G堯wna Strona g堯wna

S這鎍e S這鎍e

Struktura i pochodzenie Uk豉du S這necznego

Uk豉d S這neczny jest uk豉dem cia astronomicznych znajduj帷ych si pod wp造wem pola grawitacyjnego S這鎍a, zwi您anych wsp鏊nym pochodzeniem. Sk豉da si ze S這鎍a, czterech planet skalistych (Merkurego, Wenus, Ziemi i Marsa) oraz ich naturalnych satelit闚 (ksi篹yc闚), pasa planetoid, czterech planet gazowych (Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna) wraz z satelitami, pi璚iu planet kar這watych, tzw. pasa Kuipera, czyli zbioru niewielkich obiekt闚 le膨cych poza orbit Neptuna, komet, cia meteorowych oraz py逝 i gazu mi璠zyplanetarnego. S這鎍e zawiera w sobie 99,866% masy zawartej w cia豉ch Uk豉du S這necznego (bez gazu i py逝 mi璠zygwiezdnego).

Uk豉d planetarny uformowa si przed oko這 piecioma miliardami lat, najprawdopodobniej z tego samego ob這ku gazowo-py這wego, z kt鏎ego powsta這 S這鎍e, w procesie tzw. akrecji. Polega on na tym, 瞠 po鈔odku ob這ku gaz kurczy si szybciej ni w jego zewn皻rznych warstwach, dzi瘯i czemu dosz這 do utworzenia si cia豉 centralnego (proto-S這鎍a), otoczonego gazowo-py這wym dyskiem. Kurczenie si praob這ku nast徙i這 prawdopodobnie na skutek wybuchu w bezpo鈔ednim s御iedztwie gwiazdy Supernowej. Stopniowo w dysku gazowo-py這wym tworzy造 si tzw. agregaty, wychwytuj帷e i przy陰czaj帷e do siebie coraz wi璚ej cz御tek, a wreszcie dosz這 do fragmentacji zewn皻rznej cz窷ci ob這ku oraz kondensacji materii wok馧 tzw. planetozymali, wskutek czego wykszta販i造 si oddzielne planety. R騜ne warunki powstawania sprawi造, 瞠 obecnie mamy dwie wyra幡ie r騜ne grupy planet: zewn皻rzne (gazowe) – typu jowiszowego i wewn皻rzne (skaliste) – typu ziemskiego.

Promie Uk豉du S這necznego, 陰cznie z tzw. ob這kiem Oorta (hipotetyczn otoczk Uk豉du zawieraj帷 setki miliard闚 lodowo-kamiennych obiekt闚) wynosi ok. 200 000 jednostek astronomicznych (鈔ednich odleg這軼i Ziemi do S這鎍a), to jest oko這 29.92 biliona kilometr闚. Orbity planet s praktycznie wsp馧p豉szczyznowe (nachylenia wynosz od 046' dla Urana do nieco ponad 7 dla Merkurego) i tylko nieznacznie odbiegaj od orbit kolistych (najsilniej ekscentryczna jest orbita Merkurego).

Orbity planetoid, a szczeg鏊nie komet, s bardziej zr騜nicowane. Planetoidy poruszaj si po orbitach eliptycznych wok馧 S這鎍a, g堯wnie w pasie le膨cym pomi璠zy orbitami Marsa i Jowisza. Komety, kt鏎ych 廝鏚貫m jest prawdopodobnie wspomniany ob這k Oorta, poruszaj si po wyd逝穎nych elipsach, czasem nieodr騜nialnych od parabol.


Struktura Struktura Planety Planety

S這鎍e

S這鎍e slonce1.jpg (101 kB)

S這鎍e jest ogromn, w por闚naniu z rozmiarami planet, kul zjonizowanych gaz闚 o 鈔ednicy 1 392 000 km, a wi璚 jest ono ponad 109 razy wi瘯sze od Ziemi. Powierzchnia S這鎍a wynosi 6 087 miliard闚 km2, a obj皻o嗆 – 1 412 000 bilion闚 km3. Masa S這鎍a jest r闚na 1.989x1030kg, czyli 332 952 razy wi璚ej od masy Ziemi. S這鎍e powoli wiruje wok馧 w豉snej osi wykonuj帷 jeden obr鏒 w ci庵u 25.38 dnia (dla punktu znajduj帷ego si na r闚niku s這necznym).

Jest ono normaln gwiazd tzw. Ci庵u G堯wnego. Jako kula gazowa nie ma w豉軼iwie wyra幡ie zarysowanej zewn皻rznej granicy. Z Ziemi widzimy w豉軼iwie jedynie atmosfer s這neczn, kt鏎ej najg喚biej po這穎na warstwa – fotosfera – ma grubo嗆 rz璠u kilkuset kilometr闚. Poni瞠j fotosfery g瘰to嗆 gaz闚 stopniowo wzrasta, powy瞠j fotosfery natomiast rozci庵a si do wysoko軼i oko這 12 000 km chromosfera – warstwa bardzo rozrzedzonego gazu, kt鏎y mo瞠my obserwowa tylko podczas ca趾owitych za熤ie jako czerwon obw鏚k o nieregularnym kszta販ie. Dalej rozpo軼iera si tzw. korona s這neczna, kt鏎 tworzy niezwykle rozrzedzony gaz o temperaturze oko這 2 000 000 K. Kszta速 korony jest nieregularny i bardzo zmienny.

W 1919 roku Jean-Baptiste Perrin stwierdzi, 瞠 廝鏚貫m energii s這necznej s reakcje termoj康rowe, prowadz帷e do przemiany wodoru w hel. S這鎍e sk豉da si w 70% z wodoru, w oko這 28% z helu, za na pozosta貫 2% sk豉daj si m.in. takie cz御tki, jak CN, C2, CH, NH, NO2, i inne. Synteza helu z wodoru we wn皻rzu S這鎍a sprawia, 瞠 helu tam przybywa, a wodoru ubywa. W miar powstawania wewn徠rz S這鎍a j康ra helowego b璠zie ono wykazywa這 tendencj do kurczenia si. Po wyczerpaniu zasob闚 wodoru j康ro helowe b璠zie si kurczy這 nadal, bardzo silnie si rozgrzewaj帷, przez co naruszona zostanie r闚nowaga promienista. Na skutek tego otoczka j康ra rozszerzy si, a jej temperatura spadnie i S這鎍e stanie si czerwonym olbrzymem. Kiedy w j康rze helowym temperatura przekroczy 100 000 000 K, zostanie zainicjowana przemiana helu w w璕iel. Nast瘼nie prawdopodobnie dojdzie do tzw. rozb造sku helowego w otoczce j康ra, po czym S這鎍e ponownie stanie si czerwonym olbrzymem, o rozmiarach si璕aj帷ym poza orbit Ziemi. Jego otoczka rozproszy si w przestrzeni, a j康ro stanie si kul zdegenerowanego gazu czyli tzw. bia造m kar貫m, kt鏎y b璠zie styg powoli, p鏦i ca趾iem nie zga郾ie.

Inne ilustracje: slonce2.jpg (37 kB), slonce3.jpg (44 kB).


S這鎍e S這鎍e

Valid HTML 4.01 Transitional

Planety Planety