G³ówna Strona g³ówna

Struktura i pochodzenie

S³oñce S³oñce

Uk³ad S³oneczny jest uk³adem cia³ astronomicznych znajduj±cych siê pod wp³ywem pola grawitacyjnego S³oñca, zwi±zanych wspólnym pochodzeniem. Sk³ada siê ze S³oñca, czterech planet skalistych (Merkurego, Wenus, Ziemi i Marsa) oraz ich naturalnych satelitów (ksiê¿yców), pasa planetoid, czterech planet gazowych (Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna) wraz z satelitami, piêciu planet kar³owatych, tzw. pasa Kuipera, czyli zbioru niewielkich obiektów le¿±cych poza orbit± Neptuna, komet, cia³ meteorowych oraz py³u i gazu miêdzyplanetarnego. S³oñce zawiera w sobie 99,866% masy zawartej w cia³ach Uk³adu S³onecznego (bez gazu i py³u miêdzygwiezdnego).

Uk³ad planetarny uformowa³ siê przed oko³o piecioma miliardami lat, najprawdopodobniej z tego samego ob³oku gazowo-py³owego, z którego powsta³o S³oñce, w procesie tzw. akrecji. Polega³ on na tym, ¿e po¶rodku ob³oku gaz kurczy³ siê szybciej ni¿ w jego zewnêtrznych warstwach, dziêki czemu dosz³o do utworzenia siê cia³a centralnego (proto-S³oñca), otoczonego gazowo-py³owym dyskiem. Kurczenie siê praob³oku nast±pi³o prawdopodobnie na skutek wybuchu w bezpo¶rednim s±siedztwie gwiazdy Supernowej. Stopniowo w dysku gazowo-py³owym tworzy³y siê tzw. agregaty, wychwytuj±ce i przy³±czaj±ce do siebie coraz wiêcej cz±stek, a¿ wreszcie dosz³o do fragmentacji zewnêtrznej czê¶ci ob³oku oraz kondensacji materii wokó³ tzw. planetozymali, wskutek czego wykszta³ci³y siê oddzielne planety. Ró¿ne warunki powstawania sprawi³y, ¿e obecnie mamy dwie wyra¼nie ró¿ne grupy planet: zewnêtrzne (gazowe) – typu jowiszowego i wewnêtrzne (skaliste) – typu ziemskiego.

Promieñ Uk³adu S³onecznego, ³±cznie z tzw. ob³okiem Oorta (hipotetyczn± otoczk± Uk³adu zawieraj±c± setki miliardów lodowo-kamiennych obiektów) wynosi ok. 200 000 jednostek astronomicznych (¶rednich odleg³o¶ci Ziemi do S³oñca), to jest oko³o 29.92 biliona kilometrów. Orbity planet s± praktycznie wspó³p³aszczyznowe (nachylenia wynosz± od 0°46' dla Urana do nieco ponad 7° dla Merkurego) i tylko nieznacznie odbiegaj± od orbit kolistych (najsilniej ekscentryczna jest orbita Merkurego).

Orbity planetoid, a szczególnie komet, s± bardziej zró¿nicowane. Planetoidy poruszaj± siê po orbitach eliptycznych wokó³ S³oñca, g³ównie w pasie le¿±cym pomiêdzy orbitami Marsa i Jowisza. Komety, których ¼ród³em jest prawdopodobnie wspomniany ob³ok Oorta, poruszaj± siê po wyd³u¿onych elipsach, czasem nieodró¿nialnych od parabol.


Struktura Struktura

S³oñce

Planety Planety
S³oñce slonce1.jpg (101 kB)

S³oñce jest ogromn±, w porównaniu z rozmiarami planet, kul± zjonizowanych gazów o ¶rednicy 1 392 000 km, a wiêc jest ono ponad 109 razy wiêksze od Ziemi. Powierzchnia S³oñca wynosi 6 087 miliardów km2, a objêto¶æ – 1 412 000 bilionów km3. Masa S³oñca jest równa 1.989x1030kg, czyli 332 952 razy wiêcej od masy Ziemi. S³oñce powoli wiruje wokó³ w³asnej osi wykonuj±c jeden obrót w ci±gu 25.38 dnia (dla punktu znajduj±cego siê na równiku s³onecznym).

Jest ono normaln± gwiazd± tzw. Ci±gu G³ównego. Jako kula gazowa nie ma w³a¶ciwie wyra¼nie zarysowanej zewnêtrznej granicy. Z Ziemi widzimy w³a¶ciwie jedynie atmosferê s³oneczn±, której najg³êbiej po³o¿ona warstwa – fotosfera – ma grubo¶æ rzêdu kilkuset kilometrów. Poni¿ej fotosfery gêsto¶æ gazów stopniowo wzrasta, powy¿ej fotosfery natomiast rozci±ga siê do wysoko¶ci oko³o 12 000 km chromosfera – warstwa bardzo rozrzedzonego gazu, który mo¿emy obserwowaæ tylko podczas ca³kowitych zaæmieñ jako czerwon± obwódkê o nieregularnym kszta³cie. Dalej rozpo¶ciera siê tzw. korona s³oneczna, któr± tworzy niezwykle rozrzedzony gaz o temperaturze oko³o 2 000 000 K. Kszta³t korony jest nieregularny i bardzo zmienny.

W 1919 roku Jean-Baptiste Perrin stwierdzi³, ¿e ¼ród³em energii s³onecznej s± reakcje termoj±drowe, prowadz±ce do przemiany wodoru w hel. S³oñce sk³ada siê w 70% z wodoru, w oko³o 28% z helu, za¶ na pozosta³e 2% sk³adaj± siê m.in. takie cz±stki, jak CN, C2, CH, NH, NO2, i inne. Synteza helu z wodoru we wnêtrzu S³oñca sprawia, ¿e helu tam przybywa, a wodoru ubywa. W miarê powstawania wewn±trz S³oñca j±dra helowego bêdzie ono wykazywa³o tendencjê do kurczenia siê. Po wyczerpaniu zasobów wodoru j±dro helowe bêdzie siê kurczy³o nadal, bardzo silnie siê rozgrzewaj±c, przez co naruszona zostanie równowaga promienista. Na skutek tego otoczka j±dra rozszerzy siê, a jej temperatura spadnie i S³oñce stanie siê czerwonym olbrzymem. Kiedy w j±drze helowym temperatura przekroczy 100 000 000 K, zostanie zainicjowana przemiana helu w wêgiel. Nastêpnie prawdopodobnie dojdzie do tzw. rozb³ysku helowego w otoczce j±dra, po czym S³oñce ponownie stanie siê czerwonym olbrzymem, o rozmiarach siêgaj±cym poza orbitê Ziemi. Jego otoczka rozproszy siê w przestrzeni, a j±dro stanie siê kul± zdegenerowanego gazu czyli tzw. bia³ym kar³em, który bêdzie styg³ powoli, póki ca³kiem nie zga¶nie.

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


S³oñce S³oñce

Valid HTML 4.01 Transitional

Planety Planety