Układ Słoneczny

Z Celestia

Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
Plik:Planety2008.jpg
Słońce, planety i planety karłowate Układu Słonecznego; wielkości w skali, odległości nie zachowują skali

Układ Słonecznyukład planetarny, składający się ze Słońca i powiązanych z nim grawitacyjnie ciał niebieskich. Ciała te, to osiem planet, 166 znanych księżyców, pięć planet karłowatych i miliardy małych ciał Układu Słonecznego, do których zalicza się planetoidy, obiekty pasa Kuipera, komety, meteoroidy i pył okołoplanetarny.

Zbadane regiony Układu Słonecznego zawierają licząc od Słońca: cztery planety skaliste (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars), pas planetoid składający się z małych skalistych ciał, cztery zewnętrzne planety-olbrzymy (Jowisz, Saturn, Uran, Neptun), oraz drugi pas – pas Kuipera, składający się z obiektów skalno-lodowych. Za pasem Kuipera znajduje się dysk rozproszony, dużo dalej heliopauza i w końcu hipotetyczny obłok Oorta. Odkryto także pięć planet karłowatych: Ceres (największy obiekt w pasie planetoid), Pluton (do 2006 uznawany za 9. planetę Układu), Haumea, Makemake (drugi co do wielkości obiekt w pasie Kuipera) i Eris (największy znany obiekt w dysku rozproszonym).

Sześć z ośmiu planet i trzy z planet karłowatych mają naturalne satelity, zwane księżycami. Każda z planet zewnętrznych jest otoczona pierścieniami złożonymi z pyłu kosmicznego. Wszystkie planety z wyjątkiem Ziemi noszą imiona bóstw z mitologii rzymskiej; wyjątek stanowi Uran, zawdzięczający nazwę greckiemu bóstwu Uranosowi.

Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego rozpoczęły się 4,6 miliarda lat temu gdy na skutek grawitacyjnego zapadnięcia się jednej z części niestabilnego obłoku molekularnego rozpoczął się proces formowania Słońca i innych gwiazd. Układ wciąż podlega chaotycznym zmianom i nie będzię istniał wiecznie w obecnej formie. Za około 3 miliardy lat oczekiwane jest zderzenie Galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną, a w ciągu około 5 miliardów lat Słońce powiększy wielokrotnie swoją średnicę stając się czerwonym olbrzymem, co doprowadzi do zniszczenia planet skalistych, wliczając w to Ziemię. Następnie, Słońce odrzuci swoje zewnętrzne warstwy jako mgławicę planetarną i przekształci się w białego karła, którego temperatura i jasność będą stopniowo spadać aż do całkowitej "śmierci" gwiazdy.

Spis treści

Terminologia

Plik:Uklad Sloneczny.svg
Obszary Układu Słonecznego. Rozmiary i orbity planet nie w skali.

Obiekty orbitujące wokół Słońca są podzielone na trzy grupy: planety, planety karłowate i małe ciała Układu Słonecznego.

Astronomowie zwykle mierzą odległości w Układzie Słonecznym w jednostkach astronomicznych (skrót: j.a. lub AU). Jedna jednostka astronomiczna to średnia odległość pomiędzy Ziemią a Słońcem czyli około 149 598 000 km. Pluton jest odległy o około 38 j.a. od Słońca, podczas gdy Jowisz krąży po orbicie odległej o około 5,2 j.a. od Słońca. Jeden rok świetlny, jednostka używana do wyrażania odległości międzygwiazdowych, to około 63 240 j.a.

Nieformalnie, Układ Słoneczny jest czasami dzielony na oddzielne strefy. Wewnętrzny Układ Słoneczny zawiera cztery planety skaliste i główny pas planetoid. Czasami definiuje się zewnętrzny Układ Słoneczny jako obejmujący wszystko poza pasem planetoid. Od czasu odkrycia pasa Kuipera, niektórzy używają tego określenia dla obszaru poza orbitą Neptuna, a wtedy gazowe olbrzymy stanowią "strefę środkową".

Planeta

Szablon:Main Jest to ciało niebieskie, które znajduje się na orbicie wokół Słońca, ma wystarczającą masę aby własną grawitacją pokonać siły ciała stałego tak, aby wytworzyć kształt odpowiadający równowadze hydrostatycznej (prawie okrągły) i wyczyścić przestrzeń w pobliżu swojej orbity, oraz nie jest satelitą.

Planeta karłowata

Szablon:Main Jest to ciało niebieskie, które znajduje się na orbicie wokół Słońca, ma wystarczającą masę aby własną grawitacją pokonać siły ciała stałego tak, aby wytworzyć kształt odpowiadający równowadze hydrostatycznej (prawie okrągły), nie wyczyściło przestrzeni w pobliżu swojej orbity, oraz nie jest satelitą.

Wszystkie pozostałe obiekty okrążające Słońce, oprócz satelitów, powinny być określane wspólnie jako "małe ciała Układu Słonecznego".

Powstanie i ewolucja

Szablon:Main Układ Słoneczny powstał około 4,6 miliarda lat temu z zagęszczenia obłoku molekularnego. Owa stosunkowo rzadka chmura gazu (przede wszystkim wodoru i helu) i pyłu kosmicznego o średnicy kilku lat świetlnych, zapadła się grawitacyjnie – prawdopodobnie pod wpływem jakiegoś zaburzenia zewnętrznego, związanego na przykład z niedalekim wybuchem supernowej. Kurczeniu się obłoku odpowiadało zwiększanie się gęstości, szczególnie w centrum, oraz formowanie się wirującego coraz szybciej dysku protoplanetarnego o średnicy około 200 j.a. Centralny obiekt dysku – protogwiazda – w końcu przekształcił się w Słońce, a w otaczającym je dysku poszczególne ciała niebieskie: przede wszystkim planety, ale także i pozostałe składniki Układu Słonecznego.

Struktura

Plik:Solarsystem.jpg
Ekliptyka widziana w świetle słonecznym zza Księżyca. Zdjęcie sondy Clementine. Od lewej: Merkury, Mars, Saturn.

Centrum Układu Słonecznego stanowi Słońce, gwiazda ciągu głównego typu widmowego G2, która zawiera 99,86% znanej masy Układu i dominuje w nim grawitacyjnie. Jowisz i Saturn, dwa największe ciała orbitujące wokół Słońca, stanowią więcej niż 90% pozostałej masy układu. Masa Układu Słonecznego wyłączając Słońce, Jowisza i Saturna może być określona poprzez zsumowanie wszystkich obliczonych mas jego największych obiektów i używając szacunkowych obliczeń dla mas obiektów z obłoku Oorta (szacowany na ok. 3 masy Ziemi), pasa Kuipera (obliczany na ok. 0,1 masy Ziemi) i pasa planetoid (oceniany na 0,0005 mas Ziemi – co daje razem zaokrąglając w górę ok. ~37 mas Ziemi lub 8,1% masy orbitującej wokół Słońca. Trzy kolejne przypisy odnoszą się, odpowiednio, do obłoku Oorta, pasa Kuipera i pasa planetoid.

Plik:Sedna.svg
Orbity ciał Układu Słonecznego w proporcjonalnej skali (w kolejności wedle wskazówek zegara poczynając od lewego górnego rogu)

Większość orbit dużych ciał krążących wokół Słońca położona jest blisko płaszczyzny orbity ziemskiej, zwanej ekliptyką, podczas gdy orbity komet i obiektów Pasa Kuipera są zwykle położone pod większym kątem do ekliptyki.

Wszystkie planety i większość innych ciał, okrążają Słońce zgodnie z kierunkiem jego własnej rotacji (przeciwnej do wskazówek zegara, patrząc z góry na biegun północny Słońca). Istnieją też wyjątki, takie jak Kometa Halleya.

Orbitalny ruch ciał niebieskich obiegających Słońce opisał Jan Kepler, formułując prawa ruchu planet. Według I prawa Keplera, każde ciało krąży (w przybliżeniu) po elipsie, a Słońce leży w jednym z ognisk elipsy. Im bliżej Słońca znajduje się ciało, tym szybciej się porusza. Orbity planet są zbliżone do okręgu, jednak wiele komet, planetoid i obiektów Pasa Kuipera krąży po silnie wydłużonych elipsach. Z tego powodu, odległość ciała niebieskiego od Słońca waha się w przeciągu roku. Maksymalne zbliżenie do Słońca nazywane jest peryhelium, a największe oddalenie – aphelium.

Ze względu na ogromne różnice (i stosunki) odległości, wiele wizualizacji Układu Słonecznego ukazuje orbity planet w podobnych do siebie odległościach. W rzeczywistości, z kilkoma wyjątkami, im dalej planeta lub pas planetoid znajduje się od Słońca, tym bardziej rośnie odległość pomiędzy jej orbitą, a orbitą poprzedniego ciała. Na przykład Wenus znajduje się średnio o 0,33 j.a. dalej niż Merkury, podczas gdy Saturn znajduje się o 4,3 j.a. dalej od Jowisza, a Neptun krąży o 10,5 j.a. dalej od Urana. Podejmowano próby, aby określić związek pomiędzy tymi odległościami (patrz: Reguła Titiusa-Bodego), jednak żadna tego typu teoria nie znalazła wytłumaczenia i nie została zaakceptowana.

Słońce

Plik:Sun in X-Ray.png
Słońce widziane w promieniach X

Duża masa Słońca umożliwiła uzyskanie wystarczająco wysokiej temperatury, by mogła zachodzić reakcja termojądrowa, uwalniająca ogromne ilości energii, która jest wysyłana w przestrzeń w większości jako promieniowanie elektromagnetyczne, w tym i światło widzialne.

Gwiazdy porządkuje się na diagramie Hertzsprunga-Russella, na którym umieszcza się je według jasność absolutnej i temperatury powierzchni. Słońce jest klasyfikowane jako umiarkowanie duży żółty karzeł, jednak ta nazwa może być myląca ponieważ, w porównaniu do innych gwiazd w Galaktyce, Słońce jest raczej duże i jasne. Większość gwiazd na diagramie Hertzsprunga-Russella położona jest w obszarze nazywanym ciągiem głównym; Słońce leży właśnie pośrodku tego obszaru. Gwiazdy jaśniejsze i gorętsze od Słońca występują rzadko. Gwiazdy ciemniejsze i chłodniejsze są powszechne.

Miejsce Słońca w ciągu głównym określa go jako gwiazdę w "sile wieku". Nie wyczerpało ono jeszcze swojego zapasu wodoru niezbędnego do reakcji termojądrowej. Spalając wodór, Słońce staje się coraz jaśniejsze. We wcześniejszych etapach swojego życia jego jasność wynosiła 75% obecnej jasności.

Obliczenia dotyczące stosunku wodoru i helu wskazują, że znajduje się ono mniej więcej w połowie swojego życia jako gwiazda ciągu głównego. W końcu, za około pięć miliardów lat, Słońce zacznie się znacznie szybciej zmieniać, i opuści ciąg główny, stanie się znacznie większe i chłodniejsze (czerwieńsze), zmieniając się w czerwonego olbrzyma. Wówczas jego jasność absolutna będzie kilka tysięcy razy większa od obecnej, ale temperatura jego powierzchni będzie znacznie mniejsza, taka jak rozżarzonego węgla w ognisku (ok 500°C).

Słońce jest gwiazdą I populacji; narodziło się w późniejszych etapach ewolucji Wszechświata. Zawiera więcej pierwiastków cięższych niż wodór i hel czyli tzw. "metali" (mówiąc w żargonie astronomicznym) niż starsze gwiazdy II populacji. Pierwiastki cięższe niż wodór i hel powstają tylko w jądrach gwiazd, a pierwiastki cięższe od żelaza, tylko podczas eksplozji gwiazd. Pierwsze pokolenie gwiazd (hipotetycznej III populacji i częściowo II populacji) zakończyło swoją ewolucję w akcie eksplozji supernowej, dzięki czemu wszechświat został wzbogacony o atomy pierwiastków ciężkich. Najstarsze gwiazdy zawierają niewiele metali, podczas gdy gwiazdy powstałe później zawierają ich więcej. Ta właśnie duża zawartość metali jest jak się wydaje decydująca dla faktu, że Słońce wytworzyło układ planetarny, gdyż planety formują się z dysków zawierających pył kosmiczny.

Materia międzyplanetarna

Plik:Heliospheric-current-sheet.gif
Płaszczyzna, na której zmienia się polaryzacja pola magnetycznego Słońca, skręcona ze względu na jego ruch wirowy
Plik:Aurora australis 20050911.jpg
Zorza polarna wokół bieguna południowego zarejestrowana przez satelitę NASA IMAGE

Oprócz światła, Słońce wyrzuca strumień naładowanych cząstek, głównie protonów i elektronów, znany jako wiatr słoneczny. Cząstki te są wyrzucane z prędkością około 1,5 miliona km/h, strumień ten jest hamowany przez pole magnetyczne Słońca i wiatry ośrodka międzygwiezdnego (galaktyczne) w dużej odległości od gwiazdy; ocenia się że wiatr słoneczny sięga do odległości co najmniej 100 j.a. Aktywność słoneczna wpływa na intensywność wiatru słonecznego, poprzez burze magnetyczne oraz koronalne wyrzuty masy, tworząc rodzaj kosmicznej pogody.

Pole magnetyczne Ziemi chroni jej atmosferę przed wiatrem słonecznym. Wenus i Mars nie mają pól magnetycznych, dlatego wiatr słoneczny powoduje, że ich atmosfery są powoli wywiewane w przestrzeń. Interakcja wiatru słonecznego z polem magnetycznym tworzy zorze polarne obserwowane w pobliżu biegunów Ziemi, a także planet-olbrzymów.

Przez Układ Słoneczny przechodzi także promieniowanie kosmiczne pochodzące spoza układu. Wiatr słoneczny w obrąbie heliosfery (zwłaszcza w gęstszym płaszczu) i planetarne pola magnetyczne częściowo chronią przed nim Układ Słoneczny, choć nie wiadomo, w jakim stopniu. Nie jest także znany wpływ zmian pola magnetycznego Słońca na gęstość promieniowania kosmicznego w ośrodku międzyplanetarnym.

Materia międzyplanetarna jest miejscem występowania co najmniej dwóch dyskowatych obszarów pyłu kosmicznego. Pierwszy, zodiakalny obłok pyłu, leży w wewnętrznej części Układu Słonecznego i powoduje powstawanie światła zodiakalnego. Prawdopodobnie tworzą go kolizje w pasie planetoid. Drugi rozciąga się w obszarze od około 10 j.a. do ok. 40 j.a., a powstał prawdopodobnie wskutek podobnych kolizji w pasie Kuipera.

Większe ciała niebieskie

Słońce i planety Układu Słonecznego
LP Planeta/Gwiazda Symbol Średnica równikowa
(km oraz M⊕)
Masa
(1021 kg oraz M⊕)
Odległość od Słońca
(km oraz M⊕)
Czas obiegu
(dni)
Okres obrotu. Księżyce Rodzaj
Słońce Astronomiczny symbol Słońca ok. 1 392 000
109
ok. 1 989 100 000
332 950
- - 25d 9h 7m - gwiazda
1 Merkury Astronomiczny symbol Merkurego 4 879
0,3825
330,2
0,0552
57 909 170
0,3871
87,969
0,2408
58d 15h 26m 0 skalista
2 Wenus Astronomiczny symbol Wenus 12 104
0,9489
4 868,5
0,8149
108 208 926
0,7233
224,701
0,6152
243d 0h 27m 0 skalista
3 Ziemia Astronomiczny symbol Ziemi 12 756
1,0000
5 974,2
1,0000
149 597 887
1,0000
365,256
1,0000
23h 56m 04s 1 skalista
4 Mars Astronomiczny symbol Marsa 6 805
0,5335
641,9
0,1074
227 936 637
1,5237
686,960
1,8808
24h 37m 23s 2 skalista
5 Jowisz Astronomiczny symbol Jowisza 142 984
11,2092
1 898 600,8
317,8000
778 412 027
5,2034
4 333,287
11,8637
9h 55m 30s 63 gazowa
6 Saturn Astronomiczny symbol Saturna 120 536
9,4494
568 516,8
95,1620
1 426 725 413
9,5371
10 756,200
29,4484
10h 39m 22s 60 gazowa
7 Uran Astronomiczny symbol Urana 51 118
4,0074
86 841,0
14,5360
2 870 972 220
19,1913
30 707,490
84,0711
17h 14m 24s 27 gazowa
8 Neptun Astronomiczny symbol Neptuna 49 528
3,8827
102 439,6
17,1470
4 498 252 900
30,0690
60 223,353
164,8799
16h 06m 36s 13 gazowa

</center>

Plik:Odleglosci w ukladzie slonecznym.jpg
Względne odległości dzielące ciała niebieskie w Układzie Słonecznym

Planety skaliste krążą blisko Słońca, mają niewielkie rozmiary i stosunkowo wysoką gęstość. Prędkość obrotu wokół własnej osi jest mała, mają niewiele satelitów. Planety gazowe położone dalej od Słońca są dużo większe, mają małą gęstość, a prędkość obrotu wokół własnej osi jest większa. Każda z nich posiada wiele satelitów.

Planety wewnętrzne (skaliste)

Plik:Terrestrial planet size comparisons.jpg
Planety wewnętrzne. Od lewej do prawej: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars (w skali)

Cztery wewnętrzne planety Układu Słonecznego są planetami skalistymi, mają dużą gęstość, są zbudowane ze skał, posiadają najwyżej kilka księżyców lub nie mają ich w ogóle i nie posiadają pierścieni. Składają się w znacznej części z minerałów o wysokiej temperaturze topnienia, takich jak krzemiany, które tworzą ich skorupę oraz płaszcz, oraz metali takich jak żelazo i nikiel, które tworzą ich jądra. Trzy z czterech planet wewnętrznych (Wenus, Ziemia i Mars) mają atmosferę. Na ich powierzchni występują kratery uderzeniowe oraz tektoniczne cechy ukształtowania powierzchni takie jak rowy tektoniczne i wulkany.

Merkury
Merkury (0,4 j.a.) jest najbliższą Słońca i najmniejszą planetą (0,055 masy Ziemi). Merkury nie ma naturalnych satelitów, a jedyne znane jego cechy geologiczne oprócz kraterów uderzeniowych to obłe grzbiety i urwiska, prawdopodobnie powstałe w okresie kurczenia się jego stygnącego wnętrza we wczesnej historii planety. Merkury prawie w ogóle nie posiada atmosfery gdyż jest ona "zdmuchiwana" przez wiatr słoneczny. Nie wiadomo dokładnie jak ukształtowały się jego stosunkowo duże żelazne jądro i cienki płaszcz. Według części hipotez jego zewnętrzne warstwy zostały zdarte przez ogromne uderzenie i to spowodowało, że nie rozrósł się w pełni będąc pod wpływem promieniowania młodego Słońca.
Wenus
Wenus (0,7 j.a.) jest zbliżona rozmiarami do Ziemi (0,815 masy Ziemi) i podobnie jak ona, ma gruby płynny płaszcz wokół żelaznego jądra i masywną atmosferę, 90 razy gęstszą niż ziemska. Wenus nie posiada satelitów. Jest najgorętszą planetą, temperatura powierzchni osiąga powyżej 400°C, z powodu dużej zawartości gazów cieplarnianych w atmosferze. Nie posiada ona pola magnetycznego, które mogłoby zapobiec uszczupleniu jej gęstej atmosfery, co sugeruje że atmosfera jest stale uzupełniana przez aktywność wulkaniczną. Nie ma jednak jak dotąd innych dowodów współczesnej aktywności geologicznej na Wenus.
Ziemia
Ziemia (1 j.a.) jest największą i najgęstszą z planet wewnętrznych, jedyną z pewnością aktywną geologicznie i jedyną znaną planetą na której istnieje życie. Jej hydrosfera jest unikalna wśród planet skalistych. Jest także jedyną planetą gdzie została zaobserwowana tektonika płyt. Atmosfera ziemska jest odmienna od atmosfer pozostałych planet i jest wciąż kształtowana przez procesy biologiczne, dzięki którym zawiera 21% wolnego tlenu. Posiada jednego naturalnego satelitę – Księżyc – jedynego dużego satelitę pośród planet skalistych w Układzie Słonecznym. Czasem wręcz określa się układ Ziemia-Księżyc jako planetę podwójną.
Mars
Mars (1,5 j.a.) jest mniejszy niż Ziemia i Wenus (0,107 masy Ziemi). Ma rzadką atmosferę złożoną głównie z dwutlenku węgla. Jego powierzchnia jest usiana wieloma wulkanami takimi jak Olympus Mons i dolinami ryftowymi takimi jak Valles Marineris. Nie wiadomo, czy Mars wykazuje współcześnie aktywność geologiczną. Jego czerwona barwa pochodzi od gleby bogatej w tlenki żelaza. Mars ma dwa niewielkie księżyce: Fobosa i Deimosa, które są prawdopodobnie przechwyconymi planetoidami.

Pas planetoid

Plik:Rodzina Hildy.PNG
Pas planetoid i planetoidy trojańskie

Planetoidy to w większości małe ciała Układu Słonecznego, składające się głównie ze skalistych i metalicznych minerałów.

Główny pas planetoid zajmuje orbitę pomiędzy Marsem a Jowiszem, w obszarze od 2,12 do 3,3 j.a. od Słońca. Uważa się, że jest to pozostałość po procesie formacji Układu Słonecznego, tzn. że jest to materia, która nie zdołała się połączyć w większy obiekt z powodu oddziaływania grawitacyjnego Jowisza.

Rozmiar planetoid wynosi od setek kilometrów do rozmiarów mikroskopijnych. Wszystkie planetoidy z wyjątkiem Ceres są klasyfikowane jako małe ciała Układu Słonecznego, jednak niektóre, takie jak Vesta i Hygieia być może zostaną uznane za planety karłowate, jeśli okaże się że osiągnęły równowagę hydrostatyczną (czyli że potrafią pod wpływem własnej grawitacji osiągnąć kształt zbliżony do kulistego).

Do 2002, zidentyfikowano około 40000 obiektów mających ponad 1 km średnicy w pasie planetoid, a ich szacowana liczba wynosić może od 700 tys. do 1,7 mln<. Jednak łączna masa asteroid zapewne nie przekracza jednej tysięcznej masy Ziemi. Pas planetoid nie jest zbyt gęsty; sondy kosmiczne zwykle przechodzą przez niego bez kolizji. Planetoidy o średnicach pomiędzy 10 i 10-4 m nazywa się meteoroidami.

Niektóre spośród planetoid posiadają własne satelity. Nazywa się je zwykle księżycami planetoid, a jeśli oba ciała są zbliżonych rozmiarów, to uznaje się je za planetoidę podwójną.

Planetoidy w głównym pasie są podzielone na grupy w oparciu o charakterystyki ich orbit. Często łączy je także wspólne pochodzenie. Z pasa planetoid pochodzą także niektóre komety krótkookresowe, które możliwie były jednym ze źródeł wody na Ziemi.

Ceres

Ceres to największy i najwcześniej odkryty obiekt w pasie planetoid. Ma średnicę 952,4 km i stanowi około 1/3 łącznej masy pasa. Po odkryciu w 1801 uważany był za planetę, jednak odkrycia podobnych obiektów sprawiły, że zaczęto określać go jako planetka lub planetoida. W 2006 został przeklasyfikowany ponownie, jako planeta karłowata.

Planety zewnętrzne

Plik:Gas giants in the solar system.jpg
Planety zewnętrzne: (od góry) Neptun, Uran, Saturn i Jowisz (nie w skali)

Cztery planety zewnętrzne są gazowymi obrzymami (zwanymi też "planetami jowiszowymi"), razem stanowią 99% znanej masy orbitującej wokół SłońcaSzablon:Fakt. Jowisz i Saturn składają się w większości z wodoru i helu, zaś Uran i Neptun – z zamarzniętej wody, zamarzniętego amoniaku i metanu. Według niektórych podziałów, Uran i Neptun należą do oddzielnej kategorii, "lodowych olbrzymów". Wszystkie cztery planety gazowe posiadają pierścienie, jednak jedynie pierścienie Saturna są łatwo widzialne z Ziemi. Termin planety zewnętrzne nie powinien być mylony z pojęciem planety górne, który oznacza planety znajdujące się w większej odległości od Słońca niż Ziemia (planety gazowe i Mars).

Jowisz
Jowisz (5,2 j.a.) ma masę równą 318 mas Ziemi, czyli 2,5 razy więcej niż wszystkie pozostałe planety Układu. Składa się w większości z wodoru i helu. Duża ilość ciepła pochodząca z wnętrza planety tworzy wiele interesujących zjawisk w jego atmosferze, takich jak równoleżnikowe pasma chmur czy Wielka Czerwona Plama. Jowisz posiada 63 znane księżyce. Cztery największe z nich, tzw. księżyce galileuszowe, wykazują podobieństwa do planet skalistych, takie jak wulkanizm i zjawiska tektoniczne. Ganimedes, największy naturalny satelita w Układzie Słonecznym, jest większy niż Merkury.
Saturn
Saturn (9,5 j.a.) słynie ze swoich szerokich i jasnych pierścieni. Pod względem budowy i składu atmosfery bardzo przypomina on Jowisza. Ma jednak bardzo małą gęstość, przy średnicy równej ok. 84% średnicy Jowisza jest ponad trzykrotnie mniej masywny. Posiada 60 znanych satelitów (oraz trzy, których istnienie nie zostało potwierdzone). Tytan i Enceladus są zbudowane w większości z lodu; wykazują też oznaki aktywności geologicznej (lodowe wulkany). Tytan jest większy niż Merkury i jest jedynym satelitą w Układzie Słonecznym, który posiada gęstą atmosferę, w której zachodzą złożone zjawiska pogodowe i najprawdopodobniej powierzchniowe zbiorniki (jeziora i morza) ciekłych węglowodorów. Ciśnienie na jego powierzchni jest o ok. 47% większe niż na powierzchni Ziemi.
Uran
Uran (19,6 j.a.), przy masie 14 mas Ziemi, jest najlżejszą z planet-olbrzymów. Jego unikalną cechą jest to, że obiega Słońce "leżąc na boku"; jego oś obrotu jest nachylona do ekliptyki pod kątem bliskim 90°. Ma także znacznie mniej aktywne jądro i wypromieniowuje mniej ciepła niż pozostałe olbrzymy, spośród których największe to Tytania, Oberon, Umbriel, Ariel i Miranda.
Neptun
Neptun (30 j.a.), chociaż nieco mniejszy od Urana, ma większą masę (równą 17 mas Ziemi) i większą gęstość. Wypromieniowuje też więcej ciepła, ale nie tak dużo jak Jowisz czy Saturn. Neptun ma 13 znanych księżyców. Największy z nich, Tryton, jest geologicznie aktywny, posiada aktywne gejzery płynnego azotu. Tryton jest jedynym znanym satelitą poruszającym się wokół swojej planety w kierunku wstecznym – przeciwnym niż jej ruch wirowy.

Obszar obiektów transneptunowych

Plik:Outersolarsystem objectpositions labels comp.png
Mapa wszystkich znanych obiektów pasa Kuipera (zielone kropki), w zestawieniu z czterema planetami zewnętrznymi. Stan na 1 stycznia 2000. Na skalach podano odległości w j.a.

Obszar Układu Słonecznego poza orbitą Neptuna jest wciąż mało zbadany. Dotychczasowe badania wskazują, że znajduje się tam znaczna ilość z małych obiektów (największy znany ma średnicę pięciokrotnie mniejszą niż Ziemia i masę dużo mniejszą niż Księżyc), zbudowanych głównie ze skał i lodu. Obszar ten czasami zwany jest "zewnętrznym układem słonecznym", jednak wg innych termin ten odnosi się do obszaru poza pasem planetoid.

Pas Kuipera

Zasadnicza część pasa Kuipera to ogromny pierścień planetoid, zbudowanych głównie z lodu. Rozciąga się w odległościach 30-50 j.a. od Słońca. Składa się głównie z małych ciał Układu Słonecznego, lecz niektóre z największych jego obiektów, takie jak Quaoar, Varuna czy Orcus, mogą na podstawie definicji IAU zostać w przyszłości uznane za planety karłowate. Zidentyfikowano ponad tysiąc obiektów, z tego około tuzina o średnicy 1000 km lub większej. Ocenia się że w pasie istnieje ponad 100 tys. obiektów o średnicy przekraczającej 50 kmSzablon:Fakt. Łączna masa obiektów w pasie stanowić ma co najwyżej dziesiątą część masy Ziemi; szacunki te są jednak niepewne ze względu na niepewności w albedo, brak danych o gęstości większości tych obiektów i dokładne zbadanie jedynie wewnętrznego obszaru pasa Kuipera. Orbity większości obiektów są nachylone do ekliptyki. Wiele obiektów posiada satelity, niektóre są planetoidami podwójnymi.

Plik:TheKuiperBelt Projections 55AU Classical Plutinos.svg
Diagram przedstawiający podział pasa Kuipera.

Obiekty Pasa Kuipera można z grubsza podzielić na te "klasyczne" i te będące w rezonansie orbitalnym] z Neptunem, czyli takie których okres obiegu związany jest z okresem obiegu planety. Rezonans 2:3 oznacza, że ciało okrąża Słońce dwukrotnie w przeciągu trzech okrążeń Słońca przez Neptuna. Ten rodzaj rezonansu dotyczy już obiektów przecinających orbitę samego Neptuna, np. Plutona. Od nazwy tej planety karłowatej, obiekty będące w takim rezonansie nazywa się plutonkami (plutino). Część "klasyczna" pasa zawiera obiekty nie będące w rezonansie z Neptunem i rozciąga się z grubsza od 39,4 j.a. do 47,7 j.a.. Noszą nazwę cubewano, wziętą od pierwszego odkrytego obiektu tego typu, Szablon:Mpl.

Pluton i Charon
Plik:Pluto system 2006.jpg
Pluton i jego trzy znane księżyce.
Pluton (średnio 39 j.a.), planeta karłowata, jest największym znanym obiektem w pasie Kuipera. Kiedy został odkryty w 1930, uznano go za dziewiątą planetę; sytuacja zmieniła się w 2006 r. z wprowadzeniem nowej definicji planety. Pluton ma stosunkowo ekscentryczną orbitę nachyloną pod kątem 17 stopni do płaszczyzny ekliptyki i rozciągającą się od 29,7 j.a. od Słońca w peryhelium (wewnątrz orbity Neptuna) do 49,5 j.a. w aphelium.
Jego największy księżyc Charon ma masę tylko 7 razy mniejszą niż Pluton, dlatego tworzy wraz z Plutonem podwójną planetę karłowatą, co sprawia że punkt wokół którego krążą (barycentrum) znajduje się w przestrzeni pomiędzy nimi. Dwa znacznie mniejsze księżyce, Nix i Hydra, okrążają Plutona i Charona po dalszych orbitach.
Makemake
Makemake, planeta karłowata o średnicy wynoszącej około ¾ średnicy Plutona jest jednym z niewielu ciał pasa Kuipera nie posiadającym odkrytego satelity. Jego ekstremalnie zimna średnia temperatura (około 30K) sprawia że jego powierzchnię pokrywa najprawdopodobniej metanowy i etanowy lód. Posiada orbitę silnie nachyloną do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 29° i okresie obiegu wokół Słońca blisko 310 lat.

Dysk rozproszony

Plik:TheKuiperBelt Projections 100AU Classical SDO.svg
Diagram pasa Kuipera i dysku rozproszonego: na czarno: obiekty dysku rozproszonego; na niebiesko: cubewano; na zielono: obiekty w rezonansie z Neptunem

Dysk rozproszony zachodzi na pas Kuipera, lecz rozciąga się dużo dalej na zewnątrz. Uważa się, że ten obszar jest źródłem większości komet krótkookresowych. Prawdopodobnie obiekty dysku rozproszonego zostały wyrzucone na orbity erratyczne (nieregularne) przez oddziaływanie grawitacyjne Neptuna, który w okresie formowania się Układu Słonecznego poruszał się po bardziej oddalonej orbicie. Większość obiektów dysku rozproszonego (SDO – scattered disc objects) ma peryhelia w pasie Kuipera, lecz aphelia rozciągają się aż do 150 j.a. od Słońca. Orbity SDO są również silnie nachylone do płaszczyzny ekliptyki, a często są prawie prostopadłe do niej. Niektórzy astronomowie uważają dysk rozproszony za część pasa Kuipera i używają pojęcia "rozproszone obiekty pasa Kuipera".

Eris
Eris (średnio 68 j.a.) jest największym znanym obiektem dysku rozproszonego. Jej odkrycie spowodowało debatę nad nową definicją planety, ponieważ jest ona co najmniej o 5% większa niż Pluton. Ma ona średnicę w przybliżeniu 2400 km. Jest największą ze znanych planet karłowatych. Posiada jeden znany księżyc, Dysnomię. Podobnie jak w przypadku Plutona, jej orbita jest silnie ekscentryczna; Eris ma peryhelium w odległości 38,2 j.a. od Słońca (średni dystans Plutona), a aphelium w 97,6 j.a. i jest stromo nachylona do ekliptyki.

Mniejsze ciała Układu Słonecznego

Oprócz planetoid pasa głównego i pasa Kuipera, w Układzie Słonecznym istnieje wiele grup (rodzin) planetoid poruszających się po innych orbitach.

Komety

Plik:Comet c1995o1.jpg
Kometa Hale'a-Boppa z warkoczem gazowym (z lewej) i pyłowym (z prawej)

Komety są to małe ciała Układu Słonecznego, zazwyczaj o średnicy zaledwie kilku kilometrów, złożone w większości z lodu. Ich orbity są silnie ekscentryczne; zwykle peryhelium znajduje się w okolicach orbit planet wewnętrznych, natomiast aphelium znajduje się daleko za orbitą Plutona. Kiedy kometa zbliża się do Słońca, jej lodowa powierzchnia zaczyna sublimować, tworząc komę – długi warkocz gazu i pyłu często możliwy do zaobserwowania gołym okiem z Ziemi.

Wiele grup komet, takich jak np. grupa Kreutza, pochodzi z rozpadu pierwotnej komety. Niektóre komety, poruszające się po oritach hiperbolicznych, mogą pochodzić spoza Układu Słonecznego, ale dokładne określenie ich orbit jest trudne. Stare, nieaktywne komety, których lodowe części już wyparowały pod wpływem ogrzewania przez Słońce, zaliczane są do planetoid.

Komety krótkookresowe poruszają się po orbitach, których trwałość nie przekracza dwustu lat. Orbity komet długookresowych utrzymują się przez tysiące lat. Komety długookresowe, takie jak kometa Hale'a-Boppa, prawdopodobnie pochodzą z obłoku Oorta. Powstają one zapewne w wyniku zbliżenia się dwóch ciał w pasie Kuipera lub obłoku Oorta, które mogą zostać wytrącone ze swoich orbit i skierowane ku wewnętrznej części Układu Słonecznego, gdzie są obserwowane jako komety, albo też zostać wyrzucone w przestrzeń międzygwiezdną.

Komety i planetoidy mogą zderzać się z planetami, dlatego stanowią potencjalne zagrożenie dla życia na Ziemi. Ostatnie zderzenie komety z planetą zaobserwowano 16 czerwca 1994 roku, kiedy kometa Shoemaker-Levy 9 zderzyła się z Jowiszem. Na Ziemi znajduje się szereg kraterów uderzeniowych, które są śladami upadku komet lub planetoid.

Najdalsze obszary

Miejsce gdzie Układ Słoneczny się kończy, a zaczyna się przestrzeń międzygwiazdowa nie jest precyzyjnie określone, gdyż jego granice są kształtowane przez dwa różne zjawiska: wiatr słoneczny i grawitację Słońca. Prawdopodobnie wiatr słoneczny ustępuje przed ośrodkiem międzygwiazdowym z grubsza na dystansie czterech odległości Plutona od Słońca. Jednakże strefa Roche'a, obszar gdzie grawitacja Słońca dominuje, kończy się w przybliżeniu w połowie drogi do najbliższych gwiazd, czyli tysiąc razy dalej.

Heliosfera

Przestrzeń Układu Słonecznego wypełniona jest strumieniem cząstek wyrzucanych przez Słońce nazywanych wiatrem słonecznym. Obszar, w którym ciśnienie wiatru słonecznego przewyższa ciśnienie materii międzygwiazdowej, nazywa się heliosferą. Na ruch cząstek wyrzuconych przez Słońce wpływa jego pole magnetyczne, które przeważa nad galaktycznym polem magnetycznym.

Szok końcowy

Wiatr słoneczny wieje z naddźwiękową prędkością aż do odległości 95 j.a. (trzy dystanse Plutona). Granica tego obszaru to szok końcowy, w którym cząstki wiatru słonecznego są spowolnione do prędkości poddźwiękowych, napotykając przeciwne wiatry ośrodka międzygwiazdowego (galaktycznego). Według danych z Voyagera 1 szok końcowy znajduje się w odległości 85 j.a. od Słońca, z kolei Voyager 2 przesłał dane, według których granica ta znajduje się już w odległości 76 j.a. Prawdopodobnie wynika to z nieregularnego kształtu tej struktury.

Płaszcz Układu Słonecznego

Poza szokiem końcowym, w obszarze zwanym płaszczem Układu Słonecznego, wiatr słoneczny porusza się z prędkością poddźwiękową, w związku z czym zagęszcza się i tworzą się w nim turbulencje. Płaszcz jest rozciągnięty przez wiatry międzygwiazdowe w kształt przypominający ogon komety; rozciąga się na 40 j.a. w kierunku ruchu Układu Słonecznego i wielokrotnie dalej w przeciwną stronę. Obszar graniczny płaszcza nazywa się heliopauzą, gdzie wiatr słoneczny zupełnie zatrzymuje się i zaczyna się przestrzeń międzygwiazdowa.

Heliopauza

Obwiednia zewnętrznej krawędzi heliosfery jest prawdopodobnie kształtowana przez oddziaływanie z ośrodkiem międzygwiazdowym, według praw mechaniki płynów, jak również przez słoneczne pola magnetyczne, przy czym część północna jest rozleglejsza, rozciągając się o 9 j.a. (ok. 900 milionów mil) dalej niż część południowa. Jedna z hipotez postuluje istnienie strefy, w której na granicy heliopauzy dochodzi do formowania się ściany gorącego wodoru z materii międzygwiazdowej.

Żaden statek kosmiczny (sonda) nie przeszedł jeszcze przez heliopauzę, więc nie można wiedzieć na pewno jakie warunki panują w lokalnej przestrzeni międzygwiazdowej. Sondy Voyager NASA mają przejść przez heliopauzę w przyszłej dekadzie i przesłać cenne dane na temat poziomów promieniowania i wiatru słonecznego. Niewiele wiadomo o tym, na ile heliosfera chroni Układ Słoneczny przed promieniowaniem kosmicznym. W 2008 roku NASA planuje misję Interstellar Boundary Explorer (IBEX) mającą na celu uzyskanie obrazu heliosfery przy pomocy obrazowana energetycznych neutralnych atomów (ENA).

Za heliopauzą, w odległości ok. 230 j.a., leży tzw. łukowa fala uderzeniowa (bow shock), plazma wzbudzana przez Słońce podczas drogi przez ośrodek międzygwiazdowy Galaktyki.

Obłok Oorta

Hipotetyczny obłok Oorta to bardzo liczna grupa obiektów (od miliarda do biliona), zbudowanych głównie z lodu, tworzących w wewnętrznej części spłaszczoną, a dalej sferyczną otoczkę Układu Słonecznego. Rozciąga się on od 300 do 50 000 j.a. (prawie rok świetlny) od Słońca, a być może nawet dwukrotnie dalej. Przypuszczalnie składa się z planetozymali wyrzuconych z wewnętrznych obszarów Układu, wskutek grawitacyjnych oddziaływań dużych planet w początkowych fazach jego formowania. Struktura obłoku podlega wpływom innych gwiazd, ich bliskie przejścia, które zdarzały się w przeszłości i będą zdarzać w przyszłości, mogą wytrącać z niego komety w kierunku planet.

Sedna jest dużym, czerwonawym obiektem transneptunowym o silnie wydłużonej orbicie (76 j.a. w peryhelium; 928 j.a. w aphelium). Krąży ona poza obszarem pasa Kuipera, większość astronomów uważa również, że nie należy ona do dysku rozproszonego. Jest ona przedstawicielką innej grupy obiektów, do której może należeć również Szablon:Mpl (peryhelium w 45 j.a., aphelium w 415 j.a., okres obiegu 3420 lat). Grupę tę określa się jako "wewnętrzny obłok Oorta", gdyż mogła się ona uformować podonie jak obłok zewnętrzny. Nie wiadomo, jak liczna jest ta grupa ciał. Sedna zostanie prawdopodobnie zaliczona w przyszłości do grona planet karłowatych.

Niezbadane obszary

Plik:Sedna-NASA.JPG
Sedna widziana przez teleskop naziemny

Znaczna część naszego Układu Słonecznego pozostaje wciąż nieznana. Według szacunków pole grawitacyjne Słońca dominuje nad siłami grawitacyjnymi sąsiednich gwiazd w zasięgu około dwóch lat świetlnych, zaś zewnętrzna część obłoku Oorta rozciąga się do około 50 000 j.a. Oprócz pojedynczych odkryć, takich jak odnalezienie w 2003 roku planetoidy Sedny, obszar pomiędzy pasem Kuipera i obłokiem Oorta o promieniu dziesiątek tysięcy j.a. jest wciąż praktycznie nieopisany. Pas Kuipera urywa się nagle w odległości ok. 50 j.a. od Słońca, granica ta znana jest jako "klif Kuipera". Przyczyna tego zjawiska nie jest znana, ale takie granice tworzą się zwykle na skutek oddziaływania grawitacyjnego masywnych ciał – istnieje możliwość, że powoduje je niezaobserwowana dotąd planeta.

Pomimo wielu niepowodzeń, trwają również badania obszaru pomiędzy Merkurym a Słońcem. Jeżeli istnieją tam jakieś planetoidy, to najprawdopodobniej mają rozmiary nie większe niż 60 km.

Najbliższe sąsiedztwo

Bezpośrednie sąsiedztwo Układu Słonecznego stanowi Lokalny Obłok Międzygwiazdowy (ang. Local Fluff) – gęsty obłok, część bardziej rozsianego obłoku zwanego Bąblem Lokalnym (ang. Local Bubble) w ośrodku międzygwiazdowym. Ma on kształt klepsydry, a jego średnica to około 300 lat świetlnych. Obłok wypełnia plazma o wysokiej temperaturze, co sugeruje, że jest pozostałością po kilku supernowych.

Apeks Słońca (punkt, w kierunku którego Słońce porusza się w przestrzeni międzygwiezdnej) leży w gwiazdozbiorze Herkulesa, w pobliżu granicy z gwiazdozbiorem Lutni. Prędkość tego ruchu wynosi 16,5 km/s, czyli 50 lat świetlnych na milion lat.

Sąsiedztwo gwiezdne

Szablon:Main W odległości do 10 lat świetlnych (95 bilionów km) od Słońca istnieje stosunkowo niewiele gwiazd. Najbliżej znajduje się potrójny układ gwiazd Alfa Centauri (ok. 4,4 lat świetlnych). Są to Alfa Centauri A i B – ciasno związana para gwiazd podobnych do Słońca, oraz mały czerwony karzeł Proxima Centauri (Alfa Centauri C), okrążający je w odległości 0,2 roku świetlnego. Nieco dalej znajdują się czerwone karły Gwiazda Barnarda (5,9 lat świetlnych), Wolf 359 (7,8 lat świetlnych) i Lalande 21185 (8,3 lat świetlnych), która może posiadać układ planetarny. Największą gwiazdą w tym zasięgu jest Syriusz (8,6 lat świetlnych) – jasna gwiazda ciągu głównego, około dwukrotnie masywniejsza od Słońca, wokół której krąży biały karzeł Syriusz B. W odległości 8,7 lat świetlnych znajduje się podwójny czerwony karzeł Luyten 726-8, a w odległości 9,7 lat świetlnych czerwony karzeł Ross 154. Najbliższa nam gwiazda podobna do Słońca to Tau Ceti, oddalona o 11,9 lat świetlnych. Jej masa to około 80% masy Słońca, jej jasność to ok. 60% jasności Słońca.

Najbliższy pozasłoneczny system planetarny odkryto wokół gwiazdy Epsilon Eridani, gwiazdy nieco ciemniejszej i czerwieńszej niż Słońce, znajdującj się w odległości 10,5 lat świetlnych od Ziemi. Potwierdzono istnienie jednej planety (Epsilon Eridani b) około 1,5 razy cięższej od Jowisza, orbitującej wokół swej gwiazdy w okresie 6,9 roku, a podejrzewane jest istnienie drugiej.

Położenie w Galaktyce

Plik:Droga Mleczna.svg
Położenie Układu Słonecznego w galaktyce Drogi Mlecznej

Układ Słoneczny znajduje się w galaktyce Drogi Mlecznej, która jest galaktyką spiralną z poprzeczką o średnicy około 100 tys. lat świetlnych i zawiera około 200 miliardów gwiazd. Nasze Słońce znajduje się w jednym z mniejszych spiralnych ramion Galaktyki, znanym jako Ramię Oriona (lub Ramię Lokalne). Słońce leży w odległości około 25 tys. do 28 tys. lat świetlnych od centrum Galaktyki, a prędkość jego ruchu dookoła centrum Galaktyki to około 220 km/s. Pełny obrót, czyli rok galaktyczny trwa 225–250 milionów lat.

Położenie Układu Słonecznego w Galaktyce jest prawdopodobnie jednym z czynników warunkujących ewolucję życia na Ziemi. Jego orbita w Galaktyce jest zbliżona do okręgu, a prędkość orbitalna jest mniej więcej taka sama jak prędkość orbitalna ramion galaktycznych, co oznacza, że przejście pomiędzy ramionami zdarza się rzadko. W ramionach spiralnych znacznie częściej niż pomiędzy nimi dochodzi do wybuchów supernowych, które mogą mieć katastrofalny wpływ na klimat i biosferę planet; niektórzy naukowcy spekulują, że część wymierań na Ziemi mogła być spowodowana przez takie zjawiska. Ziemia znajduje się w miejscu względnie stabilnym, a zatem sprzyjającym ewolucji życia. Układ Słoneczny leży też wystarczająco daleko od gęsto wypełnionych gwiazdami regionów centrum Galaktyki, gdzie bliskie przejścia gwiazd mogłyby wytrącać ciała z obłoku Oorta i posyłać wiele komet do wnętrza Układu Słonecznego, powodując katastrofalne zderzenia. Intensywne promieniowanie z jądra Galaktyki również mogłoby zniszczyć życie na Ziemi.

Badania Układu Słonecznego

Przez wiele tysięcy lat ludzkość nie zdawała sobie sprawy z istnienia Układu Słonecznego. Ziemia była uważana nie tylko za centrum wszechświata, ale za zupełnie różną od boskich, eterycznych obiektów poruszających się po niebie. Indyjski matematyk i astronom Aryabhata i grecki filozof Arystarch z Samos pisali już wcześniej o heliocentrycznym porządku świata. Mikołaj Kopernik jako pierwszy w sposób matematyczny opracował model systemu heliocentrycznego. Jego XVII-wieczni następcy: Galileo Galilei, Jan Kepler, Isaac Newton, opracowali teorie/systemy które stopniowo ugruntowały przekonanie nie tylko o tym, że Ziemia krąży wokół Słońca, ale również, że planety rządzone są przez te same prawa fizyczne co Ziemia. W późniejszych czasach te same prawa umożliwiły opis zjawisk geologicznych, takich jak powstawanie gór i kraterów, a także wyjaśnienie zjawisk meteorologicznych na innych planetach.

Obserwacje przez teleskop

Plik:NewtonsTelescopeReplica.jpg
Replika teleskopu Isaaka Newtona.

Pierwsze obserwacje Układu Słonecznego były prowadzone przez teleskop. Dzięki niemu astronomowie mogli dostrzec obiekty zbyt słabe, by można je było dostrzec gołym okiem.

Galileo Galilei pierwszy odkrył fizyczne właściwości poszczególnych ciał niebieskich. Dostrzegł kratery na Księżycu, plamy na Słońcu i cztery księżyce Jowisza. Christiaan Huygens w ślad za Galileuszem dostrzegł księżyc Saturna: Tytana oraz pierścienie Saturna. Giovanni Cassini później dostrzegł jeszcze cztery księżyce Saturna, przerwę w jego pierścieniach, oraz wielką czerwoną plamę na Jowiszu.

W 1705 Edmond Halley spostrzegł, że pojawiająca się co jakiś czas na niebie kometa to ten sam obiekt, powracający regularnie co około 75–76 lat. Był to pierwszy dowód na to, że coś jeszcze oprócz planet okrąża Słońce. W tym samym czasie (1704), termin "Układ Słoneczny" po raz pierwszy pojawił się w języku angielskim.

W 1781 William Herschel poszukiwał gwiazd podwójnych w gwiazdozbiorze Byka, kiedy dostrzegł coś, co uznał za kometę. Po zbadaniu orbity tego ciała okazało się, że to nieznana dotychczas planeta – Uran.

W 1801 Giuseppe Piazzi odkrył planetę karłowatą Ceres, niewielkie ciało niebieskie pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza, które początkowo zostało uznane za nową planetę. Później, dalsze odkrycia tysięcy innych małych ciał w tym obszarze doprowadziły do utworzenia terminu "pas planetoid".

W 1846 zaobserwowane nieregularności orbity Urana zrodziły podejrzenia, że poza orbitą Urana musi znajdować się jeszcze jakaś planeta. Obliczenia Urbain Le Verriera doprowadziły w końcu do odkrycia Neptuna. Badając orbitę Merkurego Le Verrier postulował istnienie hipotetycznej planety krążącej na orbicie bliższej Słońca niż Merkury w 1859 r. Późniejsze dokładne obserwacje tych rejonów Układu Słonecznego wykluczyły jednak istnienie planety lub nawet planetoidy tak blisko Słońca.

Można spierać się, kiedy Układ Słoneczny został w pełni "odkryty". Trzy XIX-wieczne odkrycia określiły jego naturę i miejsce we Wszechświecie. W 1838 Friedrich Bessel zmierzył paralaksę gwiazdową – zauważalne przesunięcie pozycji gwiazdy względem innych spowodowane przez ruch obiegowy Ziemi dookoła Słońca. Był to nie tylko pierwszy bezpośredni i eksperymentalny dowód heliocentryzmu, ale także okazało się, po raz pierwszy, jak ogromna odległość dzieli Układ Słoneczny od innych gwiazd. W 1859 Robert Bunsen i Gustav Kirchhoff, używając dopiero co wynalezionego spektroskopu, zbadali spektralne właściwości Słońca i odkryli że jest ono zbudowane z tych samych pierwiastków, które występują na Ziemi, ustanawiając po raz pierwszy "fizykalny pomost pomiędzy Ziemią a niebem". Następnie Angelo Secchi porównał charakterystykę spektralną Słońca i innych gwiazd i okazało się że te charakterystyki są w zasadzie identyczne. Świadomość tego, że Słońce jest gwiazdą, doprowadziło do hipotezy, że inne gwiazdy też mogą mieć własne systemy planetarne. Jednak na dowiedzenie tego potrzeba było czekać jeszcze 140 lat.

Widoczne rozbieżności orbit planet zewnętrznych doprowadziły Percivala Lovella do wniosku, że za orbitą Neptuna musi istnieć jeszcze jakaś planeta – "Planeta X". Po jego śmierci, w Obserwatorium Lovella prowadzono poszukiwania które w końcu doprowadziły Clyde Tombaugha do odkrycia Plutona w 1930 r. Okazało się jednak, że Pluton jest zbyt mały i jego odkrycie nie tłumaczy w pełni nieregularności orbit planet zewnętrznych. Podobnie jak Ceres, Pluton początkowo był uważany za planetę, ale po odkryciu wielu innych ciał podobnego rozmiaru w jego pobliżu, został sklasyfikowany w 2006 r. jako planeta karłowata przez IAU.

Pierwszy pozasłoneczny system planetarny (pulsara PSR B1257+12) został odkryty w 1992 przez polskiego astronoma Aleksandra Wolszczana. Trzy lata później, została odkryta pierwsza planeta pozasłoneczna 51 Pegasi b, krążąca wokół gwiazdy podobnej do Słońca. Do 2008 r. znaleziono 221 pozasłonecznych systemów planetarnych.

Również w 1992 astronomowie David C. Jewitt z University of Hawaii i Jane Luu z Massachusetts Institute of Technology odkryli Szablon:Mpl – obiekt, który dowiódł, że musi należeć do zupełnie nowej grupy ciał w Układzie Słonecznym nazwanej pasem Kuipera; zbudowanych z lodu, podobnie jak pas planetoid. Takie obiekty jak Pluton i Charon okazały się być częścią pasa Kuipera.

W 2005 Michael E. Brown|Mike Brown, Chad Trujillo i David Rabinowitz ogłosili odkrycie Eris, obiektu należącego do dysku rozproszonego, większego niż Pluton i zarazem największego obiektu transneptunowego.

Obserwacje amatorskie

Słońce
Słońce projekcji okularowej - Synta 15012 EQ3-2 + Canon A95
]Księżyc - Cowbell May 25 2007
]Księżyc - DOMINO32 Oct 9 2006
]Jowisz

Większośc wazniejszych ciał niebieskich układu słonecznego można obserwowa gołym okiem lub z wykożystaniem lornetki. Należą do nich:


Obserwacja planet zwykle nie nastręcza trudnosci, a odnalezienie obiektu jest proste. Planety (te dobrze widoczne gołym okiem) od gwiazd odróżniamy po tym, iż pozbawione są charakterystycznego migotania (jest to obiekt o widocznej powierzchni, nie zaś niemal punkowe źródło światła).

Słońce

Słońce jest ciekawym obiektem do obserwacji, jak i niebezpiecznym. Bez specjalnych filtrów, nie wolno obserwowac go nawet gołym okiem. Obserwacja większym szprzętem, bez zabezpieczen moze skończyc się utrata wzroku lub uszkodzeniem sprzętu. Najlepszą metodą obserwacji słońca jest projekcja okularowa na kartke papieru lub sciane, w zaciemnionym pomieszczeniu.

Księzyc

W zasadzie naszego satelitę mozna obserwowac gołym okiem, jednak nawet słaba lornetka ujawnia wiele szczegółów jego powierzchni. Zaleca się używanie sprzetu o małej swiatłosile, ze względu na duża jasnośc obiektu.

Wenus

Wenus można obserwowac wieczorem lub rankiem, w okolicach naszej gwiazdy (Słońca), ze względu na jej orbite (znajduje się bliżej Słońca niż Ziemia), nisko nad horyzontem. Zazwyczaj jest bardzo jasnym obiektem, jej odnalezienie nie powinno sprawia trudności. Swiętnie obserwuje się ją tuz przed wschodem słońca, lub tuż po zachodzie. Podczar obserwacji porannych należy uważa na obecnośc słońca.

Mars

Marsa najłatwiej jest zlokalizowa przy uzyciu programu symulujacego wygląd nieba, po czym zazwyczaj łatwo go odnaleźc na nieboskłonie. Ma charakterystyczna, czerwoną barwę. Gołym okiem mozna go łatwo zlokalizowac, jednak dopiero teleskop moze ujawnic jego tajemnice. Lornetka nie jest najlepszym narzędziem do obserwowania tej planety.

Saturn

Saturna również dobrze jest odszukac przy użyciu programu, jednak zlokalizowac go możemy przeczesując (gołykm okiem) niebo w okolicach gwiazdozbioru Lwa (wiosną, latem, wczesną jesienią). Jest obiektem bardzo jasnym. Gołym okiem odnajdziemy go na niebie. Dobra lornetka pozwoli dostrzec księzyce, nikiedy nawet i pierścienie (dobra przejżystośc powietrza, dobra lornetka). Teleskop pozwala na bardziej precyzyjne obserwacje

Jowisz

Jowisza odnajdziemy w okolicach gwiazdozbioru Strzelca, co niestety powoduję że widoczny jest głównie późną wiosną i latem, dośc nisko nad horyzontem, jednak wyżej niż Wenus. Jest obiektem jaśniejszym niż Saturn, jednak na niebie moze wydawac się ciemniejszy (wpływ atmosfery). W naszych szerokościach geograficznych nie należy do najbardziej wdzięcznych obiektów, co jednak nie przeszkadza w tym, by się mu bliżej przyjżec.

Astrofotografia ciał niebieskich

Bogaty zbiór zjec układu słonecznego: Astro-Forum - plebiscyt zjęc księżyca i planet

Osobiste
Przestrzenie nazw
Warianty
Działania
Menu główne
Kategorie
Narzędzia