Aurinkokunta on ainutlaatuinen, ja sen alkuperä on nykyään mysteeri, jota ei ole täysin löydetty, vaikka tiedemiehet ovat yrittäneet monien vuosisatojen ajan toistaa kuvaa sen luomisesta. Voimme vain hyväksyä tai hylätä nykyaikaiset näkemykset alkuperästä aurinkokunta, mutta ihmiskunnalle se on edelleen mysteeri monien vuosisatojen ajan. Sen esiintymisestä on kuitenkin useita tieteellisiä oletuksia, joita tarkastelemme tässä artikkelissa.

Saksalainen filosofi Kant ehdotti 1700-luvulla, että aurinkokunta muodostui lukuisten kylmien hiukkasten pilvestä jatkuvassa ja kaoottisessa liikkeessä. Toinen tutkija, ranskalainen Laplace, ehdotti vuonna 1796, että aurinkokunnan alkuperä liittyy jatkuvasti pyörivään sumuun, joka koostuu kokonaan kaasusta.

Mielenkiintoisia hypoteeseja Aurinkokunnan alkuperä on aina ilmaissut useat tutkijat. Erityisesti englantilainen tähtitieteilijä Hoyle väittää, että aurinko oli syntymähetkellä kaasu- ja pölysumu, jossa oli magneettikenttä. Aluksi hän pyöri suuri nopeus, ja myöhemmin vaikutuksen vuoksi magneettikenttä sen kierto alkoi laskea.

Toisen esitti O. Yu. Schmidt. Kuten tiedemies ehdottaa, planeettojen muodostamiseen käytettävä väliaine on fragmentti tähtienvälisestä pilvestä, joka koostuu kaasun ja pölyn seoksesta. Siihen muodostuu lukuisia klustereita hiukkasten kaoottisten törmäysten seurauksena. Suuret muodostelmat kasvavat vähitellen ja tihenevät. Näin hänen näkökulmastaan ​​muodostuvat tulevien planeettojen "alkiot". Törmäysten aikana tapahtuvat törmäykset myötävaikuttavat siihen, että niiden kiertoradat muuttuvat ympyröiksi ja ajan myötä niiden liike Auringon ympäri muuttuu vakaaksi.

Aurinkokuntaa ja sen alkuperää tutkitaan monissa maailman tunnetuissa instituuteissa. Vuosittaiset kansainväliset kongressit sisältävät ohjelmaan pakollisen keskustelun tästä aiheesta, ja keskustelut ovat jo toistuvasti osallistuneet johtaviin venäläiset asiantuntijat Tiedeakatemian Geofysikaalisesta instituutista.

Aiheesta "Aurinkokunta ja sen alkuperä" annetaan syvällinen tutkimus tärkeä paikka ja niiden toteuttamiseen osoitetaan varoja valtion budjetista. Hetki tulee, ja tiedemiesten väsymättömän työn ansiosta salaisuuden verho nostetaan, jotta voimme oppia entistä enemmän hämmästyttävän planeettamme alkuperästä.

Avaruuden mittakaavassa planeetat ovat vain hiekanjyviä, joilla on merkityksetön rooli luonnonprosessien kehityksen suurenmoisessa kuvassa. Nämä ovat kuitenkin maailmankaikkeuden monipuolisimpia ja monimutkaisimpia esineitä. Millään muun tyyppisillä taivaankappaleilla ei ole samanlaista vuorovaikutusta tähtitieteellisten, geologisten, kemiallisten ja biologisia prosesseja. Mikään muu paikka avaruudessa ei voi synnyttää elämää sellaisena kuin me sen tunnemme. Pelkästään viimeisen vuosikymmenen aikana tähtitieteilijät ovat löytäneet yli 200 planeettaa.

Planeettojen muodostuminen, jota pidettiin pitkään rauhallisena ja paikallaan pysyneenä prosessina, osoittautui todellisuudessa melko kaoottiseksi.

Massien, kokojen, kokoonpanojen ja kiertoratojen hämmästyttävä monimuotoisuus on saanut monet ihmettelemään niiden alkuperää. 1970-luvulla planeettojen muodostumista pidettiin määrättynä, deterministisenä prosessina - putkilinjana, jossa amorfiset kaasu- ja pölylevyt muuttuvat aurinkokunnan kopioiksi. Mutta nyt tiedämme, että tämä on kaoottinen prosessi, jolla on erilainen tulos jokaiselle järjestelmälle. Syntyneet planeetat selvisivät kilpailevien muodostumis- ja tuhomekanismien kaaoksesta. Monet esineet kuolivat, paloivat tähtensä tulessa tai sinkoutuivat tähtienväliseen avaruuteen. Maapallollamme olisi voinut olla kauan kadoksissa olleet kaksoset, jotka vaeltavat nyt pimeässä ja kylmässä avaruudessa.

Planeettojen muodostumisen tiede sijaitsee astrofysiikan, planeettatieteen, tilastollisen mekaniikan ja epälineaarisen dynamiikan risteyksessä. Yleisesti ottaen planetaariset tutkijat kehittävät kahta pääsuuntaa. Progressiivisen akkretion teorian mukaan pienet pölyhiukkaset tarttuvat yhteen muodostaen suuria kokkareita. Jos tällainen lohko houkuttelee paljon kaasua, se muuttuu kaasujättiläiseksi, kuten Jupiter, ja jos ei, kiviplaneetaksi, kuten Maa. Tämän teorian tärkeimmät haitat ovat prosessin hitaus ja kaasun hajoamisen mahdollisuus ennen planeetan muodostumista.

Toisessa skenaariossa (painovoiman epävakauden teoriassa) väitetään, että kaasujättiläiset muodostuvat äkillisen romahtamisen seurauksena, mikä johtaa ensisijaisen kaasu-pölypilven tuhoutumiseen. Tämä prosessi jäljittelee tähtien muodostumista pienoiskoossa. Mutta tämä hypoteesi on erittäin kiistanalainen, koska se olettaa vahvan epävakauden olemassaolon, jota ei välttämättä tapahdu. Lisäksi tähtitieteilijät ovat havainneet, että suurimmat planeetat ja vähiten massiivisia tähtiä erottaa "tyhjyys" (keskipainoisia kappaleita ei yksinkertaisesti ole olemassa). Tällainen "vika" osoittaa, että planeetat eivät ole vain pienimassaisia ​​tähtiä, vaan esineitä, joiden alkuperä on täysin erilainen.

Huolimatta siitä, että tutkijat jatkavat väittelyä, useimmat pitävät peräkkäistä lisääntymisskenaariota todennäköisempänä. Tässä artikkelissa luotan siihen.

1. Tähtienvälinen pilvi kutistuu

Aika: 0 ( lähtökohta planeetan muodostumisprosessi)

Aurinkokuntamme sijaitsee galaksissa, jossa on noin 100 miljardia tähteä ja pöly- ja kaasupilviä, enimmäkseen edellisten sukupolvien tähtien jäänteitä. Tässä tapauksessa pöly on vain mikroskooppisia vesijään, raudan ja muiden hiukkasia kiinteät aineet tiivistynyt tähden ulompiin, viileisiin kerroksiin ja sinkoutuneena avaruuteen. Jos pilvet ovat kylmiä ja tarpeeksi tiheitä, ne alkavat romahtaa painovoiman vaikutuksesta muodostaen tähtijoukkoja. Tällainen prosessi voi kestää 100 tuhannesta useisiin miljooniin vuosiin.

Jokaisen tähden ympärillä on jäljellä olevan aineen kiekko, joka riittää muodostamaan planeettoja. Nuoret levyt sisältävät enimmäkseen vetyä ja heliumia. Kuumilla sisäalueillaan pölyhiukkaset haihtuvat, kun taas kylmissä ja harvinaisissa ulkokerroksissa pölyhiukkaset jäävät ja kasvavat höyryn tiivistyessä niille.

Tähtitieteilijät ovat löytäneet monia nuoria tähtiä tällaisten kiekkojen ympäröimänä. 1-3 Myrin tähdillä on kaasumaisia ​​kiekkoja, kun taas yli 10 Myrin vanhemmilla on heikkoja, kaasuköyhiä kiekkoja, koska joko vastasyntynyt tähti itse tai viereiset tähdet puhaltavat kaasua niistä pois. kirkkaat tähdet. Tämä aikaväli on täsmälleen planeettojen muodostumisen aikakausi. Paino raskaita elementtejä sellaisissa levyissä on verrattavissa näiden alkuaineiden massaan aurinkokunnan planeetoilla: melko vahva argumentti puolustaakseen sitä tosiasiaa, että planeetat muodostuvat sellaisista levyistä.

Tulos: vastasyntynyt tähti on kaasun ja pienten (mikrometrin kokoisten) pölyhiukkasten ympäröimä.

Kosmiset pölypallot

Jopa jättimäiset planeetat alkoivat vaatimattomina kappaleina – mikronin kokoisina pölyhiukkasina (pitkään kuolleiden tähtien tuhka), jotka kelluivat pyörivässä kaasukiekkossa. Etäisyyden myötä vastasyntyneestä tähdestä kaasun lämpötila laskee ja kulkee "jääviivan" läpi, jonka jälkeen vesi jäätyy. Aurinkokunnassamme tämä raja erottaa sisäiset kiviplaneetat uloimmista kaasujättiläisistä.

1. Hiukkaset törmäävät, tarttuvat yhteen ja kasvavat.
2. Kaasu kuljettaa mukanaan pienet hiukkaset, mutta yli millimetrin suuremmat hiukkaset hidastuvat ja kiertyvät kohti tähteä.
3. Jäälinjalla olosuhteet ovat sellaiset, että kitkavoima muuttaa suuntaa. Hiukkasilla on taipumus tarttua yhteen ja yhdistyä helposti useammiksi suuret ruumiit- planetesimaalit.

2. Levy saa rakenteen

Aika: noin 1 miljoona vuotta

Protoplanetaarisen kiekon pölyhiukkaset, jotka liikkuvat kaoottisesti kaasuvirtojen mukana, törmäävät toisiinsa ja joskus tarttuvat yhteen, joskus romahtavat. Pölyrakeet imevät valoa tähdestä ja lähettävät sen uudelleen kauko-infrapunaan siirtäen lämpöä levyn pimeimpiin sisäalueisiin. Kaasun lämpötila, tiheys ja paine yleensä laskevat etäisyyden mukaan tähdestä. Paineen, painovoiman ja keskipakovoiman tasapainon vuoksi kaasun pyörimisnopeus tähden ympäri on pienempi kuin vapaa vartalo samalla etäisyydellä.

Tämän seurauksena muutaman millimetrin suuremmat pölyhiukkaset ovat kaasun edellä, joten vastatuuli hidastaa niitä ja pakottaa ne kiertymään alas kohti tähteä. Mitä suurempia näistä hiukkasista tulee, sitä nopeammin ne liikkuvat alaspäin. Metrin kokoiset kappaleet voivat puolittaa etäisyyden tähdestä vain 1000 vuodessa.

Kun hiukkaset lähestyvät tähteä, ne kuumenevat ja vähitellen vesi ja muut matalalla kiehuvat aineet, joita kutsutaan haihtuviksi aineiksi, haihtuvat. Etäisyys, jolla tämä tapahtuu - niin kutsuttu "jääviiva" - on 2-4 tähtitieteellistä yksikköä (AU). Aurinkokunnassa tämä on vain jotain Marsin ja Jupiterin kiertoradan väliltä (Maan kiertoradan säde on 1 AU). Jääviiva jakaa planeettajärjestelmän sisäalueeseen, jossa ei ole haihtuvia aineita ja joka sisältää kiinteitä kappaleita, ja ulkoalueeseen, jossa on runsaasti haihtuvia aineita ja joka sisältää jäisiä kappaleita.

Pölyhiukkasista haihtuneet vesimolekyylit kerääntyvät itse jäärajalle, mikä laukaisee kokonaisen ilmiösarjan. Tällä alueella tapahtuu aukko kaasuparametreissa ja tapahtuu painehyppy. Voimien tasapaino saa kaasun nopeuttamaan liikettään keskitähden ympärillä. Tämän seurauksena hiukkasiin, jotka tulevat tänne, ei vaikuta vastatuuli, vaan myötätuuli, joka ajaa ne eteenpäin ja pysäyttää niiden kulkeutumisen kiekkoon. Ja koska hiukkaset virtaavat edelleen sen ulkokerroksista, jääviiva muuttuu sen kerääntymisnauhaksi.

Kertyessään hiukkaset törmäävät ja kasvavat. Jotkut heistä murtautuvat jäärajan läpi ja jatkavat vaellustaan ​​sisäänpäin; Kuumennettaessa ne peittyvät nestemäisellä mudalla ja monimutkaisilla molekyyleillä, mikä tekee niistä tahmeampia. Jotkut alueet ovat niin täynnä pölyä, että keskinäinen painovoiman vetovoima hiukkaset nopeuttavat niiden kasvua.

Pölyjyväset kerääntyvät vähitellen kilometrin kokoisiksi kappaleiksi, joita kutsutaan planetesimaaleiksi, jotka planeetan muodostumisen viimeisessä vaiheessa keräävät lähes kaiken primääripölyn. Itse planetesimaaleja on vaikea nähdä muodostuvissa planeettajärjestelmissä, mutta tähtitieteilijät voivat arvata niiden olemassaolosta törmäysjäännöksensä perusteella (ks. Ardila D. Näkymättömät planeettajärjestelmät // VMN, nro 7, 2004).

Tulos: monia kilometriä pitkiä "rakennuspalikoita", joita kutsutaan planetesimaaleiksi.

Oligarkkien nousu

Vaiheessa 2 muodostuneet miljardit kilometriä pitkät planetesimaalit kokoontuvat sitten Kuun tai Maan kokoisiksi kappaleiksi, joita kutsutaan alkioksi. Pieni määrä heistä hallitsee kiertoradansa. Nämä alkioiden joukossa olevat "oligarkit" taistelevat jäljellä olevasta aineesta

3. Planeettojen alkiot muodostuvat

Aika: 1-10 Ma

Merkuriuksen, Kuun ja kraattereilla peittämien asteroidien pinnat eivät jätä epäilystäkään siitä, että planeettojen muodostumiskaudella planeettajärjestelmät näyttävät ampumaradalta. Planetesimaalien keskinäiset törmäykset voivat stimuloida sekä niiden kasvua että tuhoa. Koagulaation ja pirstoutumisen välinen tasapaino johtaa kokojakaumaan, jossa pienet kappaleet ovat pääosin vastuussa järjestelmän pinta-alasta, kun taas suuret kappaleet määräävät sen massan. Kappaleiden kiertoradat tähden ympärillä voivat aluksi olla elliptisiä, mutta ajan myötä kaasun hidastuminen ja keskinäiset törmäykset muuttavat radat ympyrämäisiksi.

Aluksi kehon kasvu tapahtuu satunnaisten törmäysten seurauksena. Mutta mitä suuremmaksi planetesimaali tulee, sitä vahvempi on sen painovoima, sitä voimakkaammin se imee pienimassaisia ​​naapureitaan. Kun planetesimaalien massat tulevat vertailukelpoisiksi Kuun massaan, niiden painovoima kasvaa niin paljon, että ne ravistelevat ympäröiviä kappaleita ja taivuttavat ne sivuille jo ennen törmäystä. Tämä rajoittaa niiden kasvua. Näin syntyvät "oligarkit" - planeettojen alkiot, joiden massat ovat vertailukelpoisia, kilpailevat keskenään jäljellä olevista planetesimaaleista.

Jokaisen alkion ruokinta-alue on kapea kaistale sen kiertoradalla. Kasvu pysähtyy, kun alkio imeytyy suurin osa planetesimaalit vyöhykkeeltään. Alkugeometria osoittaa, että vyöhykkeen koko ja sukupuuttoon kuolemisen kesto kasvavat etäisyyden mukaan tähdestä. 1 AU:n etäisyydellä alkiot saavuttavat 0,1 Maan massan 100 tuhannessa vuodessa. 5 AU:n etäisyydellä ne saavuttavat neljä Maan massaa muutamassa miljoonassa vuodessa. Alkiot voivat kasvaa vieläkin suuremmiksi lähellä jäärajaa tai levyn repeämien reunoilla, joihin planetesimaalit ovat keskittyneet.

"Oligarkkien" kasvu täyttää järjestelmän planeetoiksi pyrkivien ruumiiden ylimäärällä, mutta vain harvat onnistuvat. Aurinkokunnassamme planeetat, vaikka ne ovat jakautuneet suurelle alueelle, ovat mahdollisimman lähellä toisiaan. Jos planeettojen välillä maan tyyppi aseta toinen planeetta, jolla on Maan massa, niin se horjuttaa koko järjestelmää. Samaa voidaan sanoa muista tunnetuista planeettajärjestelmistä. Jos näet kupin kahvia ääriään myöten täytettynä, voit melkein olla varma, että joku on täyttänyt sen liikaa ja vuotanut nestettä; on epätodennäköistä, että voit täyttää säiliön reunoja myöten läikyttämättä pisaraa. On aivan yhtä todennäköistä, että planeettajärjestelmillä on enemmän ainetta elämänsä alussa kuin lopussa. Jotkut esineet poistetaan järjestelmästä ennen kuin se saavuttaa tasapainon. Tähtitieteilijät ovat jo havainneet vapaasti kelluvia planeettoja nuorissa tähtijoukkoissa.

Tulos:"oligarkit" ovat planeettojen alkioita, joiden massat vaihtelevat Kuun massasta Maan massaan.

Jättiloikka planeettajärjestelmälle

Jupiterin kaltaisen kaasujättiläisen muodostuminen ratkaiseva kohta historiassa planeettajärjestelmä. Jos tällainen planeetta muodostuu, se alkaa hallita koko järjestelmää. Mutta jotta tämä tapahtuisi, ytimen on kerättävä kaasua nopeammin kuin se kiertyy kohti keskustaa.

Jättiplaneetan muodostumista estävät sen virittämät aallot ympäröivässä kaasussa. Näiden aaltojen toiminta ei ole tasapainossa, se hidastaa planeettaa ja saa sen vaeltamaan kohti tähteä.

Planeetta vetää puoleensa kaasua, mutta se ei voi asettua ennen kuin se jäähtyy. Ja tänä aikana se voi kiertyä melko lähelle tähteä. Jättiplaneetta ei välttämättä muodostu kaikissa järjestelmissä

4. Kaasujättiläinen syntyy

Aika: 1-10 Ma

Todennäköisesti Jupiter aloitti alkiosta, joka oli kooltaan verrattavissa Maahan, ja keräsi sitten noin 300 maapallon kaasumassaa lisää. Tällainen vaikuttava kasvu johtuu erilaisista kilpailevista mekanismeista. Ytimen painovoima vetää kaasun ulos kiekosta, mutta ydintä kohti puristuva kaasu vapauttaa energiaa, ja se on jäähdytettävä, jotta se laskeutuisi. Siksi kasvuvauhtia rajoittaa jäähtymisen mahdollisuus. Jos se tapahtuu liian hitaasti, tähti voi puhaltaa kaasua takaisin levyyn ennen kuin ydin muodostuu sen ympärille. tiheä ilmapiiri. Lämmönpoiston pullonkaula on säteilyn siirtyminen kasvavan ilmakehän ulkokerrosten läpi. Siellä olevan lämpövirran määrää kaasun opasiteetti (riippuu pääasiassa sen koostumuksesta) ja lämpötilagradientti (riippuu ytimen alkumassasta).

Varhaiset mallit osoittivat, että planeetan alkion massan tulisi olla vähintään 10 Maan massaa jäähtyäkseen tarpeeksi nopeasti. Näin suuri yksilö voi kasvaa vain lähellä jäärajaa, jonne oli aiemmin kertynyt paljon ainetta. Ehkä siksi Jupiter sijaitsee juuri tämän linjan takana. Suuret ytimet voivat muodostua mihin tahansa muuhun paikkaan, jos levy sisältää enemmän ainetta kuin planeettatieteilijät yleensä olettavat. Tähtitieteilijät ovat jo havainneet monia tähtiä, joiden ympärillä olevat kiekot ovat useita kertoja tiheämpiä kuin aiemmin on ajateltu. Suurelle näytteelle lämmönsiirto ei näytä olevan vakava ongelma.

Toinen kaasujättiläisten syntymistä estävä tekijä on alkion liike spiraalimaisesti kohti tähteä. Tyypin I migraatioksi kutsutussa prosessissa alkio kiihottaa aaltoja kaasumaisessa kiekossa, jotka puolestaan ​​vaikuttavat painovoimaisesti sen kiertoradan liikkeeseen. Aallot seuraavat planeettaa, aivan kuten sen jälki seuraa venettä. Radan ulkopuolella oleva kaasu pyörii hitaammin kuin alkio ja vetää sitä taaksepäin hidastaen sen liikettä. Ja kiertoradan sisällä oleva kaasu pyörii nopeammin ja vetää eteenpäin nopeuttaen sitä. Ulompi alue on suurempi, joten se voittaa taistelun ja saa bakteerin menettämään energiaa ja vajoamaan kiertoradan keskelle muutaman tähtitieteellisen yksikön miljoonassa vuodessa. Tämä muuttoliike pysähtyy yleensä jäärajalle. Täällä vastaantuleva kaasutuuli muuttuu myötätuuleksi ja alkaa työntää alkiota eteenpäin kompensoiden sen hidastuvuutta. Ehkä siksi Jupiter on juuri siellä, missä se on.

Ytimen kasvu, sen kulkeutuminen ja kaasun häviäminen levystä tapahtuvat lähes samalla nopeudella. Se, mikä prosessi voittaa, riippuu tuurista. On mahdollista, että useat alkioiden sukupolvet käyvät läpi muuttoprosessin ilman, että ne pystyvät saamaan kasvuaan loppuun. Niiden takana uudet planeetsimaalierät siirtyvät levyn ulkoalueilta sen keskustaan, ja tämä toistuu, kunnes lopulta muodostuu kaasujätti tai kunnes kaikki kaasu on imeytynyt, eikä kaasujättilä voi enää muodostua. Tähtitieteilijät ovat löytäneet Jupiterin kaltaisia ​​planeettoja noin 10 % tutkimistaan ​​auringon kaltaisista tähdistä. Tällaisten planeettojen ytimet voivat olla harvinaisia ​​alkioita, jotka ovat säilyneet useista sukupolvista - viimeisistä mohikaaneista.

Kaikkien näiden prosessien tulos riippuu aineen alkuperäisestä koostumuksesta. Noin kolmanneksella raskaita alkuaineita sisältävistä tähdistä on planeettoja, kuten Jupiter. On mahdollista, että tällaisilla tähdillä oli tiheät levyt, jotka mahdollistivat massiivisten siementen muodostumisen, joilla ei ollut ongelmia lämmönpoistossa. Ja päinvastoin, planeettoja muodostuu harvoin sellaisten tähtien ympärille, jotka ovat köyhiä raskaissa alkuaineissa.

Jossain vaiheessa planeetan massa alkaa kasvaa hirvittävän nopeasti: 1000 vuodessa Jupiterin kaltainen planeetta saavuttaa puolet lopullisesta massastaan. Samalla se säteilee niin paljon lämpöä, että se paistaa melkein kuin aurinko. Prosessi vakiintuu, kun planeetta kasvaa niin massiiviseksi, että se kääntää tyypin I muuttoliikkeen päälaelleen. Sen sijaan, että kiekko muuttaisi planeetan kiertorataa, planeetta itse alkaa muuttaa kaasun liikettä levyssä. Planeetan kiertoradalla oleva kaasu pyörii sitä nopeammin, joten sen vetovoima hidastaa kaasua ja pakottaa sen putoamaan kohti tähteä, eli poispäin planeetalta. Planeetan kiertoradan ulkopuolella oleva kaasu pyörii hitaammin, joten planeetta kiihdyttää sitä ja pakottaa sen liikkumaan ulospäin, jälleen poispäin planeetalta. Siten planeetta luo raon levyyn ja tuhoaa rakennusmateriaalin. Kaasu yrittää täyttää sen, mutta tietokonemallit osoittavat, että planeetta voittaa taistelun, jos 5 AU:n etäisyydellä. sen massa ylittää Jupiterin massan.

Tämä kriittinen massa riippuu aikakaudesta. Mitä aikaisemmin planeetta muodostuu, sitä suurempi on sen kasvu, koska levyssä on edelleen paljon kaasua. Saturnuksella on pienempi massa kuin Jupiterilla yksinkertaisesti siksi, että se muodostui muutaman miljoonan vuoden kuluttua. Tähtitieteilijät ovat havainneet pulaa planeetoista, joiden massat vaihtelevat 20 Maan massasta (se on Neptunuksen massa) 100 Maan massaan (Saturnuksen massa). Tämä saattaa olla avain evoluutiokuvan rekonstruoimiseen.

Tulos: Jupiterin kokoinen planeetta (tai sen puute).

5. Kaasujättiläinen alkaa olla levoton

Aika: 1-3 Ma

Kummallista kyllä, monet viimeisen kymmenen vuoden aikana löydetyistä Auringon ulkopuolisista planeetoista kiertävät tähteään hyvin lähekkäin, paljon lähempänä kuin Merkurius kiertää aurinkoa. Nämä niin sanotut "kuumat Jupiterit" eivät muodostuneet nykyiseen paikkaan, koska kiertoradan syöttövyöhyke olisi liian pieni tarvittavan materiaalin toimittamiseen. Ehkä niiden olemassaolo vaatii kolmivaiheisen tapahtumasarjan, joka ei jostain syystä toteutunut aurinkokunnassamme.

Ensinnäkin planeettajärjestelmän sisäosaan, lähellä jäärajaa, on muodostuttava kaasujättiläinen, kun kiekossa on vielä tarpeeksi kaasua. Mutta tätä varten levyllä on oltava paljon kiinteää ainetta.

Toiseksi jättiläisplaneetan on siirryttävä nykyiselle paikalleen. Tyypin I migraatio ei voi tarjota tätä, koska se vaikuttaa alkioihin jo ennen kuin ne keräävät paljon kaasua. Mutta tyypin II siirto on myös mahdollista. Nouseva jättiläinen luo raon kiekkoon ja hidastaa kaasun virtausta kiertoradalla. Tässä tapauksessa sen on taisteltava turbulentin kaasun taipumusta levitä levyn viereisille alueille. Kaasu ei koskaan lakkaa tunkeutumasta aukkoon, ja sen diffuusio kohti keskustatähteä aiheuttaa planeetan kiertoradan energian menettämisen. Tämä prosessi on melko hidas: kestää useita miljoonia vuosia, ennen kuin planeetta siirtää muutaman tähtitieteellisen yksikön. Siksi planeetan täytyy alkaa muodostua järjestelmän sisäosassa, jos se päätyy kiertoradalle lähellä tähteä. Kun tämä ja muut planeetat liikkuvat sisäänpäin, ne työntää jäljelle jääneet planetesimaalit ja bakteerit eteensä, mikä mahdollisesti luo "kuumia maapalloja" vielä lähempänä tähteä.

Kolmanneksi jonkin on pysäytettävä liike ennen kuin planeetta osuu tähteen. Tämä voi olla tähden magneettikenttä, joka puhdistaa tähden lähellä olevan tilan kaasusta, ja ilman kaasua liike pysähtyy. Ehkä planeetta kiihottaa tähden vuorovesi, ja ne puolestaan ​​hidastavat planeetan putoamista. Mutta nämä rajoittimet eivät välttämättä toimi kaikissa järjestelmissä, joten monet planeetat voivat jatkaa liikkumistaan ​​kohti tähteä.

Tulos: jättiläinen planeetta läheisellä kiertoradalla ("kuuma Jupiter").

Kuinka halata tähteä

Monissa järjestelmissä muodostuu jättimäinen planeetta, joka alkaa kiertyä kohti tähteä. Tämä tapahtuu, koska levyssä oleva kaasu menettää energiaa sisäinen kitka ja asettuu tähdelle raahaten mukanaan planeettaa, joka lopulta osoittautuu niin lähelle tähteä, että se vakauttaa sen kiertoradan

6. Muita jättiläisplaneettoja ilmestyy

Aika: 2-10 Ma

Jos yksi kaasujättiläinen onnistui muodostumaan, se myötävaikuttaa seuraavien jättiläisten syntymiseen. Monilla ja ehkä useimmilla tunnetuista jättiläisplaneetoista on kaksoset, joiden massa on vertailukelpoinen. Aurinkokunnassa Jupiter auttoi Saturnusta muodostumaan nopeammin kuin se olisi tehnyt ilman sitä. Lisäksi hän "ojensi auttavan kätensä" Uranukselle ja Neptunukselle, joita ilman ne eivät olisi saavuttaneet nykyistä massaansa. Niiden etäisyydellä Auringosta muodostumisprosessi ilman ulkopuolista apua olisi mennyt hyvin hitaasti: kiekko olisi haihtunut jo ennen kuin planeetat ehtivät saada massaa.

Ensimmäinen kaasujättiläinen osoittautuu hyödylliseksi useista syistä. Sen muodostaman raon ulkoreunalle aine keskittyy yleensä samasta syystä kuin jäärajalle: paine-ero saa kaasun kiihtymään ja toimimaan suotuisa tuuli pölyrakeiden ja planetesimaalien päällä, pysäyttäen niiden kulkeutumisen levyn ulkoalueilta. Lisäksi ensimmäisen kaasujättiläisen painovoima heittää usein vierekkäisiä planetesimaaleja järjestelmän ulkoalueelle, jossa niistä muodostuu uusia planeettoja.

Planeettojen toinen sukupolvi muodostuu ensimmäisen kaasujättiläisen niitä varten keräämästä materiaalista. Jossa hyvin tärkeä on vauhtia: pienikin viive voi muuttaa tulosta merkittävästi. Uranuksen ja Neptunuksen tapauksessa planetesimaalien kertyminen oli liiallista. Alkiosta tuli liian suuri, 10-20 Maan massaa, mikä viivästytti kaasun kertymisen alkamista siihen hetkeen, jolloin levyssä ei ollut enää lainkaan kaasua. Näiden kappaleiden muodostuminen saatiin päätökseen, kun ne keräsivät vain kaksi maanpäällistä kaasumassaa. Mutta nämä eivät ole enää kaasua, vaan jääjättiläisiä, jotka voivat osoittautua yleisimmäksi tyypiksi.

Toisen sukupolven planeettojen gravitaatiokentät lisäävät kaaosta järjestelmässä. Jos nämä kappaleet muodostuisivat liian lähelle toisiaan, niiden vuorovaikutus keskenään ja kaasukiekon kanssa voisi heittää ne korkeammalle elliptiselle kiertoradalle. Aurinkokunnassa planeetoilla on lähes pyöreät kiertoradat ja ne ovat riittävän kaukana toisistaan, mikä vähentää niiden keskinäistä vaikutusta. Mutta muissa planeettajärjestelmissä radat ovat yleensä elliptisiä. Joissakin järjestelmissä ne ovat resonoivia, eli kiertojaksot liittyvät toisiinsa pieninä kokonaislukuina. On epätodennäköistä, että tämä laskettiin muodostumisen aikana, mutta se saattoi syntyä planeettojen vaeltamisen aikana, kun keskinäinen gravitaatiovaikutus asteittain sitoi ne toisiinsa. Tällaisten järjestelmien ja aurinkokunnan välinen ero voidaan määrittää erilaisilla alkuvaiheen kaasujakaumilla.

Useimmat tähdet syntyvät ryhmissä, ja yli puolet niistä on binaarisia. Planeetat eivät saa muodostua tähtien kiertoradan liikkeen tasossa; tässä tapauksessa naapuritähden painovoima järjestää nopeasti uudelleen ja vääristää planeettojen kiertoradat muodostaen ei sellaisia ​​litteitä järjestelmiä kuin aurinkokuntamme, vaan pallomaisia, jotka muistuttavat mehiläisparvia pesän ympärillä.

Tulos: jättiläisplaneettojen yritys.

Lisäys perheeseen

Ensimmäinen kaasujättiläinen luo edellytykset seuraavan syntymiselle. Hänen raivaama kaistale toimii linnoituksen ojana, joka ei voi ylittää ulkopuolelta kiekon keskelle liikkuvaa ainetta. Se kerääntyy halkeaman ulkopuolelle, missä se muodostaa uusia planeettoja.

7. Maan kaltaisia ​​planeettoja muodostuu

Aika: 10-100 Ma

Planetologit uskovat, että Maan kaltaiset planeetat ovat yleisempiä kuin jättiläisplaneetat. Kaasujättiläisen synty edellyttää kilpailevien prosessien tarkkaa tasapainoa, mutta kiviplaneetan muodostumisen täytyy olla paljon vaikeampaa.

Ennen Auringon ulkopuolisten Maan kaltaisten planeettojen löytämistä luotimme vain aurinkokuntatietoihin. Neljä maanpäällistä planeettaa – Merkurius, Venus, Maa ja Mars – koostuvat enimmäkseen aineista, joilla on korkea kiehumispiste, kuten raudasta ja silikaattikivestä. Tämä osoittaa, että ne muodostuivat jäärajan sisäpuolelle eivätkä vaeltaneet havaittavasti. Tällaisilla etäisyyksillä tähdestä planeettojen alkiot voivat kasvaa kaasumaisessa levyssä jopa 0,1 Maan massaan, eli enintään Merkuriuksen massaan. Lisäkasvua varten on välttämätöntä, että alkioiden kiertoradat leikkaavat, sitten ne törmäävät ja sulautuvat. Edellytykset tälle syntyvät sen jälkeen, kun kaasu on haihtunut levyltä: keskinäisten häiriöiden vaikutuksesta useiden miljoonien vuosien aikana ytimien kiertoradat venyvät ellipseiksi ja alkavat risteämään.

On paljon vaikeampaa selittää, kuinka järjestelmä stabiloi itsensä uudelleen ja kuinka maanpäälliset planeetat päätyivät nykyisille lähes ympyränmuotoisille kiertoradoilleen. Pieni määrä jäljellä olevaa kaasua voisi tarjota tämän, mutta sellaisen kaasun olisi pitänyt estää ytimien kiertoradan alkuperäinen "sumentuminen". Ehkä, kun planeetat ovat melkein muodostuneet, siellä on vielä kunnollinen parvi planetesimaaleja. Seuraavien 100 miljoonan vuoden aikana planeetat pyyhkäisevät pois osan näistä planetesimaaleista, ja loput kääntyvät kohti aurinkoa. Planeetat siirtävät epäsäännöllisen liikkeensä tuhoon tuomituille planetesimaaleille ja siirtyvät ympyrämäisille tai lähes ympyräradoille.

Toisen ajatuksen mukaan Jupiterin painovoiman pitkäaikainen vaikutus saa syntymässä olevat maanpäälliset planeetat vaeltamaan siirtäen ne alueille, joissa on tuoretta ainetta. Tämän vaikutuksen pitäisi olla voimakkaampi resonanssiradoilla, jotka siirtyivät vähitellen sisäänpäin Jupiterin laskeutuessa nykyiselle kiertoradalle. Radioisotooppimittaukset osoittavat, että asteroidit muodostuivat ensin (4 miljoonaa vuotta Auringon muodostumisen jälkeen), sitten Mars (10 miljoonan vuoden kuluttua) ja myöhemmin Maa (50 miljoonan vuoden kuluttua): ikään kuin Jupiterin nostama aalto olisi kulkenut aurinkokunnan läpi. . Jos se ei olisi kohdannut esteitä, se olisi siirtänyt kaikki maanpäällisen ryhmän planeetat Merkuriuksen kiertoradalle. Kuinka he onnistuivat välttämään näin surullisen kohtalon? Ehkä niistä on tullut jo liian massiivisia, eikä Jupiter pystynyt liikuttamaan niitä paljoa, tai ehkä voimakkaat iskut heittivät ne Jupiterin kantaman ulkopuolelle.

Huomaa, että monet planeettatieteilijät eivät pidä Jupiterin roolia ratkaisevana kiinteiden planeettojen muodostumisessa. Useimmissa auringon kaltaisissa tähdissä ei ole Jupiterin kaltaisia ​​planeettoja, mutta niiden ympärillä on pölylevyjä. Tämä tarkoittaa, että on olemassa planetesimaaleja ja planeettojen alkioita, joista maapallon kaltaisia ​​esineitä voi muodostua. Pääkysymys, johon tarkkailijoiden on vastattava seuraavan vuosikymmenen aikana, on kuinka monessa järjestelmässä on maapalloja, mutta ei Jupitereita.

Planeettamme tärkein aikakausi oli ajanjakso 30–100 miljoonaa vuotta Auringon muodostumisen jälkeen, jolloin Marsin kokoinen alkio törmäsi protomaahan ja synnytti valtavan määrän roskia, joista Kuu syntyi. . Tällainen voimakas isku tietysti hajotti valtavan määrän ainetta ympäri aurinkokuntaa; siksi myös muiden järjestelmien Maan kaltaisilla planeetoilla voi olla satelliitteja. Tämä pyyhkäisemällä sen piti häiritä Maan pääilmakehää. Sen nykyinen ilmakehä on pääosin peräisin planeettamaaleihin jääneestä kaasusta. Maa muodostui niistä, ja myöhemmin tämä kaasu tuli ulos tulivuorenpurkausten aikana.

Tulos: maanpäälliset planeetat.

Ei-ympyrän liikkeen selitys

Sisään sisäalue Aurinkokunnassa planeettojen alkiot eivät voi kasvaa sieppaamalla kaasua, joten niiden on sulauduttava toisiinsa. Tätä varten heidän kiertoradansa on leikattava, mikä tarkoittaa, että jonkin täytyy häiritä niiden alkuperäinen ympyräliike.

Kun ytimiä muodostuu, niiden pyöreät tai lähes pyöreät radat eivät leikkaa toisiaan.

Ydinten gravitaatiovuorovaikutus keskenään ja niiden kanssa jättiläinen planeetta häiritsee kiertoradat.

Bakteerit yhdistyvät maa-tyyppiseksi planeetalle. Se palaa pyöreälle kiertoradalle sekoittaen jäljellä olevan kaasun ja hajottaen jäljellä olevat planetesimaalit.

8. Puhdistustoimet alkavat

Aika: 50 miljoonasta 1 miljardiin vuoteen

Tässä vaiheessa planeettajärjestelmä on melkein muodostunut. Useat toissijaiset prosessit jatkuvat: ympäröivän tähtijoukon romahtaminen, joka kykenee horjuttamaan planeettojen kiertoradat painovoimallaan; sisäinen epävakaus, joka ilmenee sen jälkeen, kun tähti lopulta tuhoaa kaasumaisen levynsä; ja lopuksi jäljellä olevien planetesimaalien jatkuva leviäminen jättimäisen planeetan toimesta. Aurinkokunnassa Uranus ja Neptunus heittävät planetesimaaleja Kuiperin vyöhykkeeseen tai kohti aurinkoa. Ja Jupiter voimakkaalla painovoimallaan lähettää ne Oort-pilveen, alueen reunalle gravitaatiovaikutus Aurinko. Oort-pilvi voi sisältää noin 100 Maan massaa. Ajoittain Kuiperin vyöhykkeen tai Oort-pilven planetesimaalit lähestyvät aurinkoa muodostaen komeettoja.

Planeetat itse vaeltavat hieman planeetasimaalia sirottamalla, mikä voi selittää Pluton ja Neptunuksen kiertoradan synkronoinnin. Ehkä Saturnuksen kiertorata sijaitsi kerran lähempänä Jupiteria, mutta siirtyi sitten pois siitä. Tämä liittyy luultavasti niin kutsuttuun voimakkaan pommituksen myöhäiseen aikakauteen - erittäin voimakkaiden törmäysten ajanjaksoon Kuun (ja ilmeisesti myös maan kanssa), joka tapahtui 800 miljoonaa vuotta Auringon muodostumisen jälkeen. Joissakin järjestelmissä voi tapahtua muodostuneiden planeettojen suuria törmäyksiä myöhäinen vaihe kehitystä.

Tulos: Planeettojen ja komeettojen muodostumisen loppu.

Sanansaattajat menneisyydestä

Meteoriitit eivät ole vain avaruuskiviä, vaan avaruusfossiileja. Planeetatieteilijöiden mukaan nämä ovat ainoat konkreettiset todistajat aurinkokunnan syntymiselle. Uskotaan, että nämä ovat asteroidien palasia, jotka ovat palasia planetesimaaleista, jotka eivät koskaan osallistuneet planeettojen muodostumiseen ja pysyivät ikuisesti jäätyneessä tilassa. Meteoriittien koostumus heijastaa kaikkea, mitä heidän emoruumiilleen tapahtui. On silmiinpistävää, että niissä näkyy jälkiä Jupiterin pitkäaikaisesta gravitaatiovaikutuksesta.

Rauta- ja kivimeteoriitit ilmeisesti muodostuivat sulamisvaiheessa oleviin planetesimaaleihin, minkä seurauksena rauta erottui silikaateista. Raskas rauta upposi ytimeen asti, kun taas kevyet silikaatit kerääntyivät ulkokerroksiin. Tutkijat uskovat, että lämpeneminen johtui rappeutumisesta radioaktiivinen isotooppi alumiini-26, jonka puoliintumisaika on 700 tuhatta vuotta. Supernovaräjähdys tai lähellä oleva tähti voisi "tartuttaa" protosolaarisen pilven tällä isotoopilla, minkä seurauksena se putosi aurinkokunnan ensimmäiseen planetesimaalien sukupolveen suurina määrinä.

Rauta- ja kivimeteoriitit ovat kuitenkin harvinaisia. Useimmat sisältävät kondruleja - pieniä millimetrin kokoisia jyviä. Nämä meteoriitit - kondriitit - syntyivät ennen planetesimaleja eivätkä koskaan kokeneet sulamista. Vaikuttaa siltä, ​​​​että suurin osa asteroideista ei liity ensimmäisen sukupolven planetesimaaleihin, jotka todennäköisimmin sinkoutuivat järjestelmästä Jupiterin vaikutuksen alaisena. Planeettatutkijat ovat laskeneet, että nykyisen asteroidivyöhykkeen alueella oli aiemmin tuhat kertaa enemmän ainetta kuin nykyään. Hiukkaset, jotka pakenivat Jupiterin kynsistä tai putosivat myöhemmin asteroidivyöhykkeeseen, sulautuivat uusiksi planetesimaaleiksi, mutta siihen mennessä niissä oli vähän alumiini-26:ta jäljellä, joten ne eivät koskaan sulaneet. Kondriittien isotooppinen koostumus osoittaa, että ne muodostuivat noin 2 miljoonaa vuotta aurinkokunnan muodostumisen alkamisen jälkeen.

Joidenkin kondrulien lasimainen rakenne osoittaa, että ennen planeettamaaleihin pääsyä niitä kuumennettiin, sulatettiin ja jäähdytettiin sitten nopeasti. Jupiterin varhaista kiertoradan vaellusta ohjaavien aaltojen on täytynyt muuttua shokkiaalloksi ja ne ovat saattaneet aiheuttaa tämän äkillisen kuumenemisen.

Ei ole olemassa yhtä suunnitelmaa

Ennen Auringon ulkopuolisten planeettojen löytämisen aikakautta pystyimme tutkimaan vain aurinkokuntaa. Vaikka se antoi meille mahdollisuuden ymmärtää mikrofysiikkaa kriittisiä prosesseja, meillä ei ollut aavistustakaan muiden järjestelmien kehitystavoista. Hämmästyttävä valikoima planeettoja löydetty ulkopuolella viime vuosikymmen laajensi tietomme horisonttia merkittävästi. Alamme ymmärtää, että Auringon ulkopuoliset planeetat ovat viimeinen elossa oleva protoplaneettojen sukupolvi, joka on kokenut muodostumisen, vaeltamisen, tuhoutumisen ja jatkuvan dynaamisen evoluution. Aurinkokuntamme suhteellinen järjestys ei voi olla jonkin yleissuunnitelman heijastus.

Yrittäessään selvittää, kuinka aurinkokuntamme muodostui kaukaisessa menneisyydessä, teoreetikot ovat kääntyneet tutkimuksen puoleen tehdäkseen ennusteita lähitulevaisuudessa mahdollisesti löydettyjen, vielä löytämättömien järjestelmien ominaisuuksista. Toistaiseksi tarkkailijat ovat havainneet vain planeettoja, joiden massat ovat Jupiterin lähellä aurinkoa muistuttavia tähtiä. Aseistettuna uuden sukupolven instrumenteilla he pystyvät etsimään maanpäällisiä esineitä, jotka peräkkäisen akretion teorian mukaan tulisi levitä laajalle. Planeetatieteilijät ovat vasta alkaneet ymmärtää, kuinka erilaisia ​​maailmoja on universumissa.

Käännös: V. G. Surdin

Lisäkirjallisuutta:
1) Kohti planeetan muodostumisen determinististä mallia. S. Ida ja D.N.C. Lin julkaisussa Astrophysical Journal, Voi. 604, nro 1, sivut 388-413; Maaliskuu 2004.
2) Planeetan muodostuminen: teoria, havainnointi ja kokeet. Toimittaja Hubert Klahr ja Wolfgang Brandner. Cambridge University Press, 2006.
3) Alven H., Arrhenius G. Aurinkokunnan evoluutio. M.: Mir, 1979.
4) Vityazev A.V., Pechernikova G.V., Safronov V.S. Maaplaneetat: alkuperä ja varhainen evoluutio. Moskova: Nauka, 1990.

Aurinkokunnan alkuperä johtuu suoraan painovoimaista. Niiden ansiosta maailmankaikkeus, galaksit, tähdet ja planeetat ovat olemassa. Monia vuosisatoja sitten eläneet ihmiset olettivat, että täytyy olla joitain salaperäisiä voimia, jotka vähitellen hallitsevat maailmaa. Mutta ensimmäinen, joka luo matemaattinen malli universaali gravitaatio, oli Englantilainen fyysikko, matemaatikko ja tähtitieteilijä Isaac Newton(1642-1727). Hän loi taivaanmekaniikan perustan.

Se perustui Newtonin työhön empiirisiä lakeja Kepler. Teoria komeettojen ja kuun liikkeestä luotiin. Newton selitti tieteellisesti maan akselin precession. Tätä kaikkea harkitaan edelleen valtava panos tieteeseen. Mutta saksalainen filosofi Immanuel Kant (1724-1804) oli ensimmäinen, joka ilmaisi ajatuksensa Auringon ja planeettojen muodostumisesta.

Vuonna 1755 hänen teoksensa "The Universal luonnonhistoria ja taivaan teoria. "Siessä filosofi ehdotti, että kaikki taivaankappaleet ja itse valaisin syntyivät sumusta, joka oli alun perin valtava kaasu- ja pölypilvi. Kant puhui ensimmäisenä kosmogonia- maailman alkuperä.

Tämä vaatii primäärimateriaalia ja gravitaatiovoimia. Mutta jumalallinen väliintulo tästä asiasta ei vaadittu. Eli sen seurauksena maailma syntyi fyysisiä lakeja eikä Jumalalla ollut mitään tekemistä sen kanssa. Tuolloin se oli melko rohkea lausunto.

Aurinkokunnan muodostumisen kolme vaihetta

Nykyajan näkemykset aurinkokunnan alkuperästä ovat pitkälti yhtäpitäviä Kantin johtopäätösten kanssa. Ei ihme, että hän Bulgakovin mukaan syö jatkuvasti aamiaista itse paholaisen kanssa. Siksi filosofi tiesi, mitä hän sanoi, ja tämän päivän oppineet mielet ovat suurelta osin samaa mieltä hänen kanssaan.

Pääteoria viittaa siihen, että nykyisen aurinkokunnan alueella oli valtava kaasu- ja pölypilvi 5 miljardia vuotta sitten. Sillä oli valtavat mitat, ja sitä venytettiin avaruudessa 6 miljardia kilometriä. Samanlaisia ​​pölypilviä on valtavan universumin monissa nurkissa. Suurin osa niistä koostuu vedystä. Tämä on kaasu, josta tähdet alun perin muodostuvat. Sitten lämpöydinreaktion seurauksena inerttiä kaasua alkaa vapautua heliumia. Muiden aineiden osuus on vain 2 %.

Jossain vaiheessa pölypilvi sai ulkoisen voimakkaan impulssin, joka on valtava energian vapautuminen. Se saattoi olla räjähdyksen synnyttämä iskuaalto. supernova. Ja on mahdollista, että ulkoista vaikutusta ei ollut. Pelkästään vetovoimalain vuoksi pilven tilavuus alkoi pienentyä ja tiivistyä.

Tämä prosessi aiheutti painovoiman romahtamisen. Toisin sanoen kosminen massa puristui nopeasti. Tämän seurauksena keskelle ilmestyi hehkusydän, jossa oli erittäin korkea tiheys. Loput massasta levisi ytimen reunoja pitkin. Ja koska kaikki avaruudessa pyörii akselinsa ympäri, tämä massa on saanut kiekon muodon.

Ytimen koko pieneni, mikä nosti sen lämpötilaa ja tiheyttä. Tämän seurauksena se on muunnettu prototähti. Tämä on tähden nimi, jossa on edellytykset lämpöydinreaktion alkamiselle. Ja kaasupilvi ytimen ympärillä tiivistyi yhä enemmän.

Lopulta ytimessä lämpötila ja paine saavuttivat kriittisen arvon. Tämä laukaisi lämpöydinreaktion alkamisen ja vety alkoi muuttua heliumiksi. Prototähti lakkasi olemasta, ja sen sijaan nousi tähti nimeltä Aurinko. Tämä koko prosessi kesti noin miljoona vuotta. Ei paljon avaruusstandardien mukaan.

Ja sitten seurasi toinen prosessi. Auringon ympärillä kiertävät kaasu- ja pölypilvet alkoivat tiivistyä tiheiksi renkaiksi. Jokainen niistä muodosti hyytymän, jonka tiheys oli suurempi. Lisäksi raskaimmat aineet olivat hyytymän keskellä, ja keuhkot syntyivät ulkokuori. Näin muodostuivat kaasujen ympäröimien planeettojen ytimet.

Yksinkertaisesti sanottuna voimme sanoa, että tähti "puhui" lähimmästä ytimestä kaasukuoret. Näin muodostui pieniä planeettoja, jotka kiertävät lähellä aurinkoa. se Merkurius, Venus, Maa ja Mars. Ja muut planeetat olivat suurella etäisyydellä tähdestä. Siksi he säilyttivät "kaasutakkinsa". Ne tunnetaan tällä hetkellä nimellä kaasujättiplaneetat: Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Kaikki nämä muutokset kestivät vielä 4 miljoonaa vuotta.

Myöhemmin planeettojen ympärille ilmestyi satelliitteja. Joten Kuu ilmestyi lähelle maata. Myös muut planeetat hankkivat satelliitteja. Ja lopulta muodostui yksi avaruusyhteisö, joka on olemassa tähän päivään asti.

Näin tiede selittää aurinkokunnan alkuperän. Muuten, tämä teoria luontainen muille tähtimuodostelmille, jotka avaruudessa ääretön joukko. Kuka tietää, ehkä jossain mustassa kuilussa on vastaava tähtijärjestelmä. On älykäs elämä, ja näin ollen on olemassa jonkinlainen sivilisaatio. On täysin mahdollista, että jonakin päivänä ihmiset tapaavat veljiä mielessään. Tästä tulee eniten erinomainen tapahtuma historiaamme.

Kantin teoria

Monien vuosisatojen ajan kysymys Maan alkuperästä pysyi filosofien monopolina asiallista materiaalia lähes kokonaan puuttuu tällä alueella. Ensimmäiset tähtitieteellisiin havaintoihin perustuvat tieteelliset hypoteesit Maan ja aurinkokunnan alkuperästä esitettiin vasta vuonna 1700-luvulla. Sen jälkeen yhä useampia uusia teorioita ei ole lakannut ilmestymästä kosmogonisten ideoiden kasvun mukaisesti. Ensimmäinen tässä sarjassa oli kuuluisa teoria, joka muotoiltiin vuonna 1755 saksalainen filosofi Immanuel Kant. Kant uskoi, että aurinkokunta syntyi jostakin primääriaineesta, joka oli aiemmin levinnyt vapaasti avaruuteen. Tämän aineen hiukkaset siirtyivät eri suuntiin ja törmäsivät toisiinsa, menettivät nopeuden. Raskaimmat ja tiheimmät niistä, painovoiman vaikutuksesta, liittyivät toisiinsa muodostaen keskeisen joukon - Auringon, joka puolestaan ​​veti puoleensa kauempana olevia, pienempiä ja kevyempiä hiukkasia.

Siten syntyi tietty määrä pyöriviä kappaleita, joiden liikeradat leikkaavat keskenään. Jotkut näistä aluksi vastakkaisiin suuntiin liikkuvista kappaleista vedettiin lopulta yhdeksi virtaukseksi ja muodostivat kaasumaisen aineen renkaita, jotka sijaitsevat suunnilleen samassa tasossa ja pyörivät Auringon ympäri samaan suuntaan häiritsemättä toisiaan. Erillisissä renkaissa muodostui tiheämpiä ytimiä, joihin kevyempiä hiukkasia vetäytyi vähitellen muodostaen pallomaisia ​​ainekertymiä; näin syntyivät planeetat, jotka jatkoivat kiertämistä Auringon ympäri samassa tasossa kuin alkuperäiset kaasumaisen aineen renkaat.

Laplacen sumuteoria

Vuonna 1796 ranskalainen matemaatikko ja tähtitieteilijä Pierre-Simon Laplace esitti teorian, joka poikkesi hieman edellisestä. Laplace uskoi, että Aurinko oli alun perin olemassa valtavan hehkuvan kaasumaisen sumun (sumun) muodossa, jonka tiheys oli merkityksetön, mutta mittasuhteet valtavat. Laplacen mukaan tämä sumu pyöri alun perin hitaasti avaruudessa. Gravitaatiovoimien vaikutuksesta sumu supistui vähitellen ja sen pyörimisnopeus kasvoi. Tuloksena oleva lisääntyvä keskipakovoima antoi sumulle litistyneen ja sitten linssimäisen muodon. Sumun ekvatoriaalisessa tasossa vetovoiman ja keskipakovoiman välinen suhde muuttui jälkimmäisen eduksi, niin että lopulta ainemassa kertyi päiväntasaajan vyöhyke sumu erottui muusta kehosta ja muodosti renkaan. Pyörimistä jatkaneesta sumusta erotettiin peräkkäin uusia renkaita, jotka tietyissä kohdissa tiivistyessään muuttuivat vähitellen planeetoiksi ja muiksi aurinkokunnan kappaleiksi. Kaikkiaan alkuperäisestä sumusta erottui kymmenen rengasta, jotka hajosivat yhdeksään planeettaan ja asteroidivyöhykkeeksi - pieniksi taivaankappaleiksi. Yksittäisten planeettojen satelliitit muodostuivat toissijaisten renkaiden aineesta, joka oli repeytynyt planeettojen kuumasta kaasumaisesta massasta.

Aineen jatkuvan tiivistymisen vuoksi vasta muodostuneiden kappaleiden lämpötila oli poikkeuksellisen korkea. Tuohon aikaan maapallomme oli P. Laplacen mukaan kuuma kaasumainen pallo, joka hehkui kuin tähti. Pikkuhiljaa tämä pallo kuitenkin jäähtyi, sen aine siirtyi nestemäinen tila, ja sitten kun se jäähtyi edelleen, sen pinnalle alkoi muodostua kova kuori. Tämä kuori oli ympäröity raskailla ilmakehän höyryillä, joista vesi tiivistyi jäähtyessään.

Nämä kaksi teoriaa täydensivät toisiaan, joten kirjallisuudessa niihin viitataan usein alla yleinen nimi Kant-Lallasin olettamuksena. Koska tieteellä ei tuolloin ollut hyväksyttävämpiä selityksiä, tällä teorialla oli monia kannattajia 1800-luvulla.

Farkut teoria.

James Jeansin vuonna 1916 esittämän uuden teorian, jonka mukaan tähti kulki Auringon läheltä ja sen vetovoima aiheutti aurinkoaineen päästön, josta myöhemmin muodostui planeettoja, oli tarkoitus selittää liikemäärän kulmajakauman paradoksi. Tällä hetkellä asiantuntijat eivät kuitenkaan tue tätä teoriaa. Vuonna 1935 Russell ehdotti, että aurinko olisi kaksoistähti. Gravitaatiovoimat repivät toisen tähden irti, kun se lähestyi toista, kolmatta tähteä. Yhdeksän vuotta myöhemmin Hoyle teoriassa, että aurinko oli kaksoistähti, ja toinen tähti käy evoluution polkunsa läpi ja räjähti supernovana ja irrotti koko kuorensa. Tämän kuoren jäänteistä muodostui planeettajärjestelmä. Neuvostoliiton tähtitieteilijä Otto Schmidt ehdotti 1940-luvulla, että aurinko vangitsi pölypilven kiertäessään galaksia. Tämän valtavan kylmän pölypilven aineesta muodostui kylmiä tiheitä esiplanetaarisia kappaleita - planetesimaaleja. Monien edellä lueteltujen teorioiden osia käytetään nykyaikaisessa kosmogoniassa.

Schmidtin teoria.

Vuonna 1944 Neuvostoliiton tiedemies O. Yu. Schmidt ehdotti teoriaansa aurinkokunnan alkuperästä. O. Yu. Schmidtin mukaan planeettajärjestelmämme muodostui aineesta, joka oli vangittu kaasu-pölysumusta, jonka läpi Aurinko kerran kulki ja jolla oli silloinkin melkein "moderni" ulkonäkö. Ei kuitenkaan vaikeuksia vääntömomentti planeettoja ei synny, koska pilviaineen alkuhetki voi olla mielivaltaisen suuri. Vuodesta 1961 lähtien tämän hypoteesin kehitti englantilainen kosmogonisti Littleton, joka teki siihen merkittäviä parannuksia. On helppo nähdä, että Schmidt-Littletonin "akkretion"-hypoteesin lohkokaavio osuu yhteen Jeans-Wulfsonin "kaappaushypoteesin" lohkokaavion kanssa. Molemmissa tapauksissa "melkein moderni" aurinko törmää enemmän tai vähemmän "löysään" avaruusobjekti, vangitsee osia sen aineesta. On kuitenkin huomattava, että jotta Aurinko voisi vangita riittävän määrän ainetta, sen nopeuden suhteessa sumuun on oltava hyvin pieni, luokkaa sata metriä sekunnissa. Ottaen huomioon, että nopeus sisäiset liikkeet pilven elementtien ei pitäisi olla pienempiä, joten pohjimmiltaan me puhumme Auringosta "juttunut" pilveen, jolla todennäköisesti pitäisi olla yhteinen alkuperä pilven kanssa. Näin ollen planeettojen muodostuminen liittyy tähtien muodostumisprosessiin.

Fesenkovin teoria.

Todennäköisesti Kuun ja Maan ikä on lähellä Auringon ikää, uskoi akateemikko V. Fesenkov 50-60 vuoteen. Ja aine, josta ne koostuvat, syntyi lähes aurinkoisesta kaasu-pölysumusta, ei tähtienvälisistä klusteista. Fesenkovin mukaan Kuu ja Maa ovat "nuoren Auringon lapsia", joka pyöriessään ja vähitellen paksuuntuessaan aiheutti pyörretiivistymiä ympärilleen - tulevaisuuden planeetoille ja niiden satelliiteille. Kuun suhteen tiedemies osoittautui oikeaksi, sen alkuperä liittyy todellakin nuoren Auringon räjähdykseen.

Aurinkokunta koostuu keskeisestä taivaankappaleesta - Auringon tähdestä, 9 sen ympärillä pyörivästä suuresta planeettasta, niiden satelliiteista, monista pienistä planeetoista - asteroideista, lukuisista komeetoista ja planeettojen välisestä väliaineesta. Tärkeimmät planeetat on järjestetty etäisyyden mukaan Auringosta seuraavasti: Merkurius, Venus, Maa, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus, Pluto. Kolme viimeistä planeettaa voidaan tarkkailla vain maasta kaukoputkien kautta. Loput näkyvät enemmän tai vähemmän kirkkaina ympyröinä ja ovat olleet ihmisten tiedossa muinaisista ajoista lähtien.

Yksi tärkeitä asioita liittyy planeettajärjestelmämme tutkimukseen - sen alkuperän ongelmaan. Ratkaisu tähän ongelmaan on luonnontieteellinen, ideologinen ja filosofinen merkitys. Vuosisatojen ja jopa vuosituhansien ajan tiedemiehet ovat yrittäneet selvittää maailmankaikkeuden, mukaan lukien aurinkokunnan, menneisyyttä, nykyisyyttä ja tulevaisuutta. Planetaarikosmologian mahdollisuudet ovat kuitenkin tähän päivään asti hyvin rajalliset - toistaiseksi vain meteoriitteja ja kuun kivinäytteitä on saatavilla laboratoriokokeisiin. Rajoitetut ja mahdollisuudet vertaileva menetelmä tutkimus: muiden planeettajärjestelmien rakennetta ja malleja ei vieläkään ymmärretä hyvin.

Tähän mennessä tunnetaan monia aurinkokunnan alkuperää koskevia hypoteeseja, mukaan lukien saksalaisen filosofin I. Kantin (1724–1804) ja ranskalaisen matemaatikon ja fyysikon P. Laplacen (1749–1827) itsenäisesti esittämät. I. Kantin näkemys oli kylmän pölyisen sumun evoluutiokehitys, jonka sisäänkäynnistä syntyi ensin massiivinen keskuskappale - Aurinko, ja sitten syntyivät planeetat. P. Laplace piti alkuperäistä sumua kaasumaisena ja erittäin kuumana, nopeasti pyörivänä. Puristuessaan yleisen gravitaatiovoiman vaikutuksesta, sumu pyöri liikemäärän säilymislain vuoksi yhä nopeammin ja nopeammin. Suuren vaikutuksen alaisena keskipakovoimat, joka syntyi päiväntasaajavyöhykkeen nopean pyörimisen aikana, siitä erotettiin peräkkäin renkaat, jotka muuttuivat planeetoiksi jäähtymisen ja tiivistymisen seurauksena. Siten P. Laplacen teorian mukaan planeetat muodostuivat ennen aurinkoa. Huolimatta tästä erosta näiden kahden hypoteesin välillä, ne molemmat ovat peräisin samasta ideasta - aurinkokunta syntyi säännöllinen kehitys sumut. Tästä syystä tällaista ideaa kutsutaan joskus Kant-Laplacen hypoteesiksi.

Mukaan moderneja ideoita, aurinkokunnan planeetat muodostuivat kylmä kaasu- ja pölypilvi joka ympäröi aurinkoa miljardeja vuosia sitten. Tämä näkemys heijastuu johdonmukaisimmin venäläisen tiedemiehen, akateemikon O. Yun hypoteesissa. Schmidt (1891–1956), joka osoitti, että kosmologian ongelmat voidaan ratkaista tähtitieteen ja maatieteen, ensisijaisesti maantieteen, geologian ja geokemian, yhteisillä ponnisteluilla. Hypoteesin ytimessä O.Yu. Schmidt on ajatus planeettojen muodostumisesta yhdistämällä kiinteät aineet ja pölyhiukkasia. Auringon lähelle noussut kaasu- ja pölypilvi koostui alun perin 98 % vedystä ja heliumista. Loput elementit tiivistyivät pölyhiukkasiksi. Kaoottinen kaasun liike pilvessä lakkasi nopeasti: sen tilalle tuli pilven tyyni liike Auringon ympäri.

Pölyhiukkaset keskittyvät keskitasoon muodostaen kerroksen lisääntynyt tiheys. Kun kerroksen tiheys saavutti tietyn kriittisen arvon, sen oma gravitaatio alkoi "kilpailla" Auringon vetovoiman kanssa. Pölykerros osoittautui epävakaaksi ja hajosi erillisiksi pölyhyytymiksi. Toistensa kanssa törmääessään ne muodostivat monia jatkuvia tiheitä kappaleita. Suurin niistä sai lähes pyöreät kiertoradat ja alkoi kasvussaan ohittaa muut kappaleet, jolloin niistä tuli tulevien planeettojen potentiaalisia alkioita. Massiivisempien kappaleiden tavoin kasvaimet kiinnittivät itseensä jäljellä olevan kaasu- ja pölypilven aineen. Lopulta muodostui yhdeksän suurta planeettaa, joiden liike kiertoradalla pysyy vakaana miljardeja vuosia.

Fyysiset ominaisuudet huomioon ottaen kaikki planeetat on jaettu kahteen ryhmään. Yksi niistä koostuu suhteellisen pienistä maanpäälliset planeetat– Merkurius, Venus, Maa ja Mapca. Niiden aineelle on ominaista suhteellisen korkea tiheys: keskimäärin noin 5,5 g / cm 3, mikä on 5,5 kertaa suurempi kuin veden tiheys. Toinen ryhmä muodostuu jättiläisplaneetat: Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Näillä planeetoilla on valtavat massat. Siten Uranuksen massa on yhtä suuri kuin 15 Maan massaa ja Jupiter - 318. Jättiplaneetat koostuvat pääasiassa vedystä ja heliumista, ja niiden aineen keskimääräinen tiheys on lähellä veden tiheyttä. Näillä planeetoilla ei ilmeisesti ole kiinteää pintaa, joka olisi samanlainen kuin maanpäällisten planeettojen pinta. Erityinen paikka miehittää yhdeksäs planeetta - Pluto, löydettiin maaliskuussa 1930. Se on kooltaan lähempänä maanpäällisiä planeettoja. Äskettäin havaittiin, että Pluto on kaksoisplaneetta: se koostuu keskuskappaleesta ja erittäin suuresta satelliitista. Molemmat taivaankappaleet pyörivät yhteisen massakeskuksen ympärillä.

Planeettojen muodostumisen aikana niiden jakautuminen kahteen ryhmään johtuu siitä, että pilven osissa kaukana Auringosta lämpötila oli alhainen ja kaikki aineet vetyä ja heliumia lukuun ottamatta muodostuivat hiukkasia. Niistä vallitsi metaani, ammoniakki ja vesi, jotka määrittelivät Uranuksen ja Neptunuksen koostumuksen. Massivimpien planeettojen - Jupiterin ja Saturnuksen - koostumus osoittautui lisäksi merkittäväksi määräksi kaasuja. Maanpäällisten planeettojen alueella lämpötila oli paljon korkeampi, ja kaikki haihtuvat aineet (mukaan lukien metaani ja ammoniakki) pysyivät kaasumaisessa tilassa, eivätkä siksi olleet mukana planeettojen koostumuksessa. Tämän ryhmän planeetat muodostuivat pääasiassa silikaateista ja metalleista.

Aurinkokunnan muodostumisprosessia ei voida pitää perusteellisesti tutkittavana, eikä ehdotettuja hypoteeseja voida pitää täydellisinä. Esimerkiksi harkittu hypoteesi ei ottanut vaikutusta huomioon sähkömagneettinen vuorovaikutus planeettojen muodostumisen aikana. Tämän ja muiden kysymysten selvittäminen on tulevaisuuden asia.

Aurinko

Planeettajärjestelmämme keskusrunko on Aurinko- Maata lähin tähti, joka on kuuma plasmapallo. Tämä on jättimäinen energialähde: sen säteilyteho on erittäin korkea - noin 3,86 10 23 kW. Joka sekunti Aurinko säteilee niin paljon lämpöä, että se riittäisi sulattamaan ympäröivän jääkerroksen Maapallo, tuhat kilometriä paksu. Auringolla on poikkeuksellinen rooli elämän syntymisessä ja kehityksessä maapallolla. Vain pieni osa saavuttaa maan aurinkoenergia, joka tukee kaasumainen tila maan ilmakehään, maan ja vesistöjen pinnat kuumenevat jatkuvasti, eläinten ja kasvien elintärkeä toiminta on taattu. Osa aurinkoenergiasta varastoituu maan suolistoihin muodossa kivihiiltä, öljy, maakaasu.

Tällä hetkellä on yleisesti hyväksyttyä, että Auringon sisällä tapahtuu lämpöydinreaktioita valtavissa lämpötiloissa - noin 15 miljoonassa asteessa - ja hirviömäisissä paineissa, joihin liittyy suuri määrä energiaa. Yksi näistä reaktioista voi olla vetyytimien synteesi, jossa muodostuu heliumatomin ytimiä. On laskettu, että joka sekunti Auringon sisäpuolella 564 miljoonaa tonnia vetyä muuttuu 560 miljoonaksi tonniksi heliumia ja loput 4 miljoonaa tonnia vetyä säteilyksi. lämpöydinreaktio jatkuu, kunnes vedyn tarjonta loppuu. Ne muodostavat tällä hetkellä noin 60 % Auringon massasta. Tällaisen reservin pitäisi riittää ainakin useille miljardille vuodelle.

Lähes kaikki Auringon energia syntyy sen sisällä keskusalue, josta se siirtyy säteilyllä, ja sitten ulkokerroksessa - siirtyy konvektiolla. Tehokas lämpötila Auringon pinta - fotosfääri - noin 6000 K.

Aurinkomme ei ole vain valon ja lämmön lähde: sen pinta lähettää näkymättömiä ultravioletti- ja röntgensäteitä sekä alkuainehiukkasia. Vaikka Auringon Maahan lähettämän lämmön ja valon määrä pysyy vakiona satoja miljardeja vuosia, sen näkymätön säteilyn intensiteetti vaihtelee huomattavasti: se riippuu tasosta auringon aktiivisuus.

On syklejä, joiden aikana aurinkoaktiivisuus saavuttaa maksimiarvonsa. Niiden jaksotus on 11 vuotta. Suurimman aktiivisuuden vuosina auringonpilkkujen ja soihdutusten määrä lisääntyy auringon pinta, nousevat maan päälle magneettisia myrskyjä, ilmakehän ylempien kerrosten ionisaatio lisääntyy jne.

Aurinko ei vaikuta vain sellaisiin luonnollisia prosesseja, millainen sää on, maanpäällinen magnetismi, mutta myös päällä biosfääri- eläin ja kasvisten maailma Maa, mukaan lukien per henkilö.

Oletetaan, että Auringon ikä on vähintään 5 miljardia vuotta. Tämä oletus perustuu siihen, että geologisten tietojen mukaan planeettamme on ollut olemassa vähintään 5 miljardia vuotta ja Aurinko muodostui vielä aikaisemmin.

Kuu

Aivan kuten maapallomme pyörii auringon ympäri, Kuu on planeettamme luonnollinen satelliitti. Kuu on pienempi kuin maa, sen halkaisija on noin neljännes maan halkaisijasta ja sen massa on 81 kertaa vähemmän massaa Maapallo. Siksi painovoima Kuussa on 6 kertaa pienempi kuin planeetallamme. Heikko vetovoima ei antanut kuun pitää ilmakehää, samasta syystä sen pinnalla ei voi olla vettä. Avoimet vesistöt haihtuivat nopeasti ja vesihöyry pääsisi avaruuteen.

Kuun pinta on erittäin epätasainen: se on peitetty vuoristoalueilla, rengasvuorilla - kraatereilla ja tummilla tasaisilla alueilla, joita kutsutaan meriksi, joilla havaitaan pieniä kraattereita. Oletetaan, että kraatterit ovat meteoriittialkuperää, eli ne muodostuivat paikoista, joissa jättiläismeteoriitit putosivat.

Vuodesta 1959 lähtien, jolloin Neuvostoliiton automaattiasema Luna-2 saavutti ensimmäisen kerran kuun pinnan, ja tähän päivään asti avaruusalukset ovat tuoneet paljon tietoa maastamme. luonnollinen satelliitti. Erityisesti määritettiin avaruusalusten maahan toimittamien kuun kivien ikä. Nuorimpien kivien ikä on noin 2,6 miljardia vuotta, kun taas vanhempien kivien ikä ei ylitä 4 miljardia vuotta.

Kuun pinnalle muodostunut pääkiven peittävä irtokerros - ragoliitti, joka koostuu sirpaleista tuliperäiset kivet, kuonan kaltaiset hiukkaset ja sulan magman jähmettyneet pisarat. Noin 95 % kuun pinnan peittävistä kivistä oletetaan olevan magmaattisessa tilassa.

Lämpötila kuun pinta on 100–400 K. Kuu on keskimäärin 384 400 km:n etäisyydellä Maasta. Sellaisen matkan voitettuaan 21. heinäkuuta 1969 amerikkalainen astronautti N. Armstrong astui ensimmäisen kerran Kuun pinnalle – vanha upea unelma miehen lennosta Kuuhun toteutui.

maanpäälliset planeetat

Yhdistetty yhteen planeettojen ryhmään: Merkurius, Venus, Maa, Mars - vaikka ne ovatkin läheisiä joissakin ominaisuuksissa, mutta silti jokaisella niistä on omat ainutlaatuiset piirteensä. Joitakin maanpäällisten planeettojen tunnusomaisia ​​parametreja on esitetty taulukossa. 5.1.

Taulukko 5.1

Keskimääräinen etäisyys taulukossa. 5.1 on annettu tähtitieteellisissä yksiköissä (AU); 1 a.u. yhtä suuri kuin Maan keskimääräinen etäisyys Auringosta (1 AU = 1,5 10 8 km.). Massiivisin näistä planeetoista on Maa: sen massa on 5,89 10 24 kg.

Merkittävästi erilaiset planeetat ja ilmakehän koostumus, kuten taulukosta näkyy. 5.2, missä kemiallinen koostumus Maan, Venuksen ja Marsin ilmakehässä.

Taulukko 5.2

Merkurius- eniten pieni planeetta sisään maan ryhmä. Tämä planeetta ei voinut pitää ilmakehää koostumuksessa, joka on ominaista Maalle, Venukselle ja Marsille. Sen ilmapiiri on erittäin harvinainen ja sisältää Ar, Ne, He. Taulukosta. 5.2 havaitaan, että maapallon ilmakehään on ominaista suhteellisen korkea happi- ja vesihöyrypitoisuus, minkä ansiosta biosfäärin olemassaolo on varmistettu. Käytössä Venus ja Mars ilmakehä sisältää suuren määrän hiilidioksidi erittäin alhainen happi- ja vesihöyrypitoisuus - kaikki nämä ovat tyypillisiä merkkejä elämän puuttumisesta näillä planeetoilla. Ei elämää ja Merkurius: hapen, veden puute ja korkea päivälämpötila (620 K) haittaavat elävien järjestelmien kehittymistä. Kysymys joidenkin elämänmuotojen olemassaolosta Marsissa kaukaisessa menneisyydessä on edelleen avoin.

Merkuriuksella ja Venuksella ei ole satelliitteja. Marsin luonnolliset satelliitit Phobos ja Deimos.

jättiläisplaneetat

Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus ovat jättimäisiä planeettoja. Jupiter- viidenneksi etäisyydellä Auringosta ja eniten iso planeetta Aurinkokunta - sijaitsee keskimäärin 5,2 AU:n etäisyydellä Auringosta. Jupiter on voimakas lämpöradiosäteilyn lähde, sillä on säteilyvyö ja laaja magnetosfääri. Tällä planeetalla on 16 satelliittia ja sitä ympäröi noin 6 tuhatta kilometriä leveä rengas.

Saturnus on aurinkokunnan toiseksi suurin planeetta. Saturnusta ympäröivät renkaat (katso kuva 5.4), jotka näkyvät selvästi kaukoputken läpi. Galileo havaitsi ne ensimmäisen kerran vuonna 1610 luomallaan kaukoputkella. Renkaat ovat litteä järjestelmä monista planeetan pienistä satelliiteista. Saturnuksella on 17 kuuta ja säteilyvyö.

Uranus- aurinkokunnan seitsemäs planeetta etäisyyden mukaan Auringosta. Uranuksen ympärillä pyörii 15 satelliittia: 5 niistä löydettiin maasta ja 10 havaittiin Voyager 2 -avaruusaluksella. Uranuksella on myös rengasjärjestelmä.

Neptunus- yksi kauimpana Auringosta olevista planeetoista - sijaitsee noin 30 AU:n etäisyydellä siitä. Sen kiertoaika on 164,8 vuotta. Neptunuksella on kuusi kuuta. Etäisyys maapallosta rajoittaa sen tutkimuksen mahdollisuuksia.

Planeetta Pluto ei kuulu maanpäälliseen ryhmään eikä jättiläisplaneettoihin. Tämä on suhteellisen pieni planeetta: sen halkaisija on noin 3000 km. Plutoa pidetään kaksoisplaneetana. Sen halkaisijaltaan noin 3 kertaa pienempi satelliitti liikkuu vain noin 20 000 km:n etäisyydellä planeetan keskustasta ja tekee yhden kierroksen 4,6 päivässä.

Erityinen paikka aurinkokunnassa on maapallolla - ainoalla elävällä planeetalla.

5.7. Maa on planeetta aurinkokunnassa