Slnečná sústava: Rozdiel medzi revíziami
Smazaný obsah Přidaný obsah
citácia |
Citácia |
||
Riadok 97:
== Poloha slnečnej sústavy v Galaxii ==
Slnko je jedna z približne 400 miliárd hviezd našej Galaxie, nazývanej tiež Mliečna cesta alebo [[Mliečna cesta]]. Galaxia má tvar [[špirálová galaxia|špirály]] s vydutým hustejším [[jadro Galaxie|jadrom]] a plochými redšími ramenami. Slnečná sústava je situovaná v menej hustej oblasti jedného z týchto ramien, ktoré sa nazýva [[rameno Orióna]] a od stredu Galaxie je vzdialená asi 28 000 [[svetelný rok|svetelných rokov]].<ref name="Druga" /> Spočíva v bubline horúceho [[ionizácia|ionizovaného]] plynu vymedzenej chladnejším a hustejším plynom neutrálneho [[vodík]]a. Táto oblasť (miestna bublina alebo [[lokálna bublina]]) je časťou trubice [[medzihviezdna hmota|medzihviezdnej hmoty]], ktorá sa tiahne cez galaktický disk až do [[Galaktické halo|galaktického hala]]. Lokálna bublina vznikla asi pred 340 000 rokmi<ref name="Geminga">{{Citácia periodika |meno=Richard G. |priezvisko=Teske |meno2=Eugen |priezvisko2=Gindl |mesiac= |rok=1994 |titul=Geminga: hviezda, čo urobila dieru do vesmíru |periodikum=
Slnečná sústava sa zúčastňuje na rotácii Galaxie, čiže obieha okolo jej [[Sagittarius A*|stredu]]. Obežná rýchlosť je asi 230 km/s,<ref name="v číslach">{{Citácia elektronického dokumentu |meno=Peter |priezvisko=Ivan |titul=Slnko, planéty a mesiace slnečnej sústavy v číslach |url=http://www.astropresov.sk/files/ss_v_cislach.pdf |vydavateľ= |dátum vydania= |dátum aktualizácie= |dátum prístupu=2008-11-18}}</ref> doba jedného obehu trvá približne 250 miliónov [[rok]]ov.
Riadok 304:
| autor = Planetary science
| titul = Potulné mesiace
| periodikum =
| rok = 2005
| strany = 24
Riadok 325:
=== Častice medzihviezdneho prostredia ===
Vzhľadom na to, že slnečná sústava sa pohybuje v [[medzihviezdne prostredie|medzihviezdnom prostredí]], nevyhnutne pri tejto púti stretáva [[medzihviezdna hmota|častice medzihviezdneho prostredia]], ktoré ňou prechádzajú. Vplyvom gravitácie, tlaku žiarenia, magnetického poľa a iných síl je spojitý prúd týchto častíc narušený, a to predovšetkým v blízkosti Slnka. Niektoré častice zanikajú pádom na Slnko alebo [[sublimácia|vysublimujú]] v jeho blízkosti. Pri najmenších časticiach tlak slnečného žiarenia prevládne nad gravitáciou Slnka a tieto telesá sú zo slnečnej sústavy vytlačené. Väčšie častice odkloní gravitácia Slnka na hyperbolické dráhy a unikajú naspäť do medzihviezdneho priestoru. Medzihviezdne častice sú väčšinou komplikované zhluky zrniek [[Nanometer|nanometrových]] až [[Mikrometer|submikrometrových]] rozmerov a zvyčajne sú veľmi porézne. V okolí Slnka dosahujú priemernú rýchlosť 26 km/s.<ref name="Medziplanetárna hmota">{{Citácia periodika |meno=Miroslav |priezvisko=Kocifaj |mesiac= |rok=2008 |titul=Kozmický prach a elektromagnetické žiarenie |periodikum=
== Usporiadanie slnečnej sústavy ==
Riadok 336:
Za Vulkanoidmi sa nachádzajú obežné dráhy štyroch planét, nazývaných terestriálne, čiže „Zemi podobné“. V poradí od Slnka sú to planéty [[Merkúr]], [[Venuša]], [[Zem]] a [[Mars]]. Majú spoločných niekoľko znakov: sú relatívne malé s priemermi od 4 879 do 12 756 km, vzdialenosti medzi nimi sú tiež relatívne malé a sú medzi sebou takmer identické, majú pevný povrch, podobné vnútorné zloženie, nemajú [[prstenec planéty|prstence]], majú malý počet alebo žiadne mesiace, a slabé alebo žiadne [[magnetické pole]]. Všetky obiehajú v blízkosti ekliptiky. Najväčší sklon k ekliptike z tejto skupiny telies má Merkúr. Najväčšia terestriálna planéta je Zem. Všetky terestriálne planéty možno vidieť za vhodných podmienok voľným okom, preto boli ľuďom známe od nepamäti. Z terestriálnych planét sa ešte vyčleňujú [[vnútorné planéty]], čo sú planéty, ktorých obežná dráha leží vo vnútri obežnej dráhy Zeme. Niekedy sa názov vnútorné planéty zase používa ako [[synonymum]] pre terestriálne planéty, ale len slnečnej sústavy.<ref name="EA" />
V oblasti terestriálnych planét obiehajú aj planétky, a to buď osamotene, alebo v skupinách. Medzi takéto skupiny patria napríklad skupiny [[Skupina Apollo|Apollo]], [[Skupina Amor|Amor]] a [[Skupina Aten|Aten]]. Osobitnou skupinou sú [[Blízkozemská planétka|blízkozemské asteroidy]] označované ako NEA (z anglického Near-Earth asteroids). Ich dráhy sa približujú k obežnej dráhe Zeme, alebo ju dokonca križujú a preto môžu predstavovať nebezpečenstvo pre Zem. Ďalšia skupina telies, ktoré križujú obežnú dráhu terestrických planét, sú tzv. [[kométy Kreutzovej skupiny]]. Tieto kométy sa približujú na veľmi malú vzdialenosť k [[fotosféra|povrchu Slnka]].<ref>{{Citácia periodika |meno=Eduard |priezvisko=Pittich |meno2=Nina |priezvisko2=Solovaya |mesiac= |rok=2008 |titul=Dynamika Slnečnej sústavy |periodikum=
=== Pásmo planétok ===
Riadok 352:
Nedávno bola [[Keckove teleskopy|Keckovým ďalekohľadom]] pozorovaná nová skupina telies, ktorých obežné dráhy sa podobajú dráham planétok hlavného pásma, ale na rozdiel od nich majú komu a chvost, čiže znaky typické pre kométy. Okrem dráhy sa od komét však odlišujú ešte aj v tom, že za sebou nezanechávajú mikroskopické častice, ale častice o veľkosti niekoľkých milimetrov až centimetrov. To naznačuje, že sa museli formovať v iných podmienkach ako klasické kométy. Patrí sem napríklad asteroid 118 401, ktorý bol preklasifikovaný na kométu [[176P/Linear]]. [[Astronóm]]ovia túto skupinu zatiaľ neoficiálne nazýajú "kométy hlavného pásu".<ref>{{citácia periodika
|
| priezvisko = Pittichová
| titul = Pozorovanie komét z Mauna Kea
| periodikum =
| rok = 2008
| ročník = XXXIX
Řádek 371 ⟶ 372:
Planétky nepodliehajú len gravitácii Slnka, ale aj gravitácii planét, hlavne joviálnych. Takto vznikli niektoré osobitné skupiny malých telies, napríklad tzv. [[Jupiterova rodina komét]]. Je to skupina krátkoperiodických komét, ktoré majú aféliá v blízkosti obežnej dráhy Jupitera. Predpokladá sa, že pochádzajú buď z Kuiperovho pásu, alebo z Oortovho mračna komét, ale gravitácia Jupitera znížila [[excentricita|výstrednosť]] a [[sklon dráhy|sklon]] ich dráh. Ďalší dôsledok gravitačného pôsobenia planét je ten, že mnohé malé telesá obiehajú v tzv. [[Dráhová rezonancia|rezonancii]] s planétou. To znamená, že pomer strednej obežnej doby telesa a planéty je celé číslo. V rezonancii 2:3 je napríklad Neptún s trpasličou planétou Pluto. Osobitným prípadom rezonancie je rezonancia 1:1. Vtedy telesá obiehajú po rovnakej obežnej dráhe, ako planéta, ale stabilné sú len v bodoch 60° pred a za planétou. Týmto bodom sa hovorí [[libračný bod|libračné body]] a telesá v nich obiehajúce sa nazývajú [[Trójan (planétka)|Trójania]]. Trójania boli objavení u Jupitera a Neptúna. Pôvodné teórie predpokladali, že telesá boli na týchto pozíciách zachytené, ale najnovšie štúdie ukázali, že Jupiterovi Trójania už na tejto dráhe vznikli. Ide teda o veľmi starú a dynamicky veľmi stabilnú skupinu.<ref>{{citácia periodika
| titul = Jupiterovi Trójania
| periodikum =
| ročník = XXXIX
| číslo = 5
Řádek 388 ⟶ 389:
| strany=13–14
}}</ref> Je neobyčajne široké, začína sa za obežnou dráhou Neptúna vo vzdialenosti približne 4,5 miliárd kilometrov (30 AU) a končí vo vzdialenostiach až 7,5 miliárd kilometrov (50 AU).<ref>Morbidelli, Alessandro - Levison, Harold F.: Kuiper Belt: Dynamics. p. 590. In: McFadden, Lucy-Ann - Weismann, Paul R. - Johnson, Torrence V.: Encyclopedia of Solar System. 2. ed. San Diego - London - Amsterdam - Burlington : Elsevier. 2007. ISBN: 978-0-12-088589-3.</ref> Ostré zakončenie Kuiperovho pásu je dodnes predmetom výskumov a strmý pokles telies za týmto okrajom nie je dobre objasnený. Podľa jednej teórie je orezanie Kuiperovho pásu len zdanlivé a jeho telesá sa nachádzajú aj vo väčších vzdialenostiach, sú však príliš malé na to, aby sa dali pozorovať.<ref>{{citácia periodika
|
| priezvisko = Neslušan
| meno2 = Marián
| priezvisko2 = Jakubík
| titul = Populácia malých telies a posledné štádium vzniku Slnečnej sústavy
| periodikum =
| rok = 2008
| ročník = XXXIX
Řádek 408 ⟶ 412:
[[Súbor:LL Orionis.jpg|left|thumb|Rázová vlna, ktorú pred sebou vytláča mladá hviezda [[LL Orionis]] pri pohybe hustým prostredím [[hmlovina Orión|hmloviny Orión]]. Podobnú vlnu, aj keď v oveľa redšom prostredí, tlačí pred sebou naše Slnko.]]
=== Terminačná vlna ===
[[Terminačná vlna]] alebo ''rázová vlna slnečného vetra'' je guľová oblasť, v ktorej rýchlosť slnečného vetra klesá pod [[rýchlosť zvuku]]. Deje sa to vo vzdialenosti 80 až 95 AU od Slnka. Spomalenie slnečného vetra so sebou nutne nesie zvýšenie jeho hustoty.<ref>{{
=== Heliopauza ===
Řádek 455 ⟶ 447:
Planéty však vplývajú aj na obežné dráhy iných planét a spôsobujú ich [[porucha obežnej dráhy|poruchy]] (perturbácie), ktoré sa prejavujú niekoľkými spôsobmi. Vplyv jednej planéty na inú planétu obiehajúcu okolo Slnka zjednodušene popisuje [[problém troch telies]]. Jedným z najzreteľnejších prejavov porúch je otáčanie [[apsidová priamka|apsidovej priamky]] známe aj ako [[stáčanie perihélia]]. Pri stáčaní perihélia sa afélium a perihélium v priestore pomaly presúvajú v smere obehu planéty. U Zeme sa apsidová priamka pootočí ročne o uhol 11,6 [[oblúková sekunda|oblúkových sekúnd]]. Ďalšími prejavmi sú otáčanie [[uzlová priamka|uzlovej priamky]] planét retrográdnym smerom a tiež pomaly sa meniace sklony dráh planét k ekliptike. Pozvoľna sa menia aj výstrednosti (excentricity) dráh, pričom u Merkúra, Marsu, Jupitera a Neptúna sa výstrednosť dráhy zväčšuje, zatiaľ čo u Venuše, Zeme, Saturna a Urána sa zmenšuje. Excentricita zemskej dráhy ročne klesá asi o 0,0000004. To znamená, že zemská obežná dráha sa stáva čoraz kruhovejšou.<ref name="EA" />
Niektoré zmeny dráhových elementov sú preukázateľne periodické, čiže oscilujú okolo strednej hodnoty a z dlhodobého hľadiska zostávajú [[konštanta|konštantné]]. Je však možné, že existujú aj nevratné, tzv. ''sekulárne'' zmeny. Pretože sú však nepatrné a nezasahujú hlavné dráhové elementy ([[veľká polos|veľké polosi]] a [[obežná doba|obežné doby]] planét), postupný rozpad slnečnej sústavy kvôli nahromadeným poruchám nehrozí.<ref>{{
== Vznik a vývoj ==
Řádek 474 ⟶ 460:
}}</ref>
Podľa v súčasnosti najviac uznávaného modelu [[Slnko]] a jeho [[planéta|planéty]] začali vznikať pred 4,6 až 4,7 miliardami rokov z obrovského oblaku [[medzihviezdna hmota|medzihviezdnej hmoty]].<ref name="Exoplanety">{{Citácia knihy |meno=Zdeněk |priezvisko=Pokorný |rok=2007 |titul=Exoplanety |vydavateľ=Academia |miesto=Praha |isbn=978-80-200-1510-5 |strany=}}</ref> Základným materiálom bola [[globula]], pomerne malá, chladná a pomaly rotujúca plynoprachová [[hmlovina]]. Táto globula sa niekedy nazýva aj [[slnečná hmlovina]]. Jej počiatočná teplota je odhadovaná na 50 - 100 [[Kelvin|K]] (-223[[stupeň Celzia|°C]] až -173 °C).<ref name="Exoplanety" /> Tá sa, pravdepodobne pod vplyvom zvýšeného toku [[hviezdny vietor|hviezdneho vetra]] po výbuchu [[supernova|supernovy]], začala zmršťovať. Zmršťovaním vlastnou váhou sa uvoľnila [[Gravitačná potenciálna energia|gravitačná energia]], ktorá sa premenila čiastočne na [[žiarenie]] a čiastočne na [[teplo]]. Preto teplota globuly pomaly rástla a rýchlosť jej rotácie sa zvyšovala. [[Odstredivá sila]] postupne vydúvala hmotu do tvaru disku. V jeho strede, kde bola koncentrácia hmoty najvyššia, sa utvorilo [[protohviezda|protoslnko]] a okolo neho protoplanetárny disk. ▼
▲}}</ref> Základným materiálom bola [[globula]], pomerne malá, chladná a pomaly rotujúca plynoprachová [[hmlovina]]. Táto globula sa niekedy nazýva aj [[slnečná hmlovina]]. Jej počiatočná teplota je odhadovaná na 50 - 100 [[Kelvin|K]] (-223[[stupeň Celzia|°C]] až -173 °C).<ref name="Exoplanety" /> Tá sa, pravdepodobne pod vplyvom zvýšeného toku [[hviezdny vietor|hviezdneho vetra]] po výbuchu [[supernova|supernovy]], začala zmršťovať. Zmršťovaním vlastnou váhou sa uvoľnila [[Gravitačná potenciálna energia|gravitačná energia]], ktorá sa premenila čiastočne na [[žiarenie]] a čiastočne na [[teplo]]. Preto teplota globuly pomaly rástla a rýchlosť jej rotácie sa zvyšovala. [[Odstredivá sila]] postupne vydúvala hmotu do tvaru disku. V jeho strede, kde bola koncentrácia hmoty najvyššia, sa utvorilo [[protohviezda|protoslnko]] a okolo neho protoplanetárny disk.
V disku sa počas dlhého procesu postupným zliepaním utvorili malé zhluky hmoty. Tieto zhluky hmoty ďalším zliepaním vytvorili [[planetezimála|planetezimály]] - niekoľkometrové až niekoľkokilometrové telesá nepravidelného tvaru. Niektoré planétezimály vzniknuté v tomto období sa zachovali dodnes. Ide hlavne o telesá Kuiperovho pásu, ale zrejme aj o mnohé malé mesiace joviálnych planét.
Řádek 488 ⟶ 468:
Podľa inej teórie vznikli joviálne planéty niekoľkými gravitačnými kolapsmi, čiže rýchlym zmrštením sa zhluku hmoty v zárodočnom disku.<ref name="Jupiter">{{citácia periodika
| titul = Jupiter sa (možno) sformoval za 300 rokov
| periodikum =
| rok = 2003
| ročník = XXXIV
Řádek 501 ⟶ 481:
Slapové sily joviálnych planét menili [[orbitálne parametre]] malých telies vo svojej blízkosti a postupne tak vznikol Oortov oblak komét.<ref>{{citácia periodika
| titul = Výsledky výskumu oddelenia medziplanetárnej hmoty Astornomického ústavu SAV
| periodikum =
| rok = 2008
| ročník = XXXIX
| číslo = 5
| issn=}}</ref> Protoslnko zatiaľ priberalo hmotu a jeho [[teplota]] rástla. Napokon teplota a tlak v jadre protoslnka stúpli natoľko, že sa v ňom začali zlučovať jadrá ľahkého vodíka. Zapálením termojadrových reakcií v strede Slnka možno považovať proces tvorby slnečnej sústavy za ukončený. Podľa najnovších výskumov sa však po vzniku planéty pravdepodobne nenachádzali na súčasných dráhach a je možné, že ani ich počet nebol rovnaký ako dnes. Napríklad podľa scenára vzniku slnečnej sústavy s názvom ''Nice Model'' sa planetárne embryo Jupitera utvorilo o niečo ďalej od Slnka a naopak embryá Saturna, Urána a Neptúna sa utvorili na dráhach bližších k Slnku.<ref>{{citácia periodika
|
| priezvisko = Neslušan
| meno2 = Marián
| priezvisko2 = Jakubík
| titul = Strmý okraj Kuiperovho pásu
| periodikum =
| rok = 2008
| ročník = XXXIX
Řádek 587 ⟶ 570:
* {{citácia periodika
| titul = Výsledky výskumu Oddelenia medziplanetárnej hmoty Astronomického ústavu SAV
| periodikum =
| rok = 2008
| ročník = XXXIX
| |||