Wikipedia

Sunčev sistem

Sunce, njegove planete i njihovi mjeseci

Sunčev ili solarni sistem čine Sunce, kao njegov centralni dio, planete i sva druga nebeska tijela koja se uslijed gravitacije kreću po određenoj orbiti oko Sunca. Od objekata koji su u direktnoj Sunčevoj orbiti najveće su planete, kojih je osam, a ostatak su patuljaste planete i mala tijela Sunčevog sistema.[1][2]

Sunčev sistem

Objekti koji su u indirektnoj orbiti oko Sunca jesu mjeseci. U direktnoj su orbiti oko pojedinih planeta, a dva najveća satelita u Sunčevom sistemu veća su od najmanje planete, Merkura.

Sunčev sistem nastao je prije 4,6 milijardi godina, i to gravitacijskim kolapsom divovskog međuzvjezdanog molekularnog oblaka. Većinu mase Sunčevog sistema čini Sunce, dok je najveći preostali dio mase sadržan u Jupiteru, najvećoj planeti sistema. Četiri najmanje unutrašnje planete sistema – Merkur, Venera, Zemlja i Mars – jesu terestričke planete, prvenstveno sastavljene od kamena i metala. Četiri vanjske planete u sistemu jesu divovske planete, znatno masivnije od terestričkih.

Dvije najveće planete, Jupiter i Saturn, su plinoviti divovi i sastoje se uglavnom od vodika i helija. Dvije najstarije planete, Uran i Neptun, su ledeni divovi i sastoje se uglavnom od materija s višom tačkom topljenja, kao što su voda, amonijak i metan. Svih osam planeta ima gotovo kružne orbite, koje gotovo leže u ravni zamišljenog diska, nazvanoj ekliptika.

Ti objekti mogu biti: asteroidi, komete i prirodni sateliti. Izraz se obično koristi za naš sistem, u kojem je Zemlja. Da se izbjegne zabuna, drugi solarni sistemi nazivaju se planetarni sistemi.
U većini drugih jezika naziv je izveden iz riječi Sol, što je latinsko ime za Sunce.

Otkriće i istraživanje Sunčevog sistema

uredi

Tokom većeg dijela historije čovječanstvo nije prepoznavalo ili razumijevalo koncept Sunčevog sistema. Većina ljudi do kasnog srednjeg vijeka (renesanse) vjerovala je da je Zemlja nepomična u centru svemira i da se kategorički razlikuje od božanskih ili eteričnih objekata koji su se kretali nebom. Iako je grčki filozof Aristarh sa Samosa nagađao o heliocentričnom uređenju svemira, Nikola Kopernik prvi je razvio matematički predvidiv heliocentrični sistem.

U 17. stoljeću Galileo Galilei otkrio je da Sunce ima pjege i da Jupiter ima četiri satelita u orbiti oko njega. Christiaan Huygens slijedio je Galileov rad, otkrivši Saturnov satelit Titan i oblik Saturnovih prstenova. Edmond Halley shvatio je 1705. da se ponovljena viđenja jedne komete odnose na isti objekt, koji se redovno vraća svakih 75–76 godina. To je bio prvi dokaz da sve osim planeta kruži oko Sunca. Otprilike u to vrijeme (1704) pojam "Sunčev sistem" prvi se put pojavio na engleskom jeziku. Godine 1838. Friedrich Bessel izmjerio je zvjezdanu paralaksu, prividni pomak u položaju zvijezde stvoren kretanjem Zemlje oko Sunca, pružajući prvi direktan, eksperimentalni dokaz za heliocentričnu teoriju. Poboljšanja u posmatračkoj astronomiji i upotreba bespilotnih letjelica omogućili su detaljnu istragu ostalih tijela u orbiti oko Sunca.

Tijela koja čine Sunčev sistem

uredi

Sunce pripada zvijezdama spektralne klase G2, gdje 99,86% mase sistema otpada na masu zvijezde.

Formacija i evolucija

uredi

Sunčev sistem je nastao prije 4,568 milijardi godina gravitacionim kolapsom područja unutar velikog molekularnog oblaka.[a] Ovaj početni oblak je vjerovatno bio nekoliko svjetlosnih godina u prečniku i vjerovatno je rodio nekoliko zvijezda.[4] Kao što je tipično za molekularne oblake, ovaj se uglavnom sastojao od Vodika, sa nešto Helija i male količine težih elemenata spojenih od strane prethodnih generacija zvijezda.[5]

Kako je pretsolarna maglina[5] kolabirala, očuvanje ugaonog momenta dovelo je do bržeg rotiranja. Centar, gdje se skupila većina mase, postajao je sve topliji od okolnog diska.[4] Kako se skupljajuća maglina brže rotirala, počela je da se spljoštava u protoplanetarni disk prečnika od otprilike 200 AJ (30 milijardi km)[4] i vruću, gustu protozvijezdu u centru.[6][7] Planete nastale akrecijom iz ovog diska,[8] u kojem su se prašina i plin gravitacijski privlačili, spajajući se u sve veća tijela. Stotine protoplaneta su možda postojale u ranom Sunčevom sistemu, ali su se ili spojile ili su bile uništene ili izbačene, ostavljajući planete, patuljaste planete i ostatke manjih tijela.[9][10]

 
Dijagram protoplanetni disk ranog Sunčevog sistema, od kojeg su nastala Zemlja i druga tijela Sunčevog sistema

Zbog svojih viših tačaka ključanja, samo metali i silikati mogu postojati u čvrstom obliku u toplom unutrašnjem Sunčevom sistemu blizu Sunca (unutar linije mraza). Oni su na kraju formirali kamenite planete Merkur, Veneru, Zemlju i Mars. Budući da su metalni elementi sadržavali samo vrlo mali dio solarne magline, terestrički planeti nisu mogle narasti tako veliki.[9]

Džinovske planete (Jupiter, Saturn, Uran i Neptun) formirale su dalje, iza linije mraza, tačku između orbite Marsa i Jupitera gde je materijal dovoljno hladan da isparljiva ledena jedinjenja ostanu čvrsta. Leda koji su formirali ove planete bilo je više od metala i silikata koji su formirali terestričke unutrašnje planete, što im je omogućilo da postanu dovoljno masivni da zahvate velike atmosfere vodika i helija, najlakših i najzastupljenijih elemenata.[9]

Ostaci krhotina koji nikada nisu postali planete skupljeni su u regijama kao što su asteroidni pojas, Kuiperov pojas i Oortov oblak.[9] Nica model je objašnjenje za stvaranje ovih regija i kako su se vanjske planete mogle formirati u različitim položajima i migrirati u svoje trenutne orbite kroz različite gravitacione interakcije.[11]

Unutar 50 miliona godina, pritisak i gustoća vodika u centru protozvijezde postali su dovoljno veliki da započne termonuklearnu fuziju.[12] Kako se helij akumulira u svom jezgru, Sunce postaje sve sjajnije;[13] na početku njegovog života glavne sekvence njegova sjaja je bila 70% od današnjeg.[14] Temperatura, brzina reakcije, pritisak i gustoća su se povećavali sve dok se nije postigla hidrostatska ravnoteža: toplotni pritisak koji je uravnotežio silu gravitacije. U ovom trenutku, Sunce je postalo zvijezda glavne sekvence.[15]

Faza glavne sekvence, od početka do kraja, trajala je oko 10 milijardi godina za Sunce u poređenju sa oko dvije milijarde godina za sve ostale naredne faze Sunčevog pre-reminentnog života zajedno.[16] Solarni vjetar sa Sunca stvorio je heliosferu i odnio preostali plin i prašinu sa protoplanetarnog diska u međuzvjezdani prostor.[13]

Sunčev sistem će ostati otprilike onakav kakav je danas sve dok se vodik u jezgri Sunca u potpunosti ne pretvori u helij, što će se dogoditi za otprilike 5 milijardi godina. Ovo će označiti kraj glavne sekvence Sunčevog života. U to vrijeme, jezgro Sunca će se kontrahirati fuzijom vodika koja se odvija duž ljuske koja okružuje inertni helij, a izlazna energija će biti veća nego sada. Spoljni slojevi Sunca će se proširiti do otprilike 260 puta svog trenutnog prečnika, a Sunce će postati crveni div. Zbog svoje povećane površine, površina Sunca će biti hladnija (2.330 °C) nego što je na glavnoj sekvenci.[16]

 
Pregled evolucije Sunca, G-tip zvijezde glavne sekvence. Otprilike 11 milijardi godina nakon što ga je formirao protoplanetarni disk Sunčevog sistema, Sunce će se proširiti i postati crveni div; Merkur, Venera i eventualno Zemlja će biti progutani.

Očekuje se da će Sunce u ekspanziji ispariti Merkur kao i Veneru, i učiniti Zemlju nenastanjivom (možda će je i uništiti). Na kraju, jezgro će biti dovoljno vruće za fuziju helija; Sunce će sagorjevati helij za djelić vremena nego što je sagorjevao vodik u jezgri. Sunce nije dovoljno masivno da započne fuziju težih elemenata, a nuklearne reakcije u jezgri će se smanjiti. Njegovi vanjski slojevi će biti izbačeni u svemir, ostavljajući za sobom gusti bijeli patuljak, polovinu originalne mase Sunca, ali samo veličine Zemlje.[17] Izbačeni vanjski slojevi će formirati ono što je poznato kao planetarna maglina, vraćajući dio materijala koji je formirao Sunce – ali sada obogaćen težim elementima poput ugljika – u međuzvjezdani medij.[18]

Sunčev sistem i ostali planetarni sistemi

uredi

Krajem 1990-ih čovjek je uspio pronaći dokaze o postojanju planeta izvan Sunčevog sistema. Otkriće drugih planetarnih sistema postalo je moguće nakon izgradnje moćnih optičkih teleskopa na Zemlji i razvoja posebnih elektronskih naprava (digitalnih kamera), komjuterskih tehnika obrade podataka, i razvoja dostupnih i jeftinih računarskih mreža. Kroz posmatranje Dopplerovog efekta u sjaju dalekih zvijezda astronomi su uspjeli dokazati postojanje drugih planetarnih sistema. Pri tome su prilikom posmatranja uspjeli ustanoviti i masu kao i osobine orbite planeta izvan Sunčeva sistema.

 
Odnos veličine planeta

Osobine glavnih planeta

uredi

Sve osobine i mjere u donjoj tablici su relativne u odnosu na planetu Zemlju:

Planet Promjer
ekvatora 		Masa Promjer
orbite 		Godina Dan
Merkur 0,382 0,06 0,38 0,241 58,6
Venera 0,949 0,82 0,72 0,615 -243
Zemlja 1,00 1,00 1,00 1,00 1,00
Mars 0,53 0,11 1,52 1,88 1,03
Jupiter 11,2 318 5,20 11,86 0,414
Saturn 9,41 95 9,54 29,46 0,426
Uran 3,98 14,6 19,22 84,01 0,718
Neptun 3,81 17,2 30,06 164,79 0,671

Također pogledajte

uredi

Bilješke

uredi
  1. ^ Datum je zasnovan na najstarijim analizama minerala pronađenim do danas u meteoritima, 4.568,2+0,2
    −−0,4     miliona godina, i smatra se da je to datum formiranja prvog čvrstog materijala u maglini koja kolabira.[3]

Reference

uredi
  1. ^ "The Solar System". solarviews.com. Pristupljeno 28. 12. 2018.
  2. ^ Choi, Charles Q.; November 14, Space com Contributor |; ET, 2017 11:39am. "Solar System Facts: A Guide to Things Orbiting Our Sun". Space.com. Pristupljeno 28. 12. 2018.
  3. ^ Bouvier, A.; Wadhwa, M. (2010). "The age of the Solar System redefined by the oldest Pb–Pb age of a meteoritic inclusion". Nature Geoscience. 3 (9): 637–641. Bibcode:2010NatGe...3..637B. doi:10.1038/NGEO941. S2CID 56092512.
  4. ^ a b c Zabludoff, Ann. "Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System". NATS 102: The Physical Universe. University of Arizona. Arhivirano s originala, 22. 8. 2011. Pristupljeno 27. 12. 2006.
  5. ^ a b Irvine, W. M. (1983). "The chemical composition of the pre-solar nebula". Cometary exploration; Proceedings of the International Conference. 1. str. 3. Bibcode:1983coex....1....3I.
  6. ^ Greaves, Jane S. (7. 1. 2005). "Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems". Science. 307 (5706): 68–71. Bibcode:2005Sci...307...68G. doi:10.1126/science.1101979. PMID 15637266. S2CID 27720602.
  7. ^ National Research Council, Division on Engineering and Physical Sciences; Space Studies Board, Committee on Planetary and Lunar Exploration (1990). "3. Present Understanding of the Origin of Planetary Systems". Strategy for the Detection and Study of Other Planetary Systems and Extrasolar Planetary Materials: 1990–2000. Washington D.C.: National Academies Press. str. 21–33. ISBN 978-0309041935. Arhivirano s originala, 9. 4. 2022. Pristupljeno 9. 4. 2022.
  8. ^ Boss, A. P.; Durisen, R. H. (2005). "Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation". The Astrophysical Journal. 621 (2): L137. arXiv:astro-ph/0501592. Bibcode:2005ApJ...621L.137B. doi:10.1086/429160. S2CID 15244154.
  9. ^ a b c d Bennett, Jeffrey O. (2020). "Chapter 8.2". The cosmic perspective (9th izd.). Hoboken, NJ: Pearson. ISBN 978-0-134-87436-4.
  10. ^ Nagasawa, M.; Thommes, E. W.; Kenyon, S. J.; Bromley, B. C.; Lin, D. N. C. (2007). "The Diverse Origins of Terrestrial-Planet Systems" (PDF). u Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. (ured.). Protostars and Planets V. Tucson: University of Arizona Press. str. 639–654. Bibcode:2007prpl.conf..639N. Arhivirano (PDF) s originala, 12. 4. 2022. Pristupljeno 10. 4. 2022.
  11. ^ Batygin, Konstantin; Brown, Michael E. (20. 6. 2010). "Early Dynamical Evolution of the Solar System: Pinning Down the Initial Conditions of the Nice Model". The Astrophysical Journal. 716 (2): 1323–1331. arXiv:1004.5414. Bibcode:2010ApJ...716.1323B. doi:10.1088/0004-637X/716/2/1323. S2CID 7609851.
  12. ^ Yi, Sukyoung; Demarque, Pierre; Kim, Yong-Cheol; Lee, Young-Wook; Ree, Chang H.; Lejeune, Thibault; Barnes, Sydney (2001). "Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The Y2 Isochrones for Solar Mixture". Astrophysical Journal Supplement. 136 (2): 417–437. arXiv:astro-ph/0104292. Bibcode:2001ApJS..136..417Y. doi:10.1086/321795. S2CID 118940644.
  13. ^ a b Gough, D. O. (novembar 1981). "Solar Interior Structure and Luminosity Variations". Solar Physics. 74 (1): 21–34. Bibcode:1981SoPh...74...21G. doi:10.1007/BF00151270. S2CID 120541081.
  14. ^ Shaviv, Nir J. (2003). "Towards a Solution to the Early Faint Sun Paradox: A Lower Cosmic Ray Flux from a Stronger Solar Wind". Journal of Geophysical Research. 108 (A12): 1437. arXiv:astroph/0306477. Bibcode:2003JGRA..108.1437S. doi:10.1029/2003JA009997. S2CID 11148141.
  15. ^ Chrysostomou, A.; Lucas, P. W. (2005). "The Formation of Stars". Contemporary Physics. 46 (1): 29–40. Bibcode:2005ConPh..46...29C. doi:10.1080/0010751042000275277. S2CID 120275197.
  16. ^ a b Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert (maj 2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155–163. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. S2CID 10073988.
  17. ^ Pogge, Richard W. (1997). "The Once & Future Sun". New Vistas in Astronomy. Arhivirano s originala, 27. 5. 2005. Pristupljeno 7. 12. 2005.
  18. ^ Wendel, JoAnna (8. 1. 2022). "When will the Sun die?". Space.com. Arhivirano s originala, 9. 3. 2022. Pristupljeno 10. 3. 2022.

Vanjski linkovi

uredi
 
Commons logo
Commons ima datoteke na temu: Sunčev sistem
Preuzeto iz "https://bs.wikipedia.org/w/index.php?title=Sunčev_sistem&oldid=3572551"