośmiu planet i trzy z planet karłowatych mają naturalne satelity , zwane księżycami. Każda z planet

zewnętrznych jest otoczona pierścieniami złożonymi z pyłu kosmicznego. Wszystkie planety z wyjątkiem Ziemi i

Urana (który zawdzięcza nazwę greckiemu bóstwu Uranos owi) noszą imiona bóstw z mitologii rzymskiej.

Szacuje się, że formowanie się i ewolucja Układu Słonecznego r ozpoczęły się 4,6 miliarda lat temu, gdy na skutek

grawitacyjnego zapadnięcia się części niestabilnego obłoku molekularnego rozpoczął się proces formowania Słońca

i innych gwiazd. Układ wciąż podlega ewolucyjnym i chaotycznym zmianom i nie będzie istniał wiecznie w obecnej

postaci. Za około 3 miliardy lat oczekiwane jest zderzenie Galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną , a w ciągu około

5 miliardów lat Słońce powiększy wielokrotnie swoją średnicę stając się czerwonym olbrzymem , co doprowadzi do

zniszczenia planet skalistych, wliczając w to Ziemię. Następnie Słońce odrzuci swoje zewnętrzne warstwy jako

mgławicę planetarną i przekształci się w białego karła , którego temperatura i jasność będą stopniowo spadać aż do

całkowitej "śmierci" gwiazdy.

Układ Słoneczny

Terminologia

Obiekty orbitujące wokół Słońca są

podzielone na trzy grupy: planety,

planety karłowate i małe ciała Układu

Słonecznego.

Astronomowie zwykle mierzą

odległości w Układzie Słonecznym w

jednostkach astronomicznych ( skrót:

j.a. lub AU ). Jedna jednostka

astronomiczna to średnia odległość

pomiędzy Ziemią a Słońcem czyli

około 149 598 000 km. Pluton jest

odległy o około 39,3 j.a. od Słońca,

podczas gdy Jowisz krąży po orbicie odległej o około 5,2 j.a. od Słońca. Jeden rok świetlny , jednostka używana do

wyrażania odległości międzygwiazdowych, to około 63 240 j.a.

Obszary Układu Słonecznego. Rozmiary i orbity planet nie w skali.

Nieformalnie, Układ Słoneczny jest czasami dzielony na oddzielne strefy. Wewnętrzny Układ Słoneczny zawiera

cztery planety skaliste i główny pas planetoid. Czasami definiuje się zewnętrzny Układ Słoneczny jako obejmujący

wszystko poza pasem planetoid [2] . Od czasu odkrycia pasa Kuipera, niektórzy używają tego określenia dla obszaru

poza orbitą Neptuna, a wtedy gazowe olbrzymy s tanowią "strefę środkową" [3] .

Planeta

Jest to ciało niebieskie, które znajduje się na orbicie wokół Słońca, ma wystarczającą masę aby własną grawitacją

pokonać siły ciała stałego tak, aby wytworzyć kształt odpowiadający równowadze hydrostatycznej (prawie okrągły)

i wyczyścić przestrzeń w pobliżu swojej orbity, oraz nie jest satelitą.

Planeta karłowata

Jest to ciało niebieskie, które znajduje się na orbicie wokół Słońca, ma wystarczającą masę aby własną grawitacją

pokonać siły ciała stałego tak, aby wytworzyć kształt odpowiadający równowadze hydrostatycznej (prawie okrągły),

nie wyczyściło przestrzeni w pobliżu swojej orbity, oraz nie jest satelitą.

Wszystkie pozostałe obiekty okrążające Słońce, oprócz satelitów, powinny być określane wspólnie jako "małe ciała

Układu Słonecznego".

Układ Słoneczny

Powstanie i ewolucja

Układ Słoneczny powstał około 4,6 miliarda

lat temu z zagęszczenia obło ku

molekularnego. Owa stosunkowo rzadka

chmura gazu (przede wszystkim wodoru i

helu) i pyłu kosmicznego o średnicy kilku

lat świetlnych, zapadła się grawitacyjnie –

prawdopodobnie pod wpływem jakiegoś

zaburzenia zewnętrznego, związanego na

przykład z niedalekim wybuchem

supernowej. Kurczeniu się obłoku

odpowiadało zwiększanie się gęstości,

szczególnie w centrum, oraz formowanie się

wirującego coraz szybciej dysku protoplanetarnego o średnicy około 200 j.a. [4] Centralny obiekt dysku –

protogwiazda – w końcu przekształcił się w Słońce, a w otaczającym je dysku poszczególne ciała niebieskie: przede

wszystkim planety, ale także i pozostałe składniki Układu Słonecznego.

Artystyczna wizja dysku protoplanetarnego

Struktura

Centrum Układu Słonecznego stanowi Słońce, gwiazda ciągu

głównego typu widmowego G2, która zawiera 99,86% znanej

masy Układu [5] i dominuje w nim grawitacyjnie [6] . Jowisz i

Saturn, dwa największe ciała orbitujące wokół Słońca, stanowią

Ekliptyka widziana w świetle słonecznym zza

Księżyca. Zdjęcie sondy Clementine. Od lewej:

Merkury, Mars, Saturn.

Położenie środka ciężkości Układu Słonecznego

względem Słońca w latach 1945 - 1995

więcej niż 90% pozostałej masy układu [7] [8] [9] [10] .

Układ Słoneczny

Większość orbit dużych ciał krążących wokół Słońca położona jest

blisko płaszczyzny orbity ziemskiej, zwanej ekliptyką , podczas gdy

orbity komet i obiektów Pasa Kuipera są zwykle położone pod

większym kątem do ekliptyki.

Wszystkie planety i większość innych ciał okrążają Słońce zgodnie z

kierunkiem jego własnej rotacji (przeciwnej do wskazówek zegara,

patrząc z góry na biegun północny Słońca). Istnieją też wyjątki, takie

jak Kometa Halleya .

Orbitalny ruch ciał niebieskich obiegających Słońce opisał Jan Kepler ,

formułując prawa ruchu planet . Według I prawa Keplera każde ciało

krąży (w przybliżeniu) po elipsie, a Słońce leży w jednym z ognisk

elipsy. Im bliżej Słońca znajduje się ciało, tym szybciej się porusza.

Orbity planet są zbliżone do okręgu, jednak wiele komet, planetoid i

obiektów Pasa Kuipera krąży po silnie wydłużonych elipsach. Z tego

powodu odległość ciała niebieskiego od Słońca zmienia się w trakcie

obiegu Słońca. Maksymalne zbliżenie do Słońca nazywane jest peryhelium , a największe oddalenie – aphelium.

Orbity ciał Układu Słonecznego w

proporcjonalnej skali (w kolejności wedle

wskazówek zegara poczynając od lewego

górnego rogu)

Ze względu na ogromne różnice w stosunkach odległości wiele wizualizacji Układu Słonecznego ukazuje orbity

planet w podobnych do siebie odległościach. W rzeczywistości, z kilkoma wyjątkami, im dalej planeta lub pas

planetoid znajduje się od Słońca, tym bardziej rośnie odległość pomiędzy jej orbitą a orbitą poprzedniego ciała. Na

przykład Wenus znajduje się średnio o 0,33 j.a. dalej niż Merkury, podczas gdy Saturn znajduje się o 4,3 j.a. dalej od

Jowisza, a Neptun krąży o 10,5 j.a. dalej od Urana. Podejmowano próby, aby określić związek pomiędzy tymi

odległościami (patrz: Reguła Titiusa-Bodego ), jednak żadna tego typu teoria nie znalazła wytłumaczenia i nie została

zaakceptowana.

Słońce

Duża masa Słońca umożliwiła uzyskanie wystarczająco wysokiej

temperatury, by mogła zachodzić reakcja termojądrowa, uwalniająca

ogromne ilości energii, która jest wysyłana w przestrzeń w większości

jako promieniowanie elektromagnetyczne , w tym i światło widzialne.

Gwiazdy porządkuje się na diagramie Hertzsprunga-Russella , na

którym umieszcza się je według jasności absolutnej i temperatury

powierzchni. Słońce jest klasyfikowane jako umiarkowanie duży żółty

karzeł , jednak ta nazwa może być myląca ponieważ, w porównaniu do

innych gwiazd w Galaktyce, Słońce jest raczej duże i jasne. Większość

gwiazd na diagramie Hertzsprunga-Russella położona jest w obszarze

nazywanym ciągiem głównym; Słońce leży właśnie pośrodku tego obszaru. Gwiazdy jaśniejsze i gorętsze od Słońca

występują rzadko. Gwiazdy ciemniejsze i chłodniejsze są powszechne [11] .

Słońce widziane w promieniach X

Miejsce Słońca w ciągu głównym określa go jako gwiazdę w "sile wieku". Nie wyczerpało ono jeszcze swojego

zapasu wodoru n iezbędnego do reakcji termojądrowej. Spalając wodór, Słońce staje się coraz jaśniejsze. We

wcześniejszych etapach swojego życia jego jasność wynosiła 75% obecnej jasności [12] .

Układ Słoneczny

Obliczenia dotyczące stosunku wodoru i helu wskazują, że

znajduje się ono mniej więcej w połowie swojego życia jako

gwiazda ciągu głównego. W końcu, za około pięć miliardów lat,

Słońce zacznie się znacznie szybciej zmieniać i opuści ciąg

główny - stanie się znacznie większe i chłodniejsze (czerwieńsze),

zmieniając się w czerwonego olbrzyma [ 13] . Wówczas jego jasność

absolutna będzie kilka tysięcy razy większa od obecnej, ale

temperatura jego powierzchni będzie znacznie mniejsza, taka jak

rozżarzonego węgla w ognisku (około 500 °C).

Słońce jest gwiazdą I populacji ; narodziło się w późniejszych

etapach ewolucji Wszechświata. Zawiera więcej pierwiastków

cięższych od wodoru i helu czyli tzw. " metali " (mówiąc w

żargonie astronomicznym) niż starsze gwiazdy II populacji [14] .

Pierwiastki cięższe niż wodór i hel powstają tylko w jądrach

gwiazd, a pierwiastki cięższe od żelaza tylko podczas eksplozji

gwiazd. Pierwsze pokolenie gwiazd (hipotetycznej III populacji i

częściowo II populacji) zakończyło swoją ewolucję w akcie eksplozji supernowej, dzięki czemu wszechświat został

wzbogacony o atomy pierwiastków ciężkich. Najstarsze gwiazdy zawierają niewiele metali , podczas gdy gwiazdy

powstałe później zawierają ich więcej. Ta właśnie duża zawartość metali jest, jak się wydaje, decydująca dla faktu,

że Słońce wytworzyło układ planetarny, gdyż planety formują się z dysków zawierających pył kosmiczny [15] .

Diagram Hertzsprunga-Russella

Materia międzyplanetarna

Oprócz światła , Słońce wyrzuca strumień naładowanych cząstek,

głównie protonów i elektronów, znany jako wiatr słoneczny . Cząstki te

są wyrzucane z prędkością około 1,5 miliona km/h [16] , strumień ten

jest hamowany przez pole magnetyczne Słońca, a w dużej odległości

od gwiazdy także przez wiatry ośrodka międzygwiezdnego

(galaktyczne); ocenia się, że wiatr słoneczny sięga do odległości co

najmniej 100 j.a. Aktywność słoneczna wpływa na intensywność

wiatru słonecznego, poprzez burze magnetyczne o raz koronaln e

wyrzuty masy , tworząc tak zwaną kosmiczną pogodę [17] .

Artystyczna wizja spirali Parkera

przedstawiającej zmiany pola magnetycznego w

płaszczyźnie równikowej Słońca wywołane

zmianami wiatru słonecznego. W wyniku obrotu

Słońca zmiany przybierają kształt spirali. Okręgi

ukazują orbity 5 planet (Merkury, Wenus,

Ziemia, Mars, Jowisz)

Pole magnetyczne Ziemi chroni jej atmosferę przed wiatrem

słonecznym. Wenus i Mars nie mają pola magnetycznego, dlatego

wiatr słoneczny powoduje, że ich atmosfery są powoli wywiewane w

przestrzeń [18] . Interakcja wiatru słonecznego z polem magnetycznym

planety tworzy zorze polarne obserwowane w pobliżu biegunów

Ziemi, a także planet-olbrzymów.

Przez Układ Słoneczny przechodzi także promieniowanie kosmiczne pochodzące spoza układu. Wiatr słoneczny w

obrębie heliosfery (zwłaszcza w gęstszym płaszczu) i planetarne pola magnetyczne częściowo chronią przed nim

Układ Słoneczny, choć nie wiadomo, w jakim stopniu. Nie jest także znany wpływ zmian pola magnetycznego

Słońca na gęstość promieniowania kosmicznego w ośrodku międzyplanetarnym [19] .

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: