Saules sistēma
| ||
|---|---|---|
| Saule | ||
| Iekšējās planētas | ||
| 1. Merkurs | ||
| 2. Venera | ||
| 3. Zeme | Mēness | |
| 4. Marss | Foboss, Deimoss | |
| Asteroīdu josla | Cerera, Pallāda, Jūnona, Vesta | |
| Ārējās planētas | 5. Jupiters | Jo, Eiropa, Ganimēds, Kallisto |
| 6. Saturns | Tētija, Diona, Reja, Titāns, Japets, Mimass, Hiperions, Fēbe,Jānuss, Epimētejs, Prometejs | |
| 7. Urāns | Miranda, Ariels, Umbriels, Titānija, Oberons | |
| 8. Neptūns | Tritons, Protejs, Nereīda | |
| Transneptūna objekti, Koipera josla | Plutino | Plutons (Harons) Iksions, Orks, Huija |
| Kvavars, Varuna, 2003 UB313 | ||
| Sedna | ||
| Orta mākonis | ||
Saules sistēma ir Saule un ap to riņķojošo debess ķermeņu kopums — astoņas planētas, kas veido planētu sistēmas, kā arī citi ievērojami mazāki ķermeņi, piemēram, pundurplanētas un Saules sistēmas mazie ķermeņi, piemēram, komētas un asteroīdi. Saules sistēma atrodas Piena Ceļa spirālzarā "Oriona rokā" (Orion Arm), 26 000 gaismas gadu attālumā no galaktikas centra.
Saules sistēmas veidošanās un evolūcija ir sākusies pirms 4,6 miljardiem gadu, kad sākās milzīga molekulārā mākoņa nelielas daļas gravitācijas sabrukums. Lielākā daļa no sabrukušās masas sakoncentrējās mākoņa centrā, tādā veidā izveidojoties Saulei, bet pārējais palika protoplanetārajā diskā, kur izveidojās planētas, pavadoņi, asteroīdi un citi Saules sistēmas mazie ķermeņi. Četras iekšējās planētas — Merkurs, Venera, Zeme un Marss — tiek sauktas arī par Zemes grupas planētām, jo tās sastāv galvenokārt no iežiem un metāla. Četras ārējās planētas, milzu planētas, ir ievērojami lielākas nekā iekšējās planētas. Divi lielākie gāzes giganti Jupiters un Saturns sastāv galvenokārt no ūdeņraža un hēlija; pašas tālākās planētas, ledus giganti Urāns un Neptūns sastāv galvenokārt no vielām ar relatīvi augstu kušanas temperatūru, salīdzinot ar ūdeņradi un hēliju, piemēram, sasaluša ūdens, amonjaka un metāna. Visām planētām ir gandrīz apļveida orbīta.
Saules sistēmā ir arī mazāki ķermeņi. Starp Marsu un Jupiteru esošā asteroīdu josla galvenokārt sastāv no vielām, kādas ir Zemes grupas planētu sastāvā, piemēram, akmens un metāla. Aiz Neptūna orbītas atrodas Koipera josla un izkliedētais disks. Šie transneptūna objekti sastāv galvenokārt no ledus, bet aiz tiem ir atklāti sednoidi. Ir arī grupa ar vairākiem desmitiem, iespējams, pat desmitiem tūkstošu objektu, kuri ir pietiekami lieli, lai riņķotu ap zvaigzni.[1] Šos objektus dēvē par pundurplanētām. Dažas no identificētajām pundurplanētām ir asteroīds Cerera un transneptūna objekti Plutons un Erīda. Dažādi citi mazi objekti, tostarp komētas, kentauri (asteroīdi no grupas starp Jupiteru un Neptūnu) un kosmiskie putekļi brīvi ceļo pa Saules sistēmu. Sešas planētas, vismaz trīs pundurplanētas un daudzus mazākus objektus apriņķo dabiskie satelīti, kurus parasti sauc par "pavadoņiem". Ap katru ārējo planētu riņķo planētas gredzens, kas sastāv no putekļiem un citiem maziem objektiem.
Saule izstaro tā saukto Saules vēju, kurš izplatās pat līdz izkliedētā diska vidum, veidojot heliosfēru. Tas ir punkts, kurā heliopauze no Saules vēja spiediena ir vienāda ar starpzvaigžņu vēja pretējo spiedienu. Orta mākonī veidojas komētas ar lielu apriņķošanas periodu.
Struktūra
labot šo sadaļu
Saules sistēmas galvenā sastāvdaļa ir Saule, G2 klases galvenās secības zvaigzne, kas satur 99,86% no sistēmas zināmās masas un dominē to gravitācijas.[2] Saules sistēmas četri lielākie orbitālie ķermeņi, milzu planētas veido 99% no atlikušās masas. Jupiters un Saturns kopā sastāda vairāk nekā 90% no masas. Līdz ar to Saules sistēmas cietie ķermeņi (ieskaitot zemes grupas planētas, pavadoņus, asteroīdus un komētas) kopā veido 0,0001% no Saules sistēmas kopējās masas.
Lielākā daļa lielo ķermeņu orbītā apkārt Saulei atrodas netālu no Zemes orbītas plaknes, kas pazīstama kā ekliptika. Planētas ir ļoti tuvu ekliptikai, turpretim Koipera josla, komētas (un citi Orta mākoņa ķermeņi) atrodas ļoti tālu no tās.[3][4] Visas planētas un daudzi citi ķermeņi apriņķo Sauli tādā pašā virzienā, kā griežas Saule (pretēji pulksteņa rādītāja virzienam).[5] Ir arī izņēmumi, piemēram, Haleja komēta.
Saules sistēmas sastāvs
labot šo sadaļuIekšējā Saules sistēma
labot šo sadaļuIekšējā Saules sistēma ir nosaukums reģionam, kas ietver Zemes grupas planētas un asteroīdus.[6] Tā sastāv galvenokārt no silikāta un metāliem. Iekšējās Saules sistēmas ķermeņi ir salīdzinoši tuvu Saulei; visa šī reģiona rādiuss ir mazāks nekā attālums starp Jupitera un Saturna orbītām. Šis reģions atrodas uz sala līnijas, kas atrodas nedaudz mazāk nekā 5 AU (aptuveni 700 miljons km) no Saules.[7]
Iekšējās planētas
labot šo sadaļu
Četrām iekšējām planētām jeb Zemes grupas planētām ir blīva, akmeņu kompozīcija, ar dažiem vai nevienu pavadoni, un tiem nav gredzenu. Tie sastāv galvenokārt no ugunsizturīgām minerālvielām, piemēram, silikāta, kas veido garozu un mantiju, un metāliem, piemēram, dzelzs un niķeļa, kas veido to kodolu. Trim no četrām iekšējām planētām (Veneras, Zemes un Marsa) atmosfēra ietekmē planētas pietiekami, lai radītu reljefu; visām planētām ir krāteri un tektoniskās virsmas funkcijas, piemēram, plaisu ielejas un vulkāni. Terminu "iekšējās planētas" nedrīkst jaukt ar zemākajām planētām, kas apzīmē tās planētas, kas ir tuvāk Saulei nekā Zeme (Merkurs un Venera).
Merkurs
labot šo sadaļuMerkurs (atrodas 0.4 AU no Saules) ir Saulei vistuvākā planēta un mazākā planēta Saules sistēmā. Merkuram nav dabīgo pavadoņu. Uz Merkura ir daudz krāteru, kas izveidojušies triecienu rezultātā. Merkura ļoti niecīgā atmosfēra sastāv no atomiem, kurus atnesis Saules vējš.[8] Tā salīdzinoši lielā dzelzs kodola un plānās mantijas izcelsme vēl nav izskaidrota. Ir hipotēzes, ka tā ārējās kārtas tika noārdītas ar milzīgu triecienu; vai ka tās pilnīgu saaugšanu aizkavēja jaunā Saules enerģija.[9][10]
Venera
labot šo sadaļuVenera (atrodas 0.7 AU no Saules) ir gandrīz tikpat liela kā Zeme. Veneras mantija ir bieza un sastāv no silikāta. Mantija atrodas ap dzelzs kodolu. Venerai ir iespaidīga atmosfēra, un uz tās ir atrasti pierādījumi par iekšējo ģeoloģisko aktivitāti. Tā ir daudz sausāka nekā Zeme un tās atmosfēra ir deviņdesmit reižu blīvāka par Zemes atmosfēru. Venerai nav dabisko pavadoņu. Tā ir karstākā Saules sistēmas planēta, tās virsmas temperatūra ir virs 400 °C, visticamāk, sakarā ar siltumnīcas efektu izraisošo gāzu apjomu atmosfērā.[11] Nav pierādīts, kāpēc uz Veneras notiek pašreizējā ģeoloģiskā aktivitāte, bet tai nav magnētiskā lauka, kas pasargātu tās atmosfēru no sarukšanas, kas liek domāt, ka tās atmosfēru bieži papildina vulkānu izvirdumi.[12]
Zeme
labot šo sadaļuZeme (atrodas 1 AU no Saules) ir lielākā un blīvākā iekšējā planēta, vienīgā zināmā planēta ar pašreizējo ģeoloģisko aktivitāti, un vienīgā planēta, uz kuras ir zināms, ka pastāv dzīvība.[13] Tās šķidrumu hidrosfēra ir unikāla starp zemes grupas planētām, un tā ir vienīgā planēta, kur ir novērota plātņu tektonika. Zemes atmosfēra radikāli atšķiras no citu planētu atmosfērām, jo tās sastāvā 21% ir skābeklis, tāpēc uz tās var pastāvēt dzīvība.[14] Zemei ir viens dabiskais pavadonis Mēness, kurš ir zemes planētu grupas lielākais pavadonis.
Marss
labot šo sadaļuMarss (atrodas 1.5 AU no Saules) ir mazāks par Zemi un Veneru. Tā atmosfēra sastāv no oglekļa dioksīda un tai ir 6.1 mbar virsmas spiediens.[15] Uz tā virsmas ir izveidojušies daudz milzīgu vulkānu, piemēram, Olimpa kalns, un plaisu ielejas, piemēram, Valles Marineris. Tā sarkanā krāsa rodas no dzelzs oksīda (rūsas), kas ir Marsa sastāvā.[16] Marsam ir divi dabiskie pavadoņi (Deimoss un Foboss).
Asteroīdu josla
labot šo sadaļuAsteroīdi ir objekti, kas ir mazāki par planētām, pārsvarā uzturas orbītā starp Marsu un Jupiteru un sastāv no negaistošām minerālvielām. Josla sastāv no desmitiem tūkstošu (iespējams, miljoniem) asteroīdu, kuru lielums svārstās no simts kilometriem līdz maziem putekļiem. Asteroīdus, kuru diametrs ir mazāks par 50 m, sauc par meteoroīdiem. Lielākais asteroīds, Cerera, ir sfērisks un tādēļ to var uzskatīt par planētu. Tiek uzskatīts, ka asteroīdi ir paliekas no mazām zemes grupas planētām, kurām neizdevās saplūst kopā Jupitera gravitācijas iejaukšanās dēļ. Asteroīdus iedala asteroīdu grupās, pamatojoties uz to orbītas īpašībām. Asteroīdu pavadoņi ir asteroīdi, kas riņķo ap lielākiem asteroīdiem. Tos nevar skaidri atšķirt kā planētu pavadoņus, jo reizēm tie ir gandrīz tikpat lieli kā to partneri.
Ārējā Saules sistēma
labot šo sadaļuĀrējās planētas
labot šo sadaļu
Četras ārējās planētas jeb gāzes milži ir tik lielas, ka kopā aizņem 99 procentus no orbītas ap Sauli. To lielie izmēri un attālums no Saules nozīmē, ka tās satur daudz ūdeņraža un hēlija, ko zemes grupas planētas nesatur.
Jupiters
labot šo sadaļuJupitera virsmas temperatūra ir ap −130 °C (140 K). Ārējā gāzveida atmosfēra sastāda 2% no Jupitera rādiusa, tā satur 77% ūdeņraža un 20% hēlija, pārējais ir amonjaks un metāns. Dziļāk viela kļūst blīvāka, zināmā mērā līdzinoties šķidrumam, šī sfēra aizņem 22% no planētas rādiusa, bet apmēram pusi no tā — metalizētā ūdeņraža slānis, kas rada spēcīgo planētas magnētisko lauku. Kodols aizņem 1/4 daļu no Jupitera rādiusa, tā temperatūra sasniedz 25 000 K, spiediens 5 milj. MPa, uzskata, ka tas sastāv no dzelzs un silikātiem.
Jupiteram ir vismaz 67 dabiskie pavadoņi. Pirmos četrus Jupitera pavadoņus atklāja jau 1610. gadā Galileo Galilejs. Starpplanētu kosmiskās zondes atklāja arī Jupitera gredzenu sistēmu, līdzīgu tai, kāda ir ap Saturnu, tikai mazāku.
Saturns
labot šo sadaļuAtmosfēras augšējo slāņu temperatūra ir −175 °C. Saturna virsmas vidējā temperatūra ir 143 kelvini. Saturnam ir ļoti blīva atmosfēra, kas sastāv galvenokārt no ūdeņraža un hēlija. Saturna ekvatoriālais diametrs ir 120 536 km, tas ir 9,45 reizes lielāks nekā Zemei. Saturns pārvietojas ap Sauli pa gandrīz riņķveida orbītu, veicot vienu apriņķojumu 29,9 Zemes gadu laikā. Vienu apgriezienu ap savu asi tas veic 10 stundās un 36 minūtēs. Ātrās rotācijas dēļ Saturns ir stipri saplacināts polu virzienā. Saturna īpaša pazīme ir tā gredzens, kas sastāv no ledus un putekļiem. Saturnam ir vismaz 61 pavadonis.
Urāns
labot šo sadaļuUrāna virsmas vidējā temperatūra ir 68 kelvini. Urānam ir ļoti blīva atmosfēra, kas sastāv galvenokārt no ūdeņraža un hēlija. Urāna ekvatoriālais diametrs ir aptuveni 51 118 km, tas ir 4 reizes lielāks nekā Zemei. Urāns pārvietojas ap Sauli pa gandrīz riņķveida orbītu, veicot vienu apriņķojumu 84 Zemes gadu laikā. Urāna rotācijas ass gandrīz sakrīt ar orbītas plakni (nobīdīta par 2°), tāpēc Urāns it kā "ripo" pa orbītu. Vienu apgriezienu ap savu asi tas veic 17 stundās un 14 minūtēs. Urānam ir vismaz 27 pavadoņi, kā arī gredzenu sistēma, kas sastāv no vismaz deviņiem šauriem gredzeniem.
Neptūns
labot šo sadaļuPlanētas vidējais attālums no Saules ir 30,1 AU. Neptūns pārvietojas ap Sauli pa gandrīz riņķveida orbītu, veicot vienu apriņķojumu vidēji 165 Zemes gadu laikā. Vienu apgriezienu ap savu asi tas veic 16 stundās un 6 minūtēs. Temperatūra Neptūna atmosfēras augšējā slānī ir 53 kelvini (−215 °C). Neptūnam ir ļoti blīva atmosfēra, kas sastāv galvenokārt no ūdeņraža un hēlija. Neptūna ekvatoriālais diametrs ir 49 528 km, tas ir 3,8 reizes lielāks nekā Zemei. Lai arī Neptūns izmēra ziņā ir mazāks kā Urāns, Neptūna masa ir lielāka par Urāna masu. Neptūnam ir 14 pavadoņi. Tam ir arī vismaz 3 planetārie gredzeni.
Koipera josla
labot šo sadaļuKoipera josla atrodas no aptuveni 30 AV līdz aptuveni 55 AV attālumā no Saules. Koipera josla sastāv no maziem ķermeņiem, kuru sastāvā ir sasaluši šķidrumi un gāzes, piemēram, ledus, metāns un amonjaks.
Koipera joslā atrodas pundurplanētas Plutons, Erīda, Makemake, Haumeja, kā arī pundurplanētu kandidāti Sedna, (225088) 2007 OR10, Kvavars un Orks, kā arī 19521 Haoss, Salacija, Varuna, (307261) 2002 MS4, 2012 VP113 un citi ķermeņi.
Orta mākonis
labot šo sadaļuEpika—Orta mākonis ir hipotētisks apgabals Saules sistēmā, kur pēc zinātnieku domām veidojas komētas ar ilgu apriņķošanas periodu. Zinātniski Orta mākoņa eksistence nav apstiprināta, bet daudzi novērojumi netieši uz to norāda. Attālums no Saules līdz Orta mākonim ir aptuveni no 50 000 līdz 100 000 astronomiskajām vienībām, kas atbilst gandrīz vienam gaismas gadam.
Vizuālais kopsavilkums
labot šo sadaļuŠajā sadaļā ir attēloti zināmie Saules sistēmas ķermeņi, kas sakārtoti pēc izmēra (bez atmosfēras vai gredzeniem, km).
 |
 |
 |
 |
 |
|
|
 |
| 1. Saule 696 342±65 km (zvaigzne) |
2. Jupiters 69 911±6 km (planēta) |
3. Saturns 58 232±6 km (planēta) |
4. Urāns 25 362±7 km (planēta) |
5. Neptūns 24 622±19 km (planēta) |
6. Zeme 6 371,0±0,01 km (planēta) |
7. Venera 6 051,8±1,0 km (planēta) |
8. Marss 3 389,5±0,2 km (planēta) |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
| 9. Ganimēds 2 634,1±0,3 km (Jupitera pavadonis) |
10. Titāns 2 576±2 km (Saturna pavadonis) |
11. Merkurs 2 439,7±1,0 km (planēta) |
12. Kallisto 2 410,3±1,5 km (Jupitera pavadonis) |
13. Jo 1 821,6±0,5 km (Jupitera pavadonis) |
14. Mēness 1 737,1 km (Zemes pavadonis) |
15. Eiropa 1 560,8±0,5 km (Jupitera pavadonis) |
16. Tritons 1 353,4±0,9 km (Neptūna pavadonis) |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
| 17. Plutons 1 186±2 km (pundurplanēta) |
18. Erīda 1 163±6 km (pundurplanēta) |
19. Titānija 788,4±0,6 km (Urāna pavadonis) |
20. 2007 OR10 767+38(−113) (pundurplanēta) |
21. Reja 763,8±1,0 km (Saturna pavadonis) |
22. Oberons 761,4±2,6 km (Urāna pavadonis) |
23. Japets 734,5±2,8 km (Saturna pavadonis) |
24. Makemake 715+19(−11) km (pundurplanēta) |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
| 25. Haumeja 620+34(−29) km (pundurplanēta) |
26. Harons 606±3 km (Plutona pavadonis) |
27. Umbriels 584,7±2,8 km (Urāna pavadonis) |
28. Ariels 578,9±0,6 km (Urāna pavadonis) |
29. Diona 561,4±0,4 km (Saturna pavadonis) |
30. Kvavars 555±3 km (pundurplanēta) |
31. Tētija 531,1±0,6 km (Saturna pavadonis) |
32. Sedna 500±80 km (pundurplanēta) |
 |
 |
 |
 |
 | |||
| 33. Cerera 473 km (pundurplanēta) |
34. 2002 MS4 467±24 km (pundurplanēta) |
35. Orks 458±13 km (pundurplanēta) |
36. Salacija 425±23 km (pundurplanēta) |
37.-50. Vesta 262,7±0,1 km (asteroīds) |
37.-50. Encelads 252,1±0,2 km (Saturna pavadonis) |
37.-50. Miranda 235,8±0,7 km (Urāna pavadonis) |
37.-50. Protejs 210±7 km (Neptūna pavadonis) |
Skatīt arī
labot šo sadaļu
Atsauces un piezīmes
labot šo sadaļu- ↑ "Today we know of more than a dozen dwarf planets in the solar system".The PI's Perspective Arhivēts 2014. gada 13. novembrī, Wayback Machine vietnē.
- ↑ M Woolfson (2000). "The origin and evolution of the solar system". Astronomy & Geophysics 41 (1): 1.12. Bibcode 2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. ISSN 1366-8781.
- ↑ Levison, H. F.; Morbidelli, A. (2003-11-27). "The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration". Nature 426 (6965): 419–421. Bibcode 2003Natur.426..419L. doi:10.1038/nature02120. PMID 14647375. Atjaunināts: 2012-05-26.
- ↑ Harold F. Levison, Martin J Duncan (1997). "From the Kuiper Belt to Jupiter-Family Comets: The Spatial Distribution of Ecliptic Comets". Icarus 127 (1): 13–32. Bibcode 1997Icar..127...13L. doi:10.1006/icar.1996.5637.
- ↑ Lisa Grossman. «Planet found orbiting its star backwards for first time». NewScientist, 2009. gada 13. augusts. Skatīts: 2009. gada 10. oktobris.
- ↑ «Inner Solar System». NASA Science (Planets). Arhivēts no oriģināla, laiks: 2009-05-11. Skatīts: 2009-05-09.
- ↑ «Frost line or snow line or ice line in the solar system — Astronoo». Arhivēts no oriģināla, laiks: 2015. gada 20. martā. Skatīts: 2015. gada 7. martā.
- ↑ Bill Arnett. «Mercury». The Nine Planets, 2006. Skatīts: 2006-09-14.
- ↑ Benz, W., Slattery, W. L., Cameron, A. G. W. (1988), Collisional stripping of Mercury's mantle, Icarus, v. 74, p. 516—528.
- ↑ Cameron, A. G. W. (1985), The partial volatilization of Mercury, Icarus, v. 64, p. 285—294.
- ↑ Mark Alan Bullock (1997) (PDF). The Stability of Climate on Venus. Southwest Research Institute. Arhivēts no oriģināla 2007-06-14. Atjaunināts: 2006-12-26.
- ↑ Paul Rincon. «Climate Change as a Regulator of Tectonics on Venus» (PDF). Johnson Space Center Houston, TX, Institute of Meteoritics, University of New Mexico, Albuquerque, NM, 1999. Arhivēts no oriģināla, laiks: 2007-06-14. Skatīts: 2006-11-19.
- ↑ «What are the characteristics of the Solar System that lead to the origins of life?». NASA Science (Big Questions). Arhivēts no oriģināla, laiks: 2011-09-15. Skatīts: 2011-08-30.
- ↑ Anne E. Egger, M.A./M.S. «Earth's Atmosphere: Composition and Structure». VisionLearning.com. Arhivēts no oriģināla, laiks: 2007-02-21. Skatīts: 2006-12-26.
- ↑ David C. Gatling, Conway Leovy. «Mars Atmosphere: History and Surface Interactions». In Lucy-Ann McFadden et al. Encyclopaedia of the Solar System, 2007. 301–314. lpp.
- ↑ «Mars: A Kid's Eye View». NASA. Arhivēts no oriģināla, laiks: 2014-10-20. Skatīts: 2009-05-14.
Ārējās saites
labot šo sadaļu
Vikikrātuvē par šo tēmu ir pieejami multivides faili. Skatīt: Saules sistēma.
- Encyclopædia Britannica raksts (angliski)
- Brockhaus Enzyklopädie raksts (vāciski)
- Krievijas Lielās enciklopēdijas raksts (krieviski)
- Zinātniskās fantastikas enciklopēdijas raksts (angliski)
- Enciklopēdijas Krugosvet raksts (krieviski)
- Saules sistēmas planētas (angliski)
- Saules sistēmas karte reālās proporcijās, kur 1 pikselis atbilst Mēness diametram (angliski)