Перайсьці да зьместу

Сонечная сыстэма

Правіць спасылкі
Зьвесткі зь Вікіпэдыі — вольнай энцыкляпэдыі
Сонечная сыстэма (маштаб ня выкананы)

Со́нечная сыстэ́ма — зорная сыстэма, якая складаецца з Сонца і плянэтнай сыстэмы, уключае ў сябе ўсе натуральныя касьмічныя аб’екты, што круцяцца вакол Сонца: плянэты і іх спадарожнікі, карлікавыя плянэты і іх спадарожнікі, а таксама малыя целы — астэроіды, мэтэароіды, камэты, касьмічны пыл. Сонечная сыстэма сфармавалася шляхам гравітацыйнага сьціску газапылавога воблака прыкладна 4,57 мільярдаў гадоў назад[1]. Большая частка масы аб’ектаў Сонечнай сыстэмы, прыпадае на Сонца, а астатняя частка зьмяшчаецца ў васьмі адносна адасобленых плянэтах, якія маюць амаль кругавыя арбіты й разьмяшчаюцца ў межах амаль плоскага дыску — плоскасьці экліптыкі. Агульная маса сыстэмы складае каля 1,0014 M ☉.

Чатыры меншыя ўнутраныя плянэты: Мэркурый, Вэнэра, Зямля й Марс (таксама званыя плянэтамі зямной групы), складаюцца ў асноўным з сылікатаў і мэталаў. Чатыры зьнешнія плянэты: Юпітэр, Сатурн, Уран і Нэптун, таксама званыя газавымі гігантамі, нашмат больш масіўныя, чым плянэты зямной групы. Найбуйнейшыя плянэты Сонечнай сыстэмы, Юпітэр і Сатурн, складаюцца, галоўным чынам з вадароду й гелю; зьнешнія, больш меншыя Ўран і Нэптун, акрамя вадароду й гелю, утрымліваюць у сваім складзе мэтан і чадны газ[2]. Такія плянэты вылучаюцца ў асобную клясу «ледзяных гігантаў»[3]. Шэсьць плянэтаў з васьмі й тры карлікавыя плянэты акружаны натуральнымі спадарожнікамі. Кожная са зьнешніх плянэтаў акружаная колцамі пылу й іншых часьцінак.

У Сонечнай сыстэме існуюць дзьве вобласьці, запоўненыя малымі целамі. Пояс астэроідаў, які знаходзіцца паміж Марсам і Юпітэрам, падобны па складзе з плянэтамі зямной групы, паколькі складаецца з сылікатаў і мэталаў. Найбуйнейшымі аб’ектамі пояса астэроідаў зьяўляюцца Цэрэра, Паляда й Вэста. За арбітай Нэптуна разьмяшчаюцца транснэптунавыя аб’екты, якія складаюцца з замерзлай вады, аміяку й мэтану, найбуйнейшымі зь якіх зьяўляюцца Плютон, Сэдна, Хаўмэя, Макемаке й Эрыс. У Сонечнай сыстэме існуюць і іншыя папуляцыі малых целаў, як то плянэтныя квазіспадарожнікі й траянцы, калязямныя астэроіды, кентаўры, дамаклёіды, а таксама перамяшчаюцца па сыстэме камэты, мэтэароіды й касьмічны пыл.

Сонечны вецер, то бок струмень плязмы ад Сонца, стварае бурбалку ў міжзоркавай асяродзьдзі, званы геліясфэрай, якая распасьціраецца да краю расьсеянага дыску. Гіпатэтычнае воблака Оорта, служыць крыніцай доўгапэрыядычных камэтаў, можа прасьцірацца на адлегласьць прыкладна ў тысячу разоў далей за геліясфэру. Сонечная сыстэма ўваходзіць у склад галяктыкі Млечны Шлях.

Склад

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Паходжаньне Сонечнай сыстэмы

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]
Асноўны артыкул: Паходжаньне Сонечнай сыстэмы

Паводле сучасных зьвестак, Сонечная сыстэма сфармавалася прыблізна 5 мільярдаў гадоў таму у выніку сьціска ґазапылавога воблака. Гэтае пачатковае воблака было, верагодна, памерам у некалькі сьветлавых гадоў і зьяўлялася прабацькам для некалькіх зорак[4].

У працэсе сьціску памеры газапылавога воблака памяншаліся й, у сілу закона захаваньня вуглавога моманту, павялічвалася хуткасьць кручэньня воблака. Цэнтар, дзе сабралася вялікая частка масы, станавіўся ўсё больш і больш гарачым, чым навакольны дыск[4]. З-за кручэньня хуткасьці сьціску воблака паралельна й пэрпэндыкулярна восі кручэньня адрозьніваліся, што прывяло да паслабленьня воблака й фармаваньня характэрнага протаплянэтнага дыску дыямэтрам прыкладна 200 а. а.[4] і гарачай, шчыльнай протазоркай у цэнтры[5]. Мяркуецца, што на гэтай стадыі эвалюцыі Сонца было зоркай тыпу T Цяля. Вывучэньне зорак тыпу T Цяля паказваюць, што яны часьцяком акружаны протаплянэтными дыскамі з масамі 0,001—0,1 сонечнай масы, зь пераважным адсоткам масы імглістасьці, засяроджаным непасрэдна ў зорцы[6]. Плянэты сфармаваліся шляхам акрэцыі з гэтага дыску[7].

На працягу 50 млн гадоў ціск і шчыльнасьць вадароду ў цэнтры протазоркі сталі дастаткова высокімі для пачатку тэрмаядзернай рэакцыі[8]. Тэмпэратура, хуткасьць рэакцыі, ціск і шчыльнасьць павялічваліся, пакуль не была дасягнута гідрастатычная раўнавага зь цеплавой энэргіяй, супрацьстаялай сіле гравітацыйнага сьціску. На гэтым этапе Сонца стала паўнавартаснай зоркай галоўнай пасьлядоўнасьці[9].

Сонца й плянэты

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]
Праходжаньне Вэнэры па дыску Сонца

Сонца зьяўляецца жоўтым карлікам спэктральнай клясы G2V і 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 сыстэмы целы. Становішча Сонца паказвае, што яно яшчэ ня вычарпала свой ​​запас вадароду для ядзернага сынтэзу й знаходзіцца прыкладна ў сярэдзіне сваёй эвалюцыі. Цяпер Сонца паступова становіцца больш яркім, на больш раньніх стадыях разьвіцьця ягоная яркасьць складала толькі 70% ад сёньняшняй[10].

Сонца ёсьць зоркай I тыпу зорнага насельніцтва, яно ўтварылася на параўнальна позьняй прыступкі разьвіцьця Сусьвету й таму характарызуецца вялікім утрыманьнем элемэнтаў цяжэйшым за вадарод і гель (у астраноміі прынята называць такія элемэнты «мэталамі»), чым больш старыя зоркі II тыпу[11]. Элемэнты больш цяжкія за вадарод і гель, фармуюцца ў ядрах першых зорак, таму, перш чым Сусьвет здолеў быць узбагачаны гэтымі элемэнтамі, павінна было прайсьці першае пакаленьне зорак. Самыя старыя зоркі ўтрымліваюць мала мэталаў, а больш маладыя зоркі ўтрымліваюць іх больш. Мяркуецца, што высокая мэталёвасьць была вельмі важная для стварэньня ў Сонца плянэтнай сыстэмы, таму што плянэты фармуюцца нляхам акрэцыі «мэталаў»[12].

Арбітальны рух плянэт

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Усе плянэты круцяцца вакол Сонца ў адным кірунку, па эліптычных арбітах зь 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 Сонца ўсяго за 88 зямных сутак. А для самай далёкай плянэты — Нэптуну — 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 Сонца, чым Нэптун. Арбітальны рух Плютона й Нэптуна знаходзіцца ў рэзанансе 2:3 — два абарачэньні Плютон зьдзяйсьняе за той жа час, на працягу якога Нэптун робіць тры.

Сутачнае кручэньне плянэт

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

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

Параўнальная табліца асноўных парамэтраў плянэт

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

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

«Адкрыцьцё» й дасьледаваньне Сонечнай сыстэмы

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

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.

Ґеацэнтрычная й геліяцэнтрычная сыстэмы

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

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 зь вельмі высокай дакладнасьцю апісваць назіраныя рухі сьвяцілаў.

Найважнейшы прарыў у разуменьні праўдзівай структуры Сонечнай сыстэмы адбыўся ў XVI стагодзьдзі, калі 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 Сонца па акружнасьці, і гэтае кручэньне тлумачыць бачны рух Сонца сярод зорак;
  • усё рухі ўяўляюцца ў выглядзе камбінацыі раўнамерных кругавых рухаў;
  • уяўныя прамыя і папятныя рухі плянэт прыналежаць ня ім, а Зямлі.

Ґаляктычная арбіта

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]
Становішча Сонца ў нашай Галяктыцы

Сонечная сыстэма зьяўляецца часткай Млечнага Шляху — сьпіральнай ґаляктыкі, якая 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 цэнтру (г.з. практычна на паўдарогі ад цэнтру Галяктыкі да яе боку), на ўскраіне рукава Арыёна — аднаго зь сьпіральных рукавоў Млечнага Шляху.

Сонца круціцца вакол ґаляктычнага цэнтру па амаль кругавой арбіце з хуткасьцю каля 220 км/с і зьдзяйсьняе поўнае абарачэньне за 226 мільёнаў гадоў. Гэты прамежак часу завецца ґаляктычным годам.

Акрамя кругавога руху па арбіце, Сонечная сыстэма зьдзяйсьняе вэртыкальныя ваганьні адносна ґаляктычнай плоскасьці, перасякаючы яе кожныя 30—35 мільёнаў гадоў і апыняючыся то ў паўночным, то ў паўднёвым ґаляктычным паўшар’і.[13] [14] [15]

Сонечная сыстэма й міжзоркавае рэчыва

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

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 зь міжзоркавым рэчывам гуляе сонечны вецер.

Наша плянэтная сыстэма існуе ў вельмі разраджанай «атмасфэры» сонечнага ветру — струменя зараджаных часьціц (у асноўным вадароднай 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 вобласьцей.

Мяжа ўдарнай хвалі

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

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 году.)

Геліясфэра й геліапаўза

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Яшчэ прыблізна праз 40 а. а. сонечны вецер сутыкаецца зь міжзоркавым рэчывам і канчаткова спыняецца. Гэтая мяжа, якая адлучае міжзоркавае асяродзьдзе ад рэчыва Сонечнай сыстэмы, завецца геліапаўзай. Па форме яна падобная да бурбалкі, выцягнутую 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 маґнітных палёў у міжзоркавай прасторы Ґаляктыкі.

Галаўная ўдарная хваля

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

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.

Мяжа Сонечнай сыстэмы

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Пытаньне аб тым, дзе менавіта сканчаецца Сонечная сыстэма й пачынаецца міжзоркавая прастора, неадназначнае, паколькі зьвязанае з вобласьцямі ўплыву двух розных зьяў — сонечнага ветру й сонечнага прыцягненьня. Нават далёка за межамі геліяпаўзы Сонца здольнае ўтрымліваць сваім прыцягненьнем іншыя аб’екты — да воблака Оорта — вялікай навалы камэт, якія распасьціраецца на адлегласьці ад 50 000 да 100 000 а. а. — амаль на сьветлавы год.

Глядзіце таксама

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Крыніцы

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]
  1. ^ A. Bouvier and M. Wadhwa. «The age of the solar system redefined by the oldest Pb-Pb age of a meteoritic inclusion.» Nature Geoscience
  2. ^ Lunine, Jonathan I. The Atmospheres of Uranus and Neptune (PDF). Lunar and Planetary Observatory, University of Arazona (1993).
  3. ^ В структуре ледяных гигантов должен быть мощный слой суперионной воды. Компьюлента
  4. ^ а б в Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System. University of Arizona.
  5. ^ Jane S. Greaves. Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems // Science. — 2005. — В. 5706. — Vol. 307. — P. 68—71.
  6. ^ M. Momose, Y. Kitamura, S. Yokogawa, R. Kawabe, M. Tamura, S. Ida (2003). «Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a High-resolution Imaging Survey at lambda = 2 mm» (PDF). Ikeuchi, S., Hearnshaw, J. and Hanawa, T. (eds.) The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting, Volume I 289, Astronomical Society of the Pacific Conference Series.
  7. ^ Boss, A. P. Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation // The Astrophysical Journal. — 2005. — Vol. 621. — P. L137.
  8. ^ Sukyoung Yi; Pierre Demarque; Yong-Cheol Kim; Young-Wook Lee; Chang H. Ree; Thibault Lejeune; Sydney Barnes. Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The Y^{2} Isochrones for Solar Mixture // Astrophysical Journal Supplement. — 2001. — Т. 136. — P. 417.
  9. ^ A. Chrysostomou, P. W. Lucas. The Formation of Stars // Contemporary Physics. — 2005. — Vol. 46. — P. 29.
  10. ^ Nir J. Shaviv. Towards a Solution to the Early Faint Sun Paradox: A Lower Cosmic Ray Flux from a Stronger Solar Wind // Journal of Geophysical Research. — 2003. — Vol. 108. — P. 1437.
  11. ^ T. S. van Albada, Norman Baker. On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters // Astrophysical Journal. — 1973. — Vol. 185. — P. 477—498.
  12. ^ Charles H. Lineweaver. An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect. Icarus
  13. ^ Ask an astronomer
  14. ^ Dynamics in Disk Galaxies
  15. ^ Galactic Dynamics

Вонкавыя спасылкі

[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]
Атрымана з «https://be-tarask.wikipedia.org/w/index.php?title=Сонечная_сыстэма&oldid=2519259»