astroteme

Sunèev sustav je sustav zvijezde Sunca i manjih nebeskih tijela što ih okuplja zajednièka gravitacijska sila i kojima fizièko stanje odreðuje Sunèeva energija zraèenja. Sustav sadrži 8 planeta, 3 patuljasta planeta, više od 150 njihovih prirodnih satelita, te mnoštvo sitnih tijela: kometa, planetoida, tijela Kuiperova pojasa, meteoroida i meðuplanetne prašine. Sunèeva plazma ispunja heliosferu, a gravitacijski se utjecaj širi do podruèja Oortova kometskog oblaka (Jan Hendrik Oort), koji se nalazi bliže od susjednih zvijezda. Osam planeta razvrstano je u dvije skupine, unutarnju ili terestrièku, gdje se nalaze Zemlja i njoj slièna 3 planeta (Merkur, Venera i Mars), te u vanjsku ili jovijansku, s Jupiterom i njemu sliènim divovskim planetima Saturnom, Uranom i Neptunom. Unutarnja je skupina stjenovita, s tankim atmosferskim slojem (bez njega je jedino Merkur). Jovijanski su planeti plinoviti s malom stjenovitom jezgrom, i njihov je sastav bliži sastavu protoplanetnoga oblaka iz kojega su planeti nastali. Kemijski sastav Jupitera gotovo je identièan Sunèevu. Razlika izmeðu tih dviju skupina planeta posljedica je razvoja u kojem je zraèenje mladoga Sunca zagrijalo jezgre bližih planeta i oèistilo ih od lako isparivih elemenata. Dobivši tako èvrstu površinu, na njoj se geološkim procesima razvila sekundarna atmosfera od pretežitoga ugljikova dioksida (Venera i Mars) i tercijarna atmosfera Zemlje od dušika i kisika. Svi planeti osim Zemlje prozvani su po grèkim i rimskim božanstvima.



Sunce i planeti Sunèevog sustava (velièine su u mjerilu, ali ne i udaljenosti).

Patuljasti planeti su, prema odreðenju Meðunarodnoga astronomskog saveza iz 2006., Ceres (Cerera), najveæe tijelo glavnoga planetoidnoga pojasa, Pluton i Eris (Erida), najveæa transneptunska tijela. Eris, otkrivena 2003., promjera 2 400 do 3 000 km, veæa je od Plutona i zajedno s pratiocem Disnomijom meðu najdaljim je poznatim èlanovima Sunèeva sustava (srednja udaljenost od Sunca 67,7 astronomskih jedinica ili AJ). Glavni planetoidni pojas smješten u podruèju izmeðu Marsa i Jupitera sadrži mala èvrsta tijela graðena od stijena i metala. Ta se tijela razvijaju sudarno, a kreæu se oko Sunca istim smjerom kao i planeti, ali su im staze izduženije, zbog èega neki odlaze dalje od Saturna ili se približavaju Suncu bliže od Merkura. U Hrvatskoj se planetoidi prate i otkrivaju na zvjezdarnici u Višnjanu. Zbog intenzivna praæenja i poboljšanja mjernih metoda, u novije se doba otkriva mnogo planetoida koji prolaze pokraj Zemlje.

Bliža transneptunska tijela gibaju se u blizini ekliptièke ravnine, dok su dalja više raspršena pa se dijele u Kuiperov pojas (Gerard Kuiper) i u raspršeni disk. Graðena su od stijena i leda. Pretežno zaleðena tijela, s udjelom prašine, jesu kometi, kojih se manji dio nalazi u podruèju divovskih planeta (kratkoperiodni kometi), dok veæina pristiže iz Oortova oblaka i ima periode od više tisuæa godina (dugoperiodni kometi). Graðeni od zaleðenih tvari, kometi imaju svoje podrijetlo u prostorima iza Neptuna. Kometi u prolazu blizu Sunca razvijaju komu i rep te se postupno raspadaju. Ostarjeli kometi bez hlapljive tvari slièe planetoidima.

Postanak i razvoj Sunèeva sustava objašnjava se posljednjih nekoliko stoljeæa nizom kozmogonijskih hipoteza i teorija. Postojeæi podatci dokazuju da su planeti srasli od tvari prisutne u meðuzvjezdanom oblaku od kojega je nastalo i Sunce prije 4,65 milijarde godina. Tijela manje mase i ona udaljenija od Sunca brže su se hladila, zbog èega je starost najstarijega stijenja pojedinih tijela razlièita (na primjer na Mjesecu 4,45 milijarde godina, a na Zemlji 3,7 milijarde godina). Udaljeni planeti i njihovi sateliti brže su postigli sadašnju nisku temperaturu pa su gravitacijskom silom privukli plin iz maglice. Da se izbjegne zbrka, drugi sustavi nazivaju se planetarni sustavi. U veæini drugih jezika naziv je izveden iz rijeèi Sol, što je latinsko ime za Sunce.

Sudeæi po razvoju zvijezda, Sunèev je sustav nastao iz meðuzvijezdanom materijala koji se nalazio u spiralnom kraku naše Galaktike (Mlijeèni put). Hladni oblaci plina i praha postoje u galaktièkoj ravnini i danas, mnogo godina nakon nastanka prvih zvijezda Galaktike. Da bi se ti oblaci pretvorili u zvijezde, gravitacijska sila mora nadjaèati težnju plina da se širi (ekspandira). Da bi gravitacijsko privlaèenje nadvladalo, gustoæa oblaka mora pri danoj temperaturi prijeæi neku kritiènu vrijednost. Zamišljena su dva naèina na koja dolazi do poveæanja gustoæe: ulazak meðuzvjezdanog oblaka u podruèje spiralnog kraka galaktike ili pojava supernove u neposrednoj blizini. Izuèavanje galaktika pokazuje da je u krakovima meðuzvijezdana tvar veæe gustoæe nego izvan krakova, pa se s ulaskom oblaka u spiralni krak oblak usporava i sabija. S druge strane, supernove udarnim valovima zbijaju meðuzvijezdanu tvar. U sluèaju našeg sustava imamo potvrdu da se zbila eksplozija supernove. U ugljikovodiènim meteoritima naðeni su izotopi koji su potomci radioaktivnih elemenata kratkog vremena života, a koji se proizvode u toku eksplozije supernove. Prema broju atoma izotopa procijenjeno je da je od pojave supernove do ukruæivanja meteoritskog materijala prošlo od nekoliko milijuna do nekoliko desetaka milijuna godina.



Sunce




Sunce je najbliža zvijezda, središte sustava planeta, u kojem se nalazi i Zemlja. Smješteno je u ekvatorskoj ravnini Mlijeène staze, 26 000 svjetlosnih godina daleko od njezina središta, oko kojega obiðe za 230 milijuna godina brzinom od 230 km/s. Brzinom od 20 km/s giba se u smjeru zvijezde Vege (Sunèev apeks). Sunce je nastalo prije 4,65 milijarde godina kao treæa zvjezdana generacija, skupljanjem meðuzvjezdane tvari, kojoj se gustoæa poèela poveæavati potpomognuta vjerojatno udarnim valom bliske supernove. O njoj svjedoèi prisutnost složenih atomskih jezgara u Suncu i planetima, koje ne bi mogle, zbog relativno male mase Sunca, nastati nuklearnim procesima. Danas Sunce zraèi za treæinu više nego što je zraèilo u poèetku, a porast se nastavlja, pa se smatra da æe Zemlja postati nenastanjiva za manje od milijardu godina. Nakon 4 do 5 milijardi godina Sunce æe jako poveæati volumen i postati crvenim divom.

Sunce je žuta zvijezda spektralnoga razreda G2 i na glavnom nizu HR-dijagrama. Oblika je kugle s promjerom 1 392 000 km (109 Zemljinih promjera). Sunèev je volumen 1,3 milijuna puta veæi od Zemljina. Mase je 1,9891 · 1030 kg, 750 puta više od svih planeta zajedno, a 333 000 puta veæe od Zemlje. Prosjeène je gustoæe 1 400 kg/m3 (oko 1/4 gustoæe Zemlje). Zraèi snagom od 3,83 · 1026 W i ima uèinkovitu temperaturu vanjskoga sloja atmosfere (fotosfere) od 5 770 K. Sastoji se od ioniziranoga plina. Veæina poznatih elemenata otkrivena je i na Suncu. Dva su elementa najobilnija: 74% Sunèeve mase èini vodik, 24% helij, te 2% svi ostali elementi. U središtu Sunca, gdje se nalazi izvor energije i gdje temperatura doseže 15 milijuna Kelvina, a vodika je manje od helija.

Sunce se ne vrti kao kruta kugla, veæ mu je rotacija diferencijalna. Period vrtnje ekvatora iznosi 25 dana (s linearnom brzinom od 2 km/s), dok se period vrtnje u polarnim krajevima produljuje do 36 dana. Os rotacije nagnuta je prema okomici na ekliptiku za 7,2°. Zbog toga nagiba Sunèeva se kugla ne vidi sa Zemlje stalno u istoj projekciji. Sjeverni mu je pol prema nama najviše nagnut u rujnu. Zbog kretanja Zemlje oko Sunca vidljivi period rotacije ekvatora ne iznosi 25 veæ 27 dana (sinodièki period rotacije). U tom periodu Sunèeva aktivnost iskazuje promjene utjecaja na Zemlju.

Sunèev je izvor energije potjeèe od procesa fuzije proton-proton, kojim od vodikovih jezgara nastaju jezgre helija. Dokaz odvijanja nuklearnih procesa dalo je prouèavanje neutrina kao sporednih proizvoda termonuklearnih reakcija, koji gotovo brzinom svjetlosti pristižu do Zemlje izravno iz Sunèeva središta. Energija se iz središta prenosi najprije zraèenjem (radijativna zona), a zatim miješanjem (konvektivna zona). Znak su miješanja zrnca (granule) vidljiva u dubljim dijelovima fotosfere. Zraèenje od izvora do fotosfere zbog interakcija stiže u vremenu od više milijuna godina. U spektru Sunca prevladava infracrveno i vidljivo zraèenje koje je nepromjenjiva intenziteta. Ultraljubièasto i rendgensko zraèenje se stvara prolaznim procesima u višim slojevima atmosfere i promjenjiva je intenziteta.

Novim dijagnostièkim metodama, koje prakticira helioseizmologija, iscrpno se ispitala unutrašnjost Sunca. Kroz cijelo se Sunce prostiru akustièki valovi, slièno kao što se Zemljinom unutrašnjosti šire potresni valovi. Valovi se odbijaju od površinskih slojeva Sunca, u kojima gustoæa naglo pada. Dubina prodiranja valova ovisi o njihovoj valnoj duljini. S pomoæu njih ustanovljeno je da se dno konvektivne zone nalazi na 0,7 polumjera, te da ispod te zone više nema diferencijalne rotacije. S pomoæu tih valova potvrðen je teorijski model unutrašnjosti Sunca s vrlo velikom toènošæu. Sasvim praktièna disciplina, helioseizmološka holografija, prouèava stražnju, izravno nevidljivu Sunèevu stranu, predviðajuæi nastup aktivnih skupina pjega.

Sunèeva je atmosfera troslojna.
Fotosfera, prvi, najniži sloj iz kojega Sunèevo zraèenje pristiže do nas jest fotosfera, debljine nekoliko stotina kilometara. U fotosferi se nalaze Sunèeve pjege (makule), baklje (fakule), granule i supergranule. Sunèeve pjege, tamnija, i do 1 500 K hladnija podruèja fotosfere, posljedica su kvaziperiodiène evolucije Sunèeva magnetskog polja. Ono je proizvedeno strujanjima Sunèeve plazme ispod fotosfere, pretežno u konvektivnoj zoni, te na granici radijativne i konvektivne zone, a nastaje tzv. dinamo-mehanizmom, podržavanim konvekcijom i zvijezdinom vrtnjom. Polje se stalno razvija i mijenja oblike. Na poèetku ciklusa aktivnosti polje je slabo i ima oblik dipola. Zbog diferencijalne rotacije polje se deformira i silnice se u blizini ekvatora izdužuju; polje se razvija u niz petlji. Na prodoru petlji iz fotosfere javljaju se skupine pjega.

Kromosfera je visoka 2 000 km, niže je temperature od fotosfere. Iz nje se podižu bodlje (spikule), mali izbaèaji plina koji se dižu do visine od 7 000 do 9 000 km. Spikule nisu razmještene po cijelom Suncu, veæ su stiješnjene na rubovima supergranula. Iz kromosfere se dižu i prominencije, pojave nalik oblaku, koje se opažaju kao svijetle iznad ruba Sunèeva kruga, ili kao tamne (filamenti) kada se nalaze na disku. Veoma su razlièitih oblika i trajanja, od mirnih do eruptivnih. Njihov ionizirani plin podržavan je tlakom magnetskoga polja. Mirne prominencije preživljavaju i više mjeseci.

Korona je najrjeði dio Sunèeve atmosfere, oznaèuje prijelaz Sunèeve tvari u meðuplanetni prostor. Izmeðu kromosfere i korone tanak je prijelazni sloj u kojem se temperatura naglo povisuje od 1 do 10 milijuna Kelvina. Korona je vidljiva za vrijeme Sunèeve pomrèine. Najniže podruèje, K-korona, raspršuje Sunèevu svjetlost, E-korona emitira spektralne linije višestruko ioniziranih atoma, a u najvišoj, F-koroni, Sunèeva se svjetlost raspršuje na meðuplanetnom prahu. Gibanje plina u konvektivnoj zoni smatra se i razlogom diferencijalne rotacije. Daljnjim jaèanjem magnetskog polja pojavljuje se veæi broj pjega, aktivnih podruèja s bakljama, te brojni eksplozivni procesi, eruptivne prominencije, bljeskovi i koronini izbaèaji. Plin je u jakom i složenom magnetskom polju nestabilan i nije u ravnoteži. Eksplozivnim procesima troši se nagomilana energija magnetskoga polja, polje se pojednostavnjuje i prazni, èime završava ciklus aktivnosti.

Bljesak ili erupcija i koronini izbaèaji eksplozivni su procesi. Te su pojave posljedica naglog oslobaðanja magnetske energije i njezina prelaska u kinetièku energiju, toplinsku energiju i svjetlost. Bljesak je koncentriran u malom podruèju kromosfere iznad skupine pjega. Za razliku od bljeskova, izbaèaji zauzimaju prostor usporediv s velièinom Sunca, u obliku plinovitih lupina koje napuštaju Sunce i poremeæuju meðuplanetni prostor, kao i magnetosfere planeta (polarna svjetlost). Te pojave dovode do znatne promjene Sunèeva vjetra, koji nastaje isparivanjem korone, a širi se prosjeènom brzinom od 400 km/s. Sunèeva plazma ispunja prostor nazvan heliosferom, kojemu se polumjer procjenjuje na 100 astronomskih jedinica.

Terestrièki planeti

Terestrièki planeti su planeti s èvrstom površinom, za razliku od plinovitih divova. Naziv "terestrièki" je nastao od latinske rijeèi "terra" što znaèi "Zemlja", pa bi se atribut "terestrièki" mogao prevesti kao "Zemljoliki". Èesto ih se još naziva "unutarnjim planetima". Najveæim dijelom se sastoje od stijena, malog su promjera, prosjeèno oko 5 puta veæe gustoæe od vode i imaju rijetku atmosferu. Od plinovitih divova su odijeljeni pojasom asteroida za koji postoji pretpostavka da predstavlja ostatke neuspjelog, neformiranog petog terestrièkog planeta (pojas se nalazi izmeðu Marsa i Jupitera). Terestrièki planeti su tijekom svog stvaranja bili pod utjecajem više temperature i jaèe gravitacije, te su zato manji i bogati tvrðim materijalima poput silicija i željeza. Struktura sva èetiri terestrièka planeta našeg Sunèevog sustava je slièna: u njima se nalazi metalna jezgra, oko koje se nalazi silikatni omotaè.

Merkur




Merkur je planet najbliži Suncu; vrlo izdužene staze, kojoj numerièki ekscentricitet iznosi 0,206, pa pokazuje relativistièki zakret perihela. Maksimalna kutna udaljenost (elongacija) od Sunca iznosi 28°. Nema pratioca. U prosjeku je od Sunca udaljen 0,387 astronomskih jedinica (AJ) ili 57,91 milijuna kilometara, a približava se na 0,31 AJ (46 001 200 km) ili udaljuje na 0.47 AJ (69 816 900 km). Oko Sunca obiðe za zvjezdanu godinu (siderièku godinu) jednaku 88 dana. Promjer mu je 4 879,4 km, masa 0,055 Zemljine mase, srednja gustoæa 5 430 kg/m³. Os vrtnje okomita je na stazu. Okreæe se vrlo sporo i njegov siderièki dan traje 58,65 dana, što iznosi 2/3 siderièke godine, dok mu sinodièki (Sunèev) dan traje 176 dana. Zbog njegova svojstvena gibanja promatraè bi na Merkuru doživio dvostruk izlazak Sunca ili dvostruko podne.

Kod Merkura se zapažaju faze nalik fazama Mjeseca, jer se Merkur nalazi unutar staze Zemlje i sjaji od reflektirane Sunèeve svjetlosti. Kada je Merkur ispred Sunca, vidimo ga na istoènom nebu prije zore, a kada je iza Sunca vidimo ga na zapadnom nebu, poslije zalaska Sunca. U antièko doba nije uoèeno da se radi o istom planetu, pa se jutarnja pojava zvala Apolon a veèernja Hermes.

Merkur je gotovo tri puta manji od Zemlje, s površinskim ubrzanjem od 0,38 ubrzanja na Zemlji. Nema atmosferu u uobièajenom smislu, a zapaženi su plinovi kisik, vodik, helij i argon. Temperatura površine mijenja se od 100 K (- 173 °C) do 700 K ( 427 °C). Dio Merkurove površine snimila je svemirska letjelica Mariner 10 godine 1974. i 1975., od 2008. oko Merkura obilazi letjelica MESSENGER. Površina mu je prekrivena kraterima i malim "morima", te jako nalikuje Mjeseèevoj površini: zbog jaèe privlaène sile, krateri su mu zbijeniji. Najveæa je zaravan Ravnica vruæine (lat. Caloris Planitia). Na kori se vide ostatci velikih pomaka i stezanja planetnoga tijela uzrokovanoga hlaðenjem. Središte mu se sastoji pretežno od metala (procjenjuje se da je omjer željeza prema stijeni 70 : 30) i ima slabo magnetno polje. U naizmjeniènim vremenskim razmacima od 7 i 13 godina, vidi se kako prividno prelazi (tranzit) preko Sunèeva kruga.






Venera




Venera je drugi planet po udaljenosti od Sunca, bez satelita, nešto manji od Zemlje (promjer 12 104 kilometara). Na nebu je najsjajniji planet i pokazuje Venerine mijene. Od Sunca se najviše udalji 47° pa se vidi ili uveèer kao Veèernja zvijezda (grè. Hesper) ili ujutro kao Jutarnja zvijezda, odnosno Danica (grè.Fosforos). Os vrtnje gotovo je okomita na ravninu staze. Okreæe se retrogradno (smjer dnevnoga prividnog gibanja Sunca suprotan je onomu na Zemlji) i najsporije od svih planeta; siderièki period vrtnje (siderièki period) traje 243,0 dana i dulji je od godine, koja traje 224,7 dana, dok Sunèev dan na Veneri traje 116,7 dana, što je sumjerljivo s njezinom sinodièkom godinom (zvjezdana godina) od 583,9 dana.

Venerinu atmosferu otkrio je Mihail Vasiljeviè Lomonosov 1761. prilikom njezina tranzita (Venerin prijelaz), kada je pri dodiru Sunèeva kruga ugledao prosvijetljenu atmosferu. Teleskopskim motrenjima nije se na Veneri, zbog guste atmosfere, moglo vidjeti tlo. Veæina spoznaja o Veneri postignuta je s pomoæu svemirskih letjelica, pa tako i toèna vrijednost njezine mase (0,815 Zemljine mase). Prva se na njezino tlo spustila 1970. sovjetska letjelica Venera 7. Amerièka letjelica u orbiti (Magellan) snimila je od 1990. do 1992. Venerin reljef s pomoæu radara.

Venerina atmosfera 50 je puta gušæa od Zemljine, sadrži 96,5% ugljikova dioksida i 3,5% dušika; manjinski su sastojci ugljikov monoksid, argon, voda, sumporov dioksid, kisik, klorovodik, fluorovodik. Tlak pri tlu iznosi 90 · 105 Pa, a temperatura 733 K (460 °C), što je posljedica staklenièkog uèinka. Bez tog uèinka, zbog velikoga faktora odraza (albeda) atmosfere (0,65), temperatura bi na površini bila oko –20 °C, iako je Suncu bliže nego Zemlja. Sloj oblaka od kapljica razrijeðene sumporne kiseline nalazi se na visini od 50 do 65 kilometara i neproziran je; oblaci naglo nestaju s donje strane, gdje temperatura dostiže vrijednost pri kojoj se kapljice isparavaju. Tlak i temperatura Venerine atmosfere tek na visini od približno 50 kilometara podudaraju se s uvjetima na površini Zemlje. Brzina je vjetra na tlu oko 1 m/s. Na vrhu oblaka brzina je vjetra do 300 km/h, pa oblaèni sloj obiðe planet za približno 4 do 5 dana.

Venerin reljef sastoji se pretežno od blagih nizina, iz kojih se do visine od 3 do 4 kilometara uzdižu visoravni kontinentskih razmjera i mnogi vulkani, zasigurno ugasli. Velik je broj vulkana plitkih kratera. Posebni vulkanski oblici svojstveni Veneri krune su i arahnoidi, vulkani isprepleteni finom mrežom pukotina. Krune su brda s urušenim središtem i dubokim kružnim opkopom, promjera do 2 500 kilometara. Eruptivnim stijenama pokriveno je 85% površine. Tokovi lave pružaju se stotinama i tisuæama kilometara. Venera ima oko 800 udarnih kratera, u pravilu veæih od 3 kilometra. Najveæi je Meade, promjera 240 kilometara. Istaknute su visoravni Afroditina zemlja i Astartina zemlja, te vulkanski masivi Podruèje Alfa i Beta (lat. Alpha Regio i Beta Regio). Najviši je vrh u Maxwellovu gorju (lat. Maxwell Montes), s 10,8 kilometara visine nad srednjom razinom. Topografija se uglavnom služi ženskim imenima. Glavne sastojke tla, odreðene rendgenskim i gama spektrometrima, èini bazalt i granit. Mineralni sastav tla nije poznat. Erozija je vrlo izražena: gravitacijska erozija (urušavanje), kemijska (utjecaj jetkih sastavnica atmosfere), toplinska, eolska, te erozija geološkim procesima. Unutrašnjost Venere vjerojatno je slièna Zemljinoj, s tom razlikom što nema tektonike ploèa ni magnetskog polja.

Zemlja




Zemlja je treæi planet po redoslijedu udaljenosti od Sunca i najveæi meðu unutarnjim planetima. Prosjeèno je od Sunca udaljen 149,6 milijuna kilometara, što se uzima kao astronomska jedinica (AJ). Zemljina putanja nije jako izdužena, numerièki ekscentricitet Zemljine staze iznosi 0,016 79, zbog èega se Zemlja Suncu približi za 2,5 milijuna kilometara (perihel, oko 4. sijeènja) ili udalji za jednako toliko (afel, oko 4. srpnja). Ekscentricitet se u 100 000 godina mijenja za iznos od približno 0,003 2 do 0,005 7. S vremenom se mijenja i položaj Zemljine staze u ravnini gibanja, pa godišnji progradni zakret perihela (pomicanje u smjeru ophoda oko Sunca), potaknut utjecajem planeta i relativistièkim uèinkom, iznosi 11,63".

Zemlja ima svojstvenu topografiju (71% kore prekriveno je vodom), ima atmosferu s dušikom i kisikom, te biosferu. Jedini je planet koji ima oceane, atmosferu s mnogo kisika i živu geološku aktivnost. Do te raznolikosti, koju nema nijedan drugi planet, došlo je u toku razvoja. U oblikovanju atmosfere, na primjer suštinsku ulogu imali su procesi u organskoj tvari. Posebno, morske alge (modrozelene alge) izdvajaju iz atmosfere ugljikov dioksid i oslobaðaju kisik. Promatrana iz daljine, Zemlja je modrikasti planet. Zemlja je planet na kojem živi èovjek i jedini nama poznati planet na kojem postoji život. Evolucionisti smatraju da je Zemlja nastala prije otprilike 4,6 milijarda godina.

Mars



Mars je èetvrti planet po udaljenosti od Sunca, vidljiv sa Zemlje prostim okom i zato poznat od davnine. Promjer mu je 6 794 km, masa 0,107 Zemljine mase, srednja gustoæa 3,94 ∙ 103 kg/m3, a površinsko ubrzanje sile teže 0,38 ubrzanja sile teže na Zemlji. Ima dva pratioca nepravilna oblika, Deimos (11 km × 12 km × 15 km) i Phobos (19 km × 22 km × 27 km). Sunèev mu dan traje gotovo kao i Zemljin, 24 h i 40 min. Oko Sunca obiðe za 687 zemaljskih dana, od Sunca je prosjeèno udaljen 228 milijuna km, a zbog nagiba osi vrtnje prema ravnini staze od 25°12′ i izduljenosti staze, pokazuje godišnja doba. Pogled sa Zemlje otkriva na Marsu bijele polarne kape, crvenkastonaranèastu površinu s tamnijim i svjetlijim dijelovima te vrlo rijetku atmosferu, koja se sastoji od 95% ugljikova dioksida, 2,7% dušika, 1,6% argona te primjesa. Površinski tlak iznosi oko 700 Pa. U atmosferi se pojavljuju oblaci, a podižu se i pješèane oluje. Temperatura može biti od –140 °C do nešto više od 0 °C, ovisno o dobu dana i godine te o položaju Marsa na stazi. Pojave na površini nazivane su prema kontrastu morima, zaljevima, planinama i slièno (albedo), a stvaran reljef ustanovljen je s pomoæu meðuplanetarnih letjelica.

Polarne se kape sastoje od smrznute vode i ugljikova dioksida. Zimi se ugljikov dioksid djelomice smrzava pa atmosferski tlak pada za 1/3. Sjeverna i južna polutka geološki se razlikuju. Tlo sjeverne polutke geološki je mlaðe, reljef mu je nekoliko kilometara niži od reljefa južne polutke; na južnoj polutki prevladavaju udarni krateri od pada meteoroida, a na sjevernoj ugasli vulkani. Na Marsu se nalazi najviši ugasli vulkan u cijelom Sunèevu sustavu, Olympus Mons, visok više od 27 km i promjera veæega od 500 km. Marsovo tlo sastoji se od kremena i limonita i slièno je Zemljinu tlu, osim velike prisutnosti željeza na njegovoj površini (oko 13,5%) u obliku oksida, što tlu daje crvenkastonaranèastu boju. Mars ima ionosferu te vrlo slabo magnetsko polje. Tokovi nekadašnjih rijeka vode od južne na sjevernu polutku. Snimkama na površini ustanovljeno je postojanje sedimenata nastalih taloženjem u vodi. Zbog malene mase Mars je izgubio velik dio nekadašnje atmosfere i veæinu vode u slobodnom stanju, osim malih smrznutih kolièina na polovima. Moguæe je postojanje vode u smrznutom stanju ispod površine Marsa. Traga se i za moguæim ostatcima nekadašnjih oblika života, za sada bez pouzdanih podataka.

Asteroidni pojas



Asteroidni pojas ili glavni planetoidni pojas je podruèje Sunèeva sustava izmeðu Marsove i Jupiterove putanje u kojem se gibaju patuljasti planet Cerera ili Ceres, oko 750 000 planetoida (asteroida) s promjerom veæim od 1 kilometar (na primjer Junona, Vesta, Higijeja) i milijuni manjih. U tom se pojasu ne nalaze planetoidi Amori, Apoloni i Trojanci. Planetoidni pojas oblikovao se kad i ostali dijelovi Sunèeva sustava, a gravitacijski utjecaj Jupitera (plimna sila) onemoguæio je stvaranje planeta, ogranièio njegovu širinu i odredio pukotine u njemu (Kirkwoodove pukotine). Smatra se da su u tom podruèju postojala veæa tijela koja su prvih 10 milijuna godina bila iznutra vruæa. Ta su tijela bila izložena mnogobrojnim udarima pa su razmrvljena. Sadašnji planetoidni pojas sadrži samo malen dio mase prvotnoga (oko 0,1%), a ostatak je Sunèevim vjetrom potisnut u svemir.[8] Asteroidni pojas je podruèje s prosjeènim udaljenostima od Sunca izmeðu 1,7 i 4 AJ. Veæina asteroida u pojasu imaju ekscentricitete od 0,1 do 0,2. Podruèje najveæe gustoæe putanja asteroida je izmeðu 2,2 i 3,3 AJ.

Jovijanski planeti

U Sunèevom sustavu se nalaze 4 plinovita diva koji se zajednièki nazivaju jovijanskim planetima. To su Jupiter, Saturn, Uran i Neptun. Znanstvenici èesto planete Uran i Neptun svrstavaju u posebnu podklasu planeta - ledene divove ili uranske planete, zbog èinjenice da su sastavljeni uglavnom od leda i stijenja te plina, za razliku od "klasiènih" plinovitih divova kao što su Jupiter i Saturn. Uran i Neptun imaju mnogo manji udio vodika i helija zbog njihove veæe udaljenosti od Sunca.

Jupiter



Jupiter je planet s najveæim promjerom i najveæom masom u Sunèevu sustavu, peti po udaljenosti od Sunca (prosjeèna udaljenost mu je 778 milijuna kilometara); jednom obiðe Sunce za 11,862 godina. Masa mu je 318,4 puta veæa od Zemljine, a gustoæa mu je samo oko 1/4 gustoæe Zemlje. Velik dio volumena tvori vodik, koji zbog velike mase i gravitacije Jupiter nije izgubio od postanka Sunèeva sustava (4,6 milijarde godina), kao što se zbilo s drugim planetima. Prema astronomskim ispitivanjima, podatcima te prema teorijskoj obradbi, Jupiter se sastoji od razmjerno malene silikatne jezgre, okružene dvama slojevima tekuæega vodika; donji sloj, pod veæim tlakom, ima metalna svojstva, to jest vodikovi su elektroni u slabo vezanom ili u slobodnom stanju; gornji je sloj tekuæi vodik u molekularnom stanju (H2). Iznad površine nalazi se atmosfera debljine oko 1000 km (1/70 polumjera planeta). U atmosferi je utvrðena prisutnost vodika, metana, helija, amonijaka, amonijeva hidrosulfida i smrznute vode. Pretpostavlja se da postoje i drugi spojevi (vodikov sulfid, razlièiti organski spojevi, kompleksni anorganski polimeri).

Jupiter se vrlo brzo vrti (rotira), što, uz njegov velik promjer, uzrokuje jake centrifugalne sile, pa je izrazito spljošten prema polovima; ekvatorski mu je promjer 142 800 km, a polarni samo 134 000 km. Atmosfera, koja se zbog njezine gustoæe sa Zemlje jedino i vidi, raslojena je u pojase i zone. Rotacija mu je nejednolika: na ekvatoru jedan okret traje 9 h 50 min 30 s, a na 10° sjeverne ili južne širine 9 h 55 min 41 s. Jupiter ima oko 10 puta veæe magnetsko polje od Zemlje. U njegovoj su atmosferi zamjetljive meteorološke i magnetske pojave sliène onima na Zemlji, ali mnogo veæe raširenosti i trajanja (na primjer oluje sliène tropskim ciklonima). Do sada je otkriveno 67 Jupiterovih satelita, a èetiri najveæa otkrio je Galileo Galilei (do 1610.; galilejanski mjeseci). Dva najveæa, Ganimed i Kalista, veæi su od planeta Merkura. Potom slijede Ija i Europa, približno velièine Mjeseca.

Motrenja pomrèine Jupiterovih satelita služila su u pomorstvu za odreðivanje položaja broda, zemljopisne dužine, u doba kada nije bilo pouzdanih kronometara ni radiosignala. Na temelju neravnomjernosti u pojavama pomrèina satelita, s obzirom na njihovu udaljenost od Zemlje, izraèunao je Ole Rømer prvi put brzinu svjetlosti. Jupiterovi prsteni sastoje se od èestica mikroskopske velièine. Prošireni Halo prsten udaljen je od središta planeta 1,40 do 1,72 Jupiterovog polumjera, najsjajniji Glavni prsten na udaljenosti je od 1,72 do 1,81 polumjera, a rijetki Pauèinasti (engl.: Gossamer Ring) prsten udaljen je 1,81 do 3 polumjera.[9] Jupiter je èetvrto najsjajnije nebesko tijelo, nakon Sunca, Mjeseca i Venere (prividna magnituda). Jupiter ima 2,5 puta veæu masu od ukupne mase ostalih sedam planeta u Sunèevom sustavu i 71% od svekolike planetske mase u Sunèevu sustavu.

Saturn



Saturn je šesti planet u Sunèevu sustavu. Udaljen je 9,54 AJ odnosno 1 429 400 000 km od Sunca, promjera 120 536 km (na ekvatoru) i masu 5,68 × 1026 kg. Saturn je po volumenu i masi drugi planet nakon Jupitera. Uz Jupiter, Uran i Neptun pripada skupini plinovitih divova, planeta vanjskog dijela Sunèevog sustava. Saturn je planet najmanje gustoæe i s najveæim prstenom. Obiðe Sunce za 29,5 godina na srednjoj udaljenosti 1,426 · 109 km. Tijelo mu je znatno spljošteno (ekvatorski promjer 120 536 km, polarni promjer 108 728 km), tako da je najspljošteniji od planeta. Masa mu je 95 puta veæa od Zemljine. Jedini je planet kojega je gustoæa manja od gustoæe vode (690 kg/m3).

Saturn se sastoji pretežno od vodika i helija (jednak odnos kao kod Jupitera). Ispod plinovite atmosfere prostire se sloj molekularnoga vodika s nešto zamrznute tvari (u kojoj ima tragova metana, amonijaka i drugog), zatim sloj metalnoga vodika, te središte sa stjenovitom jezgrom. Temperatura je u središtu vrlo visoka (12 000 K), pa je to Saturnov izvor energije usporediv s energijom koju prima Sunèevim zraèenjem; temperature oblaènoga sloja iznosi –130 °C, dok bi temperatura samo zbog doprinosa Sunèeva zraèenja bila –170 °C. U atmosferi se primjeæuju svjetliji i tamniji oblaci usporedni s ekvatorom, manje istaknuti nego kod Jupitera, jer se, zbog niže temperature, stvaraju bliže središtu planeta. Meðu oblacima se opažaju vrtlozi, kao Velika bijela pjega. Infracrveno zraèenje otkriva topliji polarni vrtlog, takozvanu vruæu pjegu. Brzina vjetra iznosi do 500 m/s. U ekvatorskom podruèju planet se vrti s periodom od 10 h 14 min, a središte se, prema podatcima prikupljenima uz pomoæ radio valova, vrti s periodom od 10 h 39 min 22 s. Saturn ima prostrano magnetsko polje, kojega je magnetski moment 600 puta veæi od Zemljina, a magnetska indukcija na površini iznosi oko 50 μT. Za razliku od Jupitera, os vrtnje mu je primjetno nagnuta. Oko Saturna zabilježeno je 62 prirodna satelita, od kojih je 7 zaokruženo djelovanjem vlastite gravitacije (u stvarnosti ima ih više od 150).

Najpoznatije obilježje Saturna su planetarni prsteni koji ga okružuju u 7 pojaseva, oznaèenih slovima A do G. Oko Saturna kruži i mnoštvo prirodnih satelita, kojih je do sada otkriveno 62. Osim satelita, u ravnini Saturnova ekvatora kruži golem broj satelitskih èestica, koje èine koncentriène prstene. Saturnov je prsten prvi vidio Christiaan Huygens 1655. Glavni se dio prstena, promjera 275 000 km, dijeli na prsten A (vanjski) i prsten B (srednji), izmeðu kojih je Cassinijeva pukotina, te prsten C (unutarnji). Prsten D nalazi se najbliže planetu, dok se dalje od glavnoga dijela nalazi tanak prsten F (sastavljen od vrpca), širi prsten G i najširi E, usred kojega se giba prirodni satelit Enkelad. Debljina je glavnoga dijela prstena 1 km. Èine ga uglavnom ledene i manje èesto stjenovite èestice, obujam kojih se kreæe od praha pa do tijela metarskoga promjera. Na oblik i dijeljenje prstena utjeèu sateliti svojom gravitacijom.

Saturn odbija oko 47% Sunèeve svjetlosti (albedo 0,47). Saturn se za prosjeène opozicije (kada je najbliži Zemlji) vidi pod kutem od 20 luènih minuta, a magnituda mu je u prosjeku 0,7 (u najboljim uvjetima: 0,43). Saturn je jedan od najsvjetlijih objekata na nebu (iza Sunca, Mjeseca, Jupitera i Venere) pa je zato i poznat od davnina. Mali teleskop je dovoljan da se ugledaju prsteni. Sunèeva rasvjeta na Saturnu je oko 100 puta manja nego na Zemlji. Ravnotežna temperatura koju bi imao zbog Sunèeve rasvjete, 90 K, niža je od izmjerene prosjeène temperature, 95 - 105 K, što znaèi da ima znaèajan vlastiti izvor energije. Sjaj Saturna mijenja se kako se mijenja vidljivost prstena. Saturn su istraživale letjelice Pioneer 11 (1979.), Voyager 1 (1980.), Voyager 2 (1981.), a umjetnim satelitom postala je svemirska letjelica Cassini-Huygens, u srpnju 2004.

Uran



Uran je sedmi po redu planet od Sunca, na srednjoj udaljenosti od Sunca 19,23 astronomskih jedinica. To je prvi planet koji je bio otkriven teleskopom (William Herschel, 1781.), iako ga se može vidjeti i golim okom. Oko Sunca obiðe za 84,32 godine. Ekvatorskoga je promjera 51 118 km, oko 4 puta veæeg od Zemljina, masa mu je 14,5 puta veæa od Zemljine, obrne se oko osi za 17 sati 14 minuta, a gušæi je od vode 1,27 puta. Zbog brze vrtnje splošten je. Ekvator mu je otklonjen od ravnine staze za 97,8°, te mu je os vrtnje gotovo polegnuta u ravnini staze. Zbog toga mu se redoslijed godišnjih doba bitno razlikuje od redoslijeda ostalih planeta: èetvrtinu godine prema Suncu je okrenuto jedno od polarnih podruèja, kada se izmjena dana i noæi zbiva jedino u podruèju ekvatora, sa Suncem nisko pri obzoru. Drugu èetvrtinu godine prema Suncu je okrenuto ekvatorsko podruèje, s brzom izmjenom dana i noæi, i tako dalje. Iako ekvator nije stalno osunèan, temperatura na Uranu najviša je u ekvatorskom podruèju. U atmosferi, s najnižom temperaturom od –224 °C, pušu vrlo brzi vjetrovi u smjeru vrtnje i lebde oblaci metana. Zbog metana atmosfera ima modrikast odbljesak. Unutrašnjost Urana sadrži stjenovitu jezgru usporedivu sa Zemljom, oko koje se nalazi prostrani ledeni omotaè koji se sastoji od vode i amonijaka (vodeno-amonijaèni ocean), te najviše pridonosi ukupnoj planetnoj masi. Uran ima prostrano magnetsko polje kojemu je os prema osi vrtnje nagnuta za 60°, te za 1/3 polumjera udaljena od planetnoga središta; ima ionosferu i radijacijske pojasove. Uz 27 prirodnih satelita prati ga sustav od 13 tankih, odvojenih prstenova. Pet najveæih satelita jesu: Miranda, Ariel, Umbriel, Titanija i Oberon.

Uran odbija oko 51% Sunèeve svjetlosti (albedo 0,51). Za planete dalje od Saturna, antièki narodi nisu znali. Uran je na rubu vidljivosti golog oka jer mu je za opozicije sjaj dostigne prividnu magnitudu m = 5,8. Neptun za prosjeène opozicije ima zvjezdaju velièinu m = 7,6. Na srednjim udaljenostima od Sunca, koje iznosi 19,2 i 30 AJ, Uran i Neptun obiðu po stazama za 84 odnosno 165 godina. Stoga se meðu zvijezdama gibaju veoma sporo. Sa Zemlje se u najboljem sluèaju vide kao ploèice kutnog promjera 4" odnosno 2".

Neptun



Neptun, osmi i od Sunca najudaljeniji planet Sunèevog sustava. Nazvan po rimskom bogu mora, èetvrti je najveæi planet po promjeru i treæi po masi koja je sedamnaest puta veæa od Zemljine. Oko Sunca orbitira na prosjeènoj udaljenosti od 30,1 AJ. Astronomski simbol mu je ♆, stilizirana inaèica trozuba boga Neptuna.

Otkriven 23. rujna 1846., Neptun je prvi planet pronaðen matematièkim izraèunima, a ne empirijskim promatranjima. Nepredvidljive promjene u orbiti Urana uvjerile su francuskog astronoma Alexisa Bouvarda da mu na orbitu utjeèe gravitacija nepoznatog planeta. Neptun je u konaènici uoèio Johann Galle unutar stupnja od lokacije koju je predividio Urbain Le Verrier. Uskoro je otkriven i njegov najveæi prirodni satelit, Triton, dok je preostalih dvanaest otkrivano pomoæu teleskopa sve do 20. stoljeæa. Neptun je posjetila samo jedna svemirska letjelica, Voyager 2, koji je pokraj planeta preletio 25. kolovoza 1989.

Sastav Neptuna slièan je Uranovom sa zajednièkom osobinom da se razlikuju od plinovitih divova Jupitera i Saturna. Neptunova atmosfera, iako slièna plinovitim divovima, uz vodik i helij sadrži veæe kolièine "leda" poput vode, amonijaka i metana. Da bi naglasili njihova glavna svojstva, astronomi Neptun i Uran ponekad nazivaju "ledenim divovima." Unutrašnjost planeta uglavnom je sastavljena od stijena i leda. Plava pojava planeta rezultat je metana u atmosferi.

Suprotno od relativno nezanimljive atmosfere Urana, Neptunova atmosfera je prepoznatljiva po svojim aktivnim i vidiljivim vremenskim obrascima. Tako je na primjer tijekom preleta Voyagera 2 1989. na južnoj polutki primijeæena Velika tamna pjega usporediva s Velikom crvenom mrljom na Jupiteru. Ovakve vremenske pojave pokreæu najsnažniji vjetrovi u cijelom Sunèevom sustavu sa zabilježenim brzinama od èak 2 100 km/h. Zbog velike udaljenosti od Sunca, Neptunova vanjska atmosfera jedno je od najhladnijih mjesta u Sunèevu sustavu s temperaturama na vrhovima oblaka oko −218 °C (55 K). Temperature u središtu planeta iznose oko 5 000 °C. Neptun ima slabe i fragmentirane planetarne prstenove koji su možda otkriveni tijekom 1960-ih, no sa sigurnošæu su potvrðeni tek 1989. s Voyagerom 2.

Ekvator mu je otklonjen od ravnine staze za 28,3°. Zbog brze je vrtnje splošten. U plavièastoj atmosferi, na temperaturi od –220 °C, pušu vrlo brzi vjetrovi (oko 2000 km/h, brže nego na ikojem drugom planetu) i lebde oblaci metana s mnogo vrtloga, od kojih je najveæi Velika tamna pjega, obrubljena bijelim cirusima. S približavanjem Suncu (na eliptiènoj stazi) oblaci se jaèe razvijaju, vjerojatno zbog toplije i dinamiènije atmosfere. Neptun ima unutrašnji izvor topline koji temperaturi njegove površine pridonosi više no Sunèevo zraèenje. Magnetsko polje mu je slabije od polja drugih divovskih planeta, a os polja jako je nagnuta prema osi vrtnje – za 47°, pri èem je udaljena 0,5 polumjera od planetnoga središta. Neptun ima ionosferu i radijacijske pojaseve, a u središtu ima stjenovitu jezgru Zemljine velièine te plašt bogat vodom, metanom i amonijakom. Ima i 5 odvojenih tamnih prstenèiæa nepoznata sastava. Najveæi mu je satelit Triton s promjerom 2 706 km (otkrio ga je William Lassell 1846.); njegova je staza jako nagnuta prema planetnom ekvatoru i satelit se giba retrogradno.

Transneptunska tijela

Transneptunska tijela, tijela Sunèeva sustava koja se nalaze dalje od Neptuna, u Kuiperovu pojasu, u takozvanom raspršenom disku i u Oortovu oblaku (raspršeni disk može se smatrati unutarnjim dijelom Oortova oblaka). Pobrojeno ih je tisuæu, od kojih je znatan broj s promjerom veæim od 200 km. Razlikuju se po stazama, volumenu i fizièkim svojstvima. Mogu imati svojstva planetoida i kometa. U Kuiperovu pojasu nalaze se tijela kojima srednja udaljenost od Sunca iznosi do 47 astronomskih jedinica. Njihove su staze u prosjeku jaèe otklonjene (do 35°) od ravnine ekliptike, nego što su to staze tijela iz glavnoga planetoidnog pojasa. Unutarnji dio pojasa zauzimaju tijela na srednjoj udaljenosti od približno 40 astronomskih jedinica, plutini, koji predvoðeni Plutonom imaju periode revolucije u rezonanciji s Neptunom (246 godina : 164 godina = 3 : 2). Najveæi su plutini Pluton, Ork i Iksion. Tijela raspršenoga diska imaju veæe srednje udaljenosti od Sunca, s afelima duljim od 1000 astronomskih jedinica. U njih se svrstavaju Sedna i Erida. Erida volumenom nadmašuje Pluton. Analiza svjetlosti koju šalju svi daleki objekti pokazuje da se oni veæinom sastoje od mješavine stijenja i leda te po tome nalikuju kometima.

Kuiperov pojas



Kuiperov pojas je podruèje Sunèeva sustava na udaljenosti izmeðu 30 i 55 astronomskih jedinica od Sunca. U pojasu se nalaze Pluton, Haumea, Iksion, Kvaoar, Makemake, Ork i uglavnom manja ledena tijela. Prvo nakon Plutona otkriveno je 1992., a do danas ih je poznato više od tisuæu. Smatra se da ih je 100 000 s promjerom veæim od 100 km.

Oortov oblak je pretpostavljeni oblak koji èine kometi i slièna tijela okružujuæi Sunce na udaljenosti do treæine udaljenosti najbližih zvijezda. Jan Hendrik Oort je 1950. pretpostavio da taj oblak u obliku sferne ljuske èini svojevrsnu granicu Sunèeva sustava. U ravnini ekliptike u njem se istièe nešto gušæi prsten s veæim brojem kometa. Najgušæi je na udaljenosti od približno 50 000 astronomskih jedinica, a pretpostavlja se da se gubi na udaljenosti od približno 200 000 astronomskih jedinica. Kometi, kojih se ukupna masa procjenjuje na približno 40 masa Zemlje, u prosjeku su meðusobno udaljeni desetke milijuna kilometara. Smatra se da su tijela koja ga èine nastala na raznolikim udaljenostima od Sunca i da su utjecajem velikih planeta potisnuta na veliku udaljenost. Iz analize kemijskoga sastava kometa koji su se približili Suncu može se zakljuèiti da se tijela Oortova oblaka sastoje uglavnom od vode, metana, etana, ugljikova monoksida i vodikova cijanida iako je moguæe da postoje i stjenovita tijela. Najveæe je poznato tijelo iz Oortova oblaka patuljasti planet Sedna.

Mala tijela Sunèevog sustava

Mala tijela Sunèevog sustava su asteroidi (planetoidi), kometi, meteoriti i meteori, te sitna razdrobljena materija koja pluta meðuplanetarnim prostorom. Meðu prirodnim (planetskim) satelitima ima i tijela koja po fizièkim svojstvima pripadaju redu malih tijela. Zanimanje za asteroide obnovljeno je nedavno. Saznale su se nove èinjenice o njihovom fizièkom stanju i nasluèene su neposredne veze s ostalim malim nebeskim tijelima. Kako povezati komete s asteroidima, asteroide s meteorima, meteore s meteoritima? Usporedna kemijsko - mineraloška ispitivanja meteorita i asteorida, jednih u labaratotiju, drugih na daljinu, uz pomoæ optièkih metoda, dovela su do nedvojbenog zakljuèka da su meteoriti povezani s asteroidima. Meteoriti su izravni ostaci nekih asteroida. Istodobno, meteoriti namaju ništa fizièki zajedno s meteorskim rojevima. Meteore i meteorite potrebno je pažljivo razdvojiti, ne obaziruæi se na jeziènu sliènost i sliènost pojave na dijelu puta kroz atmosferu. Provjereno je da od kometa nastaju potoci meteora; potoci prate postojeæe komete ili se nalaze na putanjama išèezlih kometa, no ne zna se za ijedan takav meteor koji je izdržao kroz atmosferu. Prema tome, asteroidi ili planetoidi su povezani s meteoritima, a kometi s meteorima. O vezi asteroida i kometa spekulira se na razini kozmogonijskih teorija ili teorija o postanku Sunèeva sustava.

Zanimljivosti
Zagreb ima velik model Sunèeva sustava kojem je središte "Prizemljeno sunce" u Bogoviæevoj ulici. Vidi Zagrebaèki Sunèev sustav.
Saturn bi zbog svoje vrlo malene gustoæe mogao plutati po vodi.

Izvor: Wikipedija