Slunce a Sluneční soustava, planety a jejich měsíce, trpasličí planety a planetky nebo komety

Sluneční soustava jako domov 8 planet, stovek měsíců a miliónů planetek + přehledná grafika

Naše Sluneční soustava je neobyčejně komplexní systém obsahující milióny až bilióny kosmických těles. Z nich je ve Sluneční soustavě naprosto dominantní pouze jedno - Slunce, naše ústřední hvězda. Na naše Slunce připadá asi 99,86 % z celkové hmotnosti soustavy. Celá Sluneční soustava leží v jednom ze spirálních ramen Mléčné dráhy obíhajíc kolem jejího centra jednou za asi 250 miliónů let.

	Sluneční soustava						Pandora
				Deimos	Gaspra	Thebe	Hyperion
			Měsíc	Phobos	Eros	Amalthea	Telesto
Slunce	Merkur	Venuše	Země	Mars	Ceres	Jupiter	Saturn	Uran	Neptun	Pluto
		Komety			Vesta	Io	Epimetheus	Miranda	Proteus	Charon
					Mathilda	Europa	Mimas	Ariel	Triton
					Ida	Ganymedes	Enceladus	Umbriel
						Callisto	Tethys	Titania
							Dione	Oberon
							Rhea
							Titan
							Japetus
							Phoebe
Další objekty Sluneční soustavy Adrastea, Carme, Elara, Himalia, Janus, Kuiperův pás, Lysithea, Lutetia, Oortův oblak, Pasiphae

Dalšími nepřehlédnutelnými objekty Sluneční soustavy jsou planety, kterých máme osm. V pořadí od Slunce jsou to Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. Po jistou dobu po svém objevu mezi planety patřily i trpasličí planeta Pluto a trpasličí planeta Ceres. Planety obíhají po eliptických drahách málo odlišných od kružnice v jejichž společném ohnisku leží Slunce.

K planetám a Slunci musíme připočíst přes 170 měsíců včetně našeho Měsíce, statisíce či spíše milióny planetek (asteroidů) hlavního pásu mezi dráhami Marsu a Jupiteru, statisíce či milióny planetek a trpasličích planet Kuiperova pásu a možná až bilióny komet Oortova oblaku, meteoroidy. A nespočet mikroskopických těles jako chondrule, mikrometeority, ale i částice plynu a plazmy.

Průměr Sluneční soustavy

Jak velká je naše Sluneční soustava? Záleží na tom, který z parametrů vezmeme v potaz. Vezmeme-li v úvahu hranice planetární soustavy, tak ta činí asi 40 au (astronomických jednotek). Vezmeme-li v úvahu převládající vliv slunečního větru nad mezihvězdným větrem, tedy velikost heliosféry, pak tato hranice leží ve vzdálenosti okolo 120 au od Slunce. Ano, někde tady v tzv. heliopauze se pere magnetické pole Slunce s interstelárním galaktickým magnetickým polem o intenzitě asi 0,2 nT.

Vezme-li v úvahu hranici gravitačního působení Slunce, pak hranice Sluneční soustavy leží ve vzdálenosti okolo 2 ly (světelných let) což je asi 120 000 au od Slunce. Tedy někde na polovině cesty k nejbližší cizí hvězdě - Proximě Centauri, která náleží do hvězdného systému Alfa Centauri.

Vznik Sluneční soustavy

Naše Sluneční soustava vznikla před asi pěti miliardami let. Slunce a další objekty vznikly gravitační kondenzací (kontrakcí) chladné zárodečné plynoprachové mlhoviny. Centrální kondenzace, naše Slunce nabalovala na sebe stále více látky.

V jádru této kondenzace stoupala teplota a tlak, které zapříčinily, při překročení jisté hranice, zapálení prvních termonukleárních reakcí praslunce. Ty měly za následek vznik slunečního větru, který odfoukl zbytek zárodečného materiálu někam na periferii Sluneční soustavy. Někam do oblasti dnešního Oortova oblaku, jehož hmotnost je dnes odhadována na 0,12 až 0,95 M_j.

Kolem zárodečného Slunce kroužilo množství planetesimál, ze kterých se postupně vyvinuly jednotlivé planety a další tělesa Sluneční soustavy. Jejich počet se však výrazně zredukoval. Ať již postupným splynutím a nebo vzájemnými srážkami. Následně došlo k roztavení těch největších planetesimál a jejich chemické diferenciaci. K tomu mělo dojít velice rychle, již po pouhých 15 až 33 miliónech let po jejich vzniku.

Samotná kondenzace zárodečných zhustků měla být velice rychlá. Podle dnešních modelů mohla planetesimála v kontrahující mlhovině zárodečné Sluneční soustavy dosáhnout průměru 1 km po pouhých 100 až 10 000 letech. Planetesimála o průměru 1 000 km mohla zkondenzovat za pouhých 100 000 až 1 000 000 let!

Po zformování planet zůstalo na oběžných drahách v okolí planet kroužit obrovské množství zárodečného materiálu. Ten však byl postupně buď vymeten od Slunce a nebo směrem k jednotlivým planetám a měsícům. Především v epoše tzv. těžkého bombardování před asi 3,8 miliardami let. To však některé teorie dávají do souvislosti s migrací planety Neptun, což mělo za následek vypuzení obrovského množství objektu TNO. Četnost těžkých impaktů na Měsíci byla v epoše těžkého bombardování, která trvala asi 100 miliónů let, více než 1 000× vyšší než dnes.

Sluneční soustava po svém vzniku však nejspíše nevypadala tak jako dnes. Podle dnešních poznatků mohly jednotlivé planety vzniknout na jiných drahách a na své dnešní dráhy postupně migrovat až později v důsledku výměnu momentu hybnosti mezi planetou a akrečním diskem.

Někteří badatelé také hovoří o objektu až 4× hmotnějším než Jupiter, největší planeta Sluneční soustavy, jenž byl po zformování planet mechanismem gravitačního praku ze Sluneční soustavy vymeten do mezihvězdného prostoru či někam do pásma Oortova oblaku.

Tento předpoklad se odvíjí z výsledků hydrodynamických simulací W. Riceho, podle kterých může rozpadem nestabilního protohvězdného disku s hmotností 0,1 M_s vzniknout až několik desítek objektů o hmotnosti blízké hmotnosti planety Jupiter. Naprostá většina z nich je však v prvních asi 20 miliónech let vypuzena z mateřské sluneční soustavy a odsouzena k bloudění v mezihvězdných pustinách. Galaxie by tak měly být plné nomádů, osamělých hnědých trpaslíků a obřích planet.

Další vývoj Sluneční soustavy

A jak se bude Sluneční soustava vyvíjet do budoucna? Naše Slunce, žlutý trpaslík spektrální třídy G2 bude stabilně zářit ještě nějakých 5 až 6 miliard let. Pak dojde k vyčerpání zásob vodíku a nastartování vydatnějších termonukleárních reakcí, při nichž se bude syntetizovat hélium.

Slunce se v této fázi vývoje silně rozepne, ohřeje v nitru a naopak ochladí na "povrchu" a přejde do stádia rudého obra. A to bude ortelem smrti pro planety. Ty se zcela vypaří kroužíc uvnitř řídké atmosféry rudého obra. A pokud tuto výheň uvnitř rudého obra planety přece jen přežijí, pak po životě a oceánech na jedné z nich bude zcela jistě veta…

Slunce však brzy opět vychladne. Zásoby hélia totiž vyčerpá již po nějakých 30 až 40 miliónech let. A protože se jedná o trpasličí hvězdu, nedokáže syntetizovat jádra uhlíku na těžší prvky. Proto dojde k útlumu termonukleárních reakcí, následné kontrakci a přechodu Slunce do stádia bílého trpaslíka.

Sluneční svítivost při přechodu do stádia bílého trpaslíka klesne někam na desetitisícinu dnešní svítivost, průměr se sníží na velikost dnešního Marsu. V tomto stádiu bude pak Slunce zářit sice slabě, ale bez výkyvů, po stovky miliard let. Po dobu, než zcela vyčerpá své energetické zásoby, vychladne a změní se v černého trpaslíka.

Planety a trpasličí planety Sluneční soustavy: fyzické charakteristiky, přehledová tabulka