Сонечная сыстэма

Зьвесткі зь Вікіпэдыі — вольнай энцыкляпэдыі.

Со́нечная сыстэ́ма — зорная сыстэма, якая складаецца з Сонцы і плянэтнай сыстэмы, уключае ў сябе ўсе натуральныя касьмічныя аб'екты, што круцяцца вакол Сонцы: плянэты і іх спадарожнікі, карлікавыя плянэты і іх спадарожнікі, а таксама малыя целы — астэроіды, мэтэароіды, камэты, касьмічны пыл.

Сонечная сыстэма (маштаб не выкананы)

Зьмест

1 Склад
2 Паходжаньне Сонечнай сыстэмы
3 Сонца й плянэты
4 «Адкрыцьцё» й дасьледаваньне Сонечнай сыстэмы
- 4.1 Геацэнтрычная й геліяцэнтрычная сыстэмы
5 Галяктычная арбіта
6 Сонечная сыстэма й міжзоркавае рэчыва
7 Глядзіце таксама
8 Вонкавыя спасылкі
9 Крыніцы

[рэдагаваць] Склад

Малыя целы Сонечнай сыстэмы
- Астэроіды
- Аб'екты пояса Койпера
- Карлікавыя плянэты
  - Цэрэра (раней якая лічылася астэроідам)
  - Плютон (раней які лічыўся дзявятай плянэтай Сонечнай сыстэмы)
  - Эрыс
- Аб'екты аблокі Аорта
  - Сэдна
- Камэты
  - Камэта Гальлея
- Мэтэорные целы

[рэдагаваць] Паходжаньне Сонечнай сыстэмы

Асноўны артыкул: Паходжаньне Сонечнай сыстэмы

Паводле сучасных дадзеных, Сонечная сыстэма сфармавалася прыблізна 5 мільярдаў гадоў назад у выніку сціска газапылавога воблака.

[рэдагаваць] Сонца й плянэты

Сонца — жоўты карлік спэктральнага кляса G2V — уяўляе сабой цэнтральнае цела Сонечнай сыстэмы, у якім засяроджана пераважная частка ўсёй яе масы (каля 99,9 %), і якое ўтрымлівае сваім прыцягненьнем плянэты й іншыя прыналежныя да Сонечнай сыстэме цела.

[рэдагаваць] Арбітальны рух плянэт

Усе плянэты круцяцца вакол Сонца ў адным накірунку, па эліптычных арбітах з невялікім эксцэнтрысытэтам і малым нахілам да плоскасьці экліптыкі, г.з. плоскасьці арбіты Зямлі. Самай вялікай кутняй хуткасьцю валодае Мэркурый — ён пасьпявае зьдзейсьніць поўнае абарачэньне вакол Сонцы ўсяго за 88 зямных сутак. А для самай далёкай плянэты — Нэптуна — арбітальны пэрыяд складае 165 гадоў. Плютон, раней які лічыўся плянэтай, мае анамальна вялікія значэньні эксцэнтрысытэту (0,25) і нахіл арбіты (17,1°). Як сьледства, зблізку пэрыгелія ён атрымліваецца бліжэй да Сонцы, чым Нэптун. Арбітальны рух Плютона й Нэптуна знаходзіцца ў рэзанансе 2:3 — два абарачэньня Плютон зьдзяйсьняе за той жа час, на працягу якога Нэптун робіць тры.

[рэдагаваць] Сутачнае кручэньне плянэт

Бо́льшая частка плянэт круціцца вакол сваёй восі ў той жа бок, што і круціцца вакол Сонцы. Выключэньні складаюць Вэнэра і Уран, прычым Уран круціцца, практычна «лежучы на боку».

[рэдагаваць] Параўнальная табліца асноўных парамэтраў плянэт

Усе парамэтры ніжэй паказаныя адносна іх значэньняў для Зямлі:

^* Абсалютныя значэньні прыведзеныя ў артыкуле Зямля.
^** Адмоўнае значэньне працягласьці сутак азначае кручэньне планэты вакол сваёй восі ў процілеглую, у параўнаньні з арбітальным рухам, бок.
^*** Неўзабаве пасьля адкрыцьця ў 1930 году, Плютон быў клясыфікаваны як плянэта Міжнародным Астранамічным Зьвязам. Аднак, засноўваючыся на зробленых пасьля адкрыцьцях, Плютон пазбаўлены гэтага статуту.
Плянэта	Экватарыяльны дыямэтар (зямных дыямэтраў)	Маса (зямных мас)	Арбітальны радыюс (а. а.)	Арбітальны пэрыяд (гадоў)	Суткі (зямных сутак)	Спадарожнікі
Мэркурый	0,382	0,06	0,38	0,241	58,6	няма
Вэнэра	0,949	0,82	0,72	0,615	?243^**	няма
Зямля^*	1,00	1,00	1,00	1,00	1,00	1
Марс	0,53	0,11	1,52	1,88	1,03	2
Юпітэр	11,2	318	5,20	11,86	0,414	63
Сатурн	9,41	95	9,54	29,46	0,426	60
Уран	3,98	14,6	19,22	84,01	?0,718^**	27
Нэптун	3,81	17,2	30,06	164,79	0,671	13
Плютон^***	0,24	0,0017	39,5	248,5	?6.5^**	2

Прыблізныя суадносіны памераў плянэт і Сонца

[рэдагаваць] «Адкрыцьцё» й дасьледаваньне Сонечнай сыстэмы

Тая акалічнасьць, што назіраць рухі нябесных сьвяцілаў чалавек быў змушаны з паверхні якая верціцца вакол сваёй восі і што рухаецца па арбіце Зямлі, на працягу шматлікіх стагодзьдзяў перашкаджала ўсьведамленьню структуры Сонечнай сыстэмы. Бачныя рухі Сонца й плянэт успрымаліся як іх праўдзівыя рухі вакол нерухомай Зямлі.

[рэдагаваць] Геацэнтрычная й геліяцэнтрычная сыстэмы

На працягу доўгага часу панавальнай была геацэнтрычная мадэль, у адпаведнасьці зь якой у цэнтры сусьвету нерухомая Зямля, а вакол яе па досыць складаным законам рухаюцца ўсе нябесныя целы. Найболей досыць гэтая сыстэма была распрацаваная Пталямэям і дазваляла з вельмі высокай дакладнасьцю апісваць назіраныя рухі сьвяцілаў.

Найважны прарыў у разуменьні праўдзівай структуры Сонечнай сыстэмы адбыўся ў XVI стагодзьдзі, калі вялікі польскі астраном Мікалай Капэрнік распрацаваў геліяцэнтрычную сыстэму сьвету. У яе аснове ляжалі наступныя сьцьвярджэньні:

у цэнтры сьвету знаходзіцца Сонца, а не Зямля;
шарападобная Зямля круціцца вакол сваёй восі, і гэтае кручэньне тлумачыць уяўны сутачны рух усіх сьвяцілаў;
Зямля, як і ўсе іншыя плянэты, круцяцца вакол Сонцы па акружнасьці, і гэтае кручэньне тлумачыць бачны рух Сонцы сярод зорак;
усё рухі ўяўляюцца ў выглядзе камбінацыі раўнамерных кругавых рухаў;
уяўныя прамыя і папятныя рухі плянэт прыналежаць ня ім, а Зямлі.

[рэдагаваць] Галяктычная арбіта

Становішча Сонцы ў нашай Галяктыцы

Сонечная сыстэма зьяўляецца часткай Млечнага Шляху — сьпіральнай галяктыкі, мае дыямэтар каля 30 тысяч парсэк (або 100 тысяч сьветлавых гадоў) і якая складаецца з прыблізна 200 мільярдаў зорак. Мы жывем зблізку плоскасьці сымэтрыі галяктычнай кружэлкі (на 20—25 парсэк вышэй, г.з. паўночней яго), на адлегласьці каля 8 тысяч парсэкаў (27 тысяч сьветлавых гадоў) ад галяктычнага цэнтра (г.з. практычна на паўдарогі ад цэнтра Галяктыкі да яе боку), на ўскраіне рукава Арыёна — аднаго з сьпіральных рукавоў Млечнага Шляху.

Сонца круціцца вакол галяктычнага цэнтра па амаль кругавой арбіце з хуткасьцю каля 220 км/г і зьдзяйсьняе поўнае абарачэньне за 226 мільёнаў гадоў. Гэты прамежак часу завецца галяктычным годам.

Акрамя кругавога руху па арбіце, Сонечная сыстэма зьдзяйсьняе вэртыкальныя ваганьні адносна галяктычнай плоскасьці, перасякаючы яе кожныя 30—35 мільёнаў гадоў і апыняючыся то ў паўночным, то ў паўднёвым галяктычным паўшар'і.^[1] ^[2] ^[3]

[рэдагаваць] Сонечная сыстэма й міжзоркавае рэчыва

Міжзоркавае асяродзьдзе ў навакольлях Сонечнай сыстэмы неаднастайна. Назіраньні паказваюць, што Сонца рухаецца з хуткасьцю каля 25 км/с скрозь Мясцовае міжзоркавае воблака й можа пакінуць яго на працягу наступных 10 тысяч гадоў. Вялікую ролю ва ўзаемадзеяньні Сонечнай сыстэмы з міжзоркавым рэчывам гуляе сонечны вецер.

Наша плянэтная сыстэма існуе ў вельмі разраджанай «атмасфэры» сонечнага ветру — струменя зараджаных часьціц (у асноўным вадародный і геліявай плязмы), зь велізарнай хуткасьцю якія мінаюць з сонечнай кароны. Сярэдняя хуткасьць струменя, назіраная на Зямлі, складае 450 км/с. Па меры выдаленьня ад Сонца, шчыльнасьць сонечнага ветру слабее, і надыходзіць момант, калі ён апыняецца больш ня ў стане стрымліваць ціск міжзоркавага рэчыва. Падчас сутыкненьняў утворыцца некалькі пераходных абласьцей.

[рэдагаваць] Мяжа ўдарнай хвалі

Спачатку сонечны вецер тармозіцца з звышгукавых хуткасьцяў, становіцца больш шчыльным, цёплым і турбулентным. Момант гэтага пераходу завецца мяжой ударнай хвалі (termination shock) і знаходзіцца на адлегласьці каля 95 а. а. ад Сонца. (Па дадзеных, атрыманым з касьмічнай станцыі «Вояджэр-1», ён перасёк гэтую мяжу ў сьнежні 2004 гада.)

[рэдагаваць] Геліясфэра й геліапаўза

Яшчэ прыблізна праз 40 а. а. сонечны вецер сутыкаецца з міжзоркавым рэчывам і канчаткова спыняецца. Гэтая мяжа, якая адлучае міжзоркавае асяродзьдзе ад рэчыва Сонечнай сыстэмы, завецца геліапаўзай. Па форме яна падобная на бурбалку, выцягнуты ў процілеглую руху Сонца бок. Вобласьць прасторы, абмежаваная геліапаўзай, завецца геліясфэрай.

Паводле дадзеных апаратаў Вояджэр геліапаўза з паўднёвага боку апынулася бліжэй, чым з паўночнай (73 і 85 астранамічных адзінкі адпаведна). Дакладныя чыньнікі гэтага пакуль невядомыя; паводле першых здагадак, асымэтрычнасьць геліапаўзы можа быць выкліканая дзеяньнем звышслабых магнітных палёў у міжзоркавай прасторы Галяктыкі.

[рэдагаваць] Галаўная ўдарная хваля

Па іншым боку геліапаўзы, на адлегласьці парадку 230 а. а. ад Сонца, уздоўж галаўной ударнай хвалі (bow shock) адбываецца тармажэньне з звышгукавых хуткасьцяў пранікальнага ў Сонечную сыстэму міжзоркавага рэчыва.

[рэдагаваць] Мяжа Сонечнай сыстэмы

Пытаньне аб тым, дзе менавіта сканчаецца Сонечная сыстэма й пачынаецца міжзоркавая прастора, неадназначны, паколькі зьвязаны з абласьцямі ўплыву двух розных зьяў — сонечнага ветру й сонечнага прыцягненьні. Нават далёка за межамі геліапаўзы Сонца апыняецца ў стане ўтрымліваць сваім прыцягненьнем іншыя аб'екты — аж да воблака Аорта — вялікай навалы камэт, якія распасьціраецца на адлегласьці ад 50 000 да 100 000 а. а. — амаль на сьветлавы год.

[рэдагаваць] Глядзіце таксама

[рэдагаваць] Вонкавыя спасылкі

Сонечная сыстэма — сховішча мультымэдыйных матэрыялаў

Інфармацыя па Сонечнай сыстэме

[рэдагаваць] Крыніцы

[0] Ask an astronomer

[1] Dynamics in Disk Galaxies

[2] Galactic Dynamics

[1]

[2]

[3]

п • а • р Сонечная сыстэма

Сонца • Геліясфэра Геліяабалонка Геліяпаўза Hydrogen wall	Плянэты ☾ = спадарожнік(-і) ∅ = кольца (-ы)		Мэркурый	Вэнэра	Зямля ☾	Марс ☾

			Юпітэр ☾ ∅	Сатурн ☾ ∅	Уран ☾ ∅	Нэптун ☾ ∅

	Карлікавыя плянэты		Цэрэра	Плютон ☾	Эрыс ☾
	Карлікавыя плянэты
	Малыя целы Сонечнай сыстэмы	Астэроіды (малыя плянэты)	Групы й сямействы: Вулканоіды • Калязямныя астэроіды • Галоўны пояс астэроідаў Траянскія астэроіды • Кентаўры • Нэптунскія траянцы • Спадарожнікі астэроідаў • Мэтэароіды
		Астэроіды (малыя плянэты)	Глядзіце таксама сьпіс астэроідаў, а таксама значэньні імёнаў астэроідаў.

		Транс- нэптунавыя аб'екты	Пояс Койпэра — Плютына: Аркус • Іксіён — Кьюбівана: 2002 UX₂₅ • Варуна • 1992 QB₁ • 2002 TX₃₀₀ • 2003 EL₆₁ • Квавар • 2005 FY₉ • 2002 AW₁₉₇
		Транс- нэптунавыя аб'екты	Расьсеяная кружэлка: 2002 TC₃₀₂ • 2004 XR₁₉₀ • Сэдна

		Камэты	Сьпісы пэрыядычных і непэрыядычных камэт • Дамоклоіды • Воблака Аорта
Глядзіце таксама астранамічныя аб'екты, сьпіс аб'ектаў сонечнай сыстэмы і Партал:Астраномія