# Сонечная сыстэма

Сонечная сыстэма (маштаб ня выкананы)
**Со́нечная сыстэ́ма** — зорная сыстэма, якая складаецца з Сонца і плянэтнай сыстэмы, уключае ў сябе ўсе натуральныя касьмічныя аб’екты, што круцяцца вакол Сонца: плянэты і іх спадарожнікі, карлікавыя плянэты і іх спадарожнікі, а таксама малыя целы — астэроіды, мэтэароіды, камэты, касьмічны пыл. Сонечная сыстэма сфармавалася шляхам гравітацыйнага сьціску газапылавога воблака прыкладна 4,57 мільярдаў гадоў назад. Большая частка масы аб’ектаў Сонечнай сыстэмы, прыпадае на Сонца, а астатняя частка зьмяшчаецца ў васьмі адносна адасобленых плянэтах, якія маюць амаль кругавыя арбіты й разьмяшчаюцца ў межах амаль плоскага дыску — плоскасьці экліптыкі. Агульная маса сыстэмы складае каля 1,0014 M ☉.

Чатыры меншыя ўнутраныя плянэты: Мэркурый, Вэнэра, Зямля й Марс (таксама званыя плянэтамі зямной групы), складаюцца ў асноўным з сылікатаў і мэталаў. Чатыры зьнешнія плянэты: Юпітэр, Сатурн, Уран і Нэптун, таксама званыя газавымі гігантамі, нашмат больш масіўныя, чым плянэты зямной групы. Найбуйнейшыя плянэты Сонечнай сыстэмы, Юпітэр і Сатурн, складаюцца, галоўным чынам з вадароду й гелю; зьнешнія, больш меншыя Ўран і Нэптун, акрамя вадароду й гелю, утрымліваюць у сваім складзе мэтан і чадны газ. Такія плянэты вылучаюцца ў асобную клясу «ледзяных гігантаў». Шэсьць плянэтаў з васьмі й тры карлікавыя плянэты акружаны натуральнымі спадарожнікамі. Кожная са зьнешніх плянэтаў акружаная колцамі пылу й іншых часьцінак.

У Сонечнай сыстэме існуюць дзьве вобласьці, запоўненыя малымі целамі. Пояс астэроідаў, які знаходзіцца паміж Марсам і Юпітэрам, падобны па складзе з плянэтамі зямной групы, паколькі складаецца з сылікатаў і мэталаў. Найбуйнейшымі аб’ектамі пояса астэроідаў зьяўляюцца Цэрэра, Паляда й Вэста. За арбітай Нэптуна разьмяшчаюцца транснэптунавыя аб’екты, якія складаюцца з замерзлай вады, аміяку й мэтану, найбуйнейшымі зь якіх зьяўляюцца Плютон, Сэдна, Хаўмэя, Макемаке й Эрыс. У Сонечнай сыстэме існуюць і іншыя папуляцыі малых целаў, як то плянэтныя квазіспадарожнікі й траянцы, калязямныя астэроіды, кентаўры, дамаклёіды, а таксама перамяшчаюцца па сыстэме камэты, мэтэароіды й касьмічны пыл.

Сонечны вецер, то бок струмень плязмы ад Сонца, стварае бурбалку ў міжзоркавай асяродзьдзі, званы геліясфэрай, якая распасьціраецца да краю расьсеянага дыску. Гіпатэтычнае воблака Оорта, служыць крыніцай доўгапэрыядычных камэтаў, можа прасьцірацца на адлегласьць прыкладна ў тысячу разоў далей за геліясфэру. Сонечная сыстэма ўваходзіць у склад галяктыкі Млечны Шлях.

## Склад

* Сонца
* Плянэты і іх спадарожнікі
	1. Мэркурый
	2. Вэнэра
	3. Зямля
		+ Месяц
	4. Марс
		+ Фобас і Дэймас
	5. Юпітэр
		+ Спадарожнікі Юпітэра
	6. Сатурн
		+ Спадарожнікі Сатурна
		+ Кольцы Сатурна
	7. Уран
		+ Спадарожнікі Ўрана
	8. Нэптун
		+ Спадарожнікі Нэптуна

* Малыя целы Сонечнай сыстэмы
	+ Астэроіды
	+ Аб’екты пояса Койпера
		- Квавар
		- Іксіён
		- Аркус
	+ Карлікавыя плянэты
		- Цэрэра (якая раней лічылася астэроідам)
		- Плютон (які раней лічыўся дзявятай плянэтай Сонечнай сыстэмы)
		- Эрыс
	+ Аб’екты аблокі Аорта
		- Сэдна
	+ Камэты
		- Камэта Гальлея
	+ Мэтэорные целы

## Паходжаньне Сонечнай сыстэмы

Паводле сучасных зьвестак, Сонечная сыстэма сфармавалася прыблізна 5 мільярдаў гадоў таму у выніку сьціска ґазапылавога воблака. Гэтае пачатковае воблака было, верагодна, памерам у некалькі сьветлавых гадоў і зьяўлялася прабацькам для некалькіх зорак.

У працэсе сьціску памеры газапылавога воблака памяншаліся й, у сілу закона захаваньня вуглавога моманту, павялічвалася хуткасьць кручэньня воблака. Цэнтар, дзе сабралася вялікая частка масы, станавіўся ўсё больш і больш гарачым, чым навакольны дыск. З-за кручэньня хуткасьці сьціску воблака паралельна й пэрпэндыкулярна восі кручэньня адрозьніваліся, што прывяло да паслабленьня воблака й фармаваньня характэрнага протаплянэтнага дыску дыямэтрам прыкладна 200 а. а. і гарачай, шчыльнай протазоркай у цэнтры. Мяркуецца, што на гэтай стадыі эвалюцыі Сонца было зоркай тыпу T Цяля. Вывучэньне зорак тыпу T Цяля паказваюць, што яны часьцяком акружаны протаплянэтными дыскамі з масамі 0,001—0,1 сонечнай масы, зь пераважным адсоткам масы імглістасьці, засяроджаным непасрэдна ў зорцы. Плянэты сфармаваліся шляхам акрэцыі з гэтага дыску.

На працягу 50 млн гадоў ціск і шчыльнасьць вадароду ў цэнтры протазоркі сталі дастаткова высокімі для пачатку тэрмаядзернай рэакцыі. Тэмпэратура, хуткасьць рэакцыі, ціск і шчыльнасьць павялічваліся, пакуль не была дасягнута гідрастатычная раўнавага зь цеплавой энэргіяй, супрацьстаялай сіле гравітацыйнага сьціску. На гэтым этапе Сонца стала паўнавартаснай зоркай галоўнай пасьлядоўнасьці.

## Сонца й плянэты

Праходжаньне Вэнэры па дыску Сонца
Сонца зьяўляецца жоўтым карлікам спэктральнай клясы G2V і уяўляе сабой цэнтральнае цела Сонечнай сыстэмы, у якім засяроджана пераважная частка ўсёй яе масы (каля 99,9%), і якое ўтрымлівае сваім прыцягненьнем плянэты й іншыя прыналежныя да Сонечнай сыстэмы целы. Становішча Сонца паказвае, што яно яшчэ ня вычарпала свой ​​запас вадароду для ядзернага сынтэзу й знаходзіцца прыкладна ў сярэдзіне сваёй эвалюцыі. Цяпер Сонца паступова становіцца больш яркім, на больш раньніх стадыях разьвіцьця ягоная яркасьць складала толькі 70% ад сёньняшняй.

Сонца ёсьць зоркай I тыпу зорнага насельніцтва, яно ўтварылася на параўнальна позьняй прыступкі разьвіцьця Сусьвету й таму характарызуецца вялікім утрыманьнем элемэнтаў цяжэйшым за вадарод і гель (у астраноміі прынята называць такія элемэнты «мэталамі»), чым больш старыя зоркі II тыпу. Элемэнты больш цяжкія за вадарод і гель, фармуюцца ў ядрах першых зорак, таму, перш чым Сусьвет здолеў быць узбагачаны гэтымі элемэнтамі, павінна было прайсьці першае пакаленьне зорак. Самыя старыя зоркі ўтрымліваюць мала мэталаў, а больш маладыя зоркі ўтрымліваюць іх больш. Мяркуецца, што высокая мэталёвасьць была вельмі важная для стварэньня ў Сонца плянэтнай сыстэмы, таму што плянэты фармуюцца нляхам акрэцыі «мэталаў».

### Арбітальны рух плянэт

Усе плянэты круцяцца вакол Сонца ў адным кірунку, па эліптычных арбітах зь невялікім эксцэнтрысытэтам і малым нахілам да плоскасьці экліптыкі, г.з. плоскасьці арбіты Зямлі. Самай вялікай кутняй хуткасьцю валодае Мэркурый — ён пасьпявае зьдзейсьніць поўнае абарачэньне вакол Сонца ўсяго за 88 зямных сутак. А для самай далёкай плянэты — Нэптуну — арбітальны пэрыяд складае 165 гадоў. Плютон, раней які лічыўся плянэтай, мае анамальна вялікія значэньні эксцэнтрысытэту (0,25) і нахіл арбіты (17,1°). Як сьледства, зблізку пэрыгелія ён атрымліваецца бліжэй да Сонца, чым Нэптун. Арбітальны рух Плютона й Нэптуна знаходзіцца ў рэзанансе 2:3 — два абарачэньні Плютон зьдзяйсьняе за той жа час, на працягу якога Нэптун робіць тры.

### Сутачнае кручэньне плянэт

Бо́льшая частка плянэт круціцца вакол сваёй восі ў той жа бок, што і круціцца вакол Сонца. Выключэньні складаюць Вэнэра і Уран, прычым Уран круціцца, практычна «лежучы на боку».

### Параўнальная табліца асноўных парамэтраў плянэт

Усе парамэтры ніжэй паказаныя адносна іх значэньняў для Зямлі:

\* Абсалютныя значэньні прыведзеныя ў артыкуле Зямля.

\*\* Адмоўнае значэньне працягласьці сутак азначае кручэньне планэты вакол сваёй восі ў процілеглую, у параўнаньні з арбітальным рухам, бок.

\*\*\* Неўзабаве пасьля адкрыцьця ў 1930 году, Плютон быў клясыфікаваны як плянэта Міжнародным Астранамічным Зьвязам. Аднак, засноўваючыся на зробленых пасьля адкрыцьцях, Плютон пазбаўлены гэтага статуту.| Плянэта
  | Экватарыяльны дыямэтар (зямных дыямэтраў)
  | Маса (зямных мас)
  | Арбітальны радыюс (а. а.)
  | Арбітальны пэрыяд (гадоў)
  | Суткі (зямных сутак)
  | Спадарожнікі
 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| Мэркурый
 | 0,382
  | 0,06
  | 0,38
  | 0,241
  | 58,6
  | няма
  |
| Вэнэра
 | 0,949
  | 0,82
  | 0,72
  | 0,615
  | ?243\*\* | няма
  |
| Зямля\* | 1,00
  | 1,00
  | 1,00
  | 1,00
  | 1,00
  | 1
 |
| Марс
 | 0,53
  | 0,11
  | 1,52
  | 1,88
  | 1,03
  | 2
 |
| Юпітэр
 | 11,2
  | 318
  | 5,20
  | 11,86
  | 0,414
  | 63
 |
| Сатурн
 | 9,41
  | 95
  | 9,54
  | 29,46
  | 0,426
  | 60
 |
| Уран
 | 3,98
  | 14,6
  | 19,22
  | 84,01
  | ?0,718\*\* | 27
 |
| Нэптун
 | 3,81
  | 17,2
  | 30,06
  | 164,79
  | 0,671
  | 13
 |
| Плютон\*\*\* | 0,24
  | 0,0017
  | 39,5
  | 248,5
  | ?6.5\*\* | 2
 |

Прыблізныя суадносіны памераў плянэт і Сонца
## «Адкрыцьцё» й дасьледаваньне Сонечнай сыстэмы

Тая акалічнасьць, што назіраць рухі нябесных сьвяцілаў чалавек быў змушаны з паверхні якая верціцца вакол сваёй восі і што рухаецца па арбіце Зямлі, на працягу шматлікіх стагодзьдзяў перашкаджала ўсьведамленьню структуры Сонечнай сыстэмы. Бачныя рухі Сонца й плянэт успрымаліся як іх праўдзівыя рухі вакол нерухомай Зямлі.

### Ґеацэнтрычная й геліяцэнтрычная сыстэмы

На працягу доўгага часу панавальнай была *геацэнтрычная* мадэль, у адпаведнасьці зь якой у цэнтры сусьвету нерухомая Зямля, а вакол яе па досыць складаным законам рухаюцца ўсе нябесныя целы. Найболей досыць гэтая сыстэма была распрацаваная Пталямэям і дазваляла зь вельмі высокай дакладнасьцю апісваць назіраныя рухі сьвяцілаў.

Найважнейшы прарыў у разуменьні праўдзівай структуры Сонечнай сыстэмы адбыўся ў XVI стагодзьдзі, калі польскі астраном Мікалай Капэрнік распрацаваў *геліяцэнтрычную* сыстэму сьвету. У яе аснове ляжалі наступныя сьцьвярджэньні:

* у цэнтры сьвету знаходзіцца Сонца, а не Зямля;
* шарападобная Зямля круціцца вакол сваёй восі, і гэтае кручэньне тлумачыць уяўны сутачны рух усіх сьвяцілаў;
* Зямля, як і ўсе іншыя плянэты, круцяцца вакол Сонца па акружнасьці, і гэтае кручэньне тлумачыць бачны рух Сонца сярод зорак;
* усё рухі ўяўляюцца ў выглядзе камбінацыі раўнамерных кругавых рухаў;
* уяўныя прамыя і папятныя рухі плянэт прыналежаць ня ім, а Зямлі.

## Ґаляктычная арбіта

Становішча Сонца ў нашай Галяктыцы
Сонечная сыстэма зьяўляецца часткай Млечнага Шляху — сьпіральнай ґаляктыкі, якая мае дыямэтар каля 30 тысяч парсэк (або 100 тысяч сьветлавых гадоў) і якая складаецца з прыблізна 200 мільярдаў зорак. Мы жывем зблізку плоскасьці сымэтрыі галяктычнай кружэлкі (на 20—25 парсэк вышэй, г.з. паўночней яго), на адлегласьці каля 8 тысяч парсэкаў (27 тысяч сьветлавых гадоў) ад галяктычнага цэнтру (г.з. практычна на паўдарогі ад цэнтру Галяктыкі да яе боку), на ўскраіне рукава Арыёна — аднаго зь сьпіральных рукавоў Млечнага Шляху.

Сонца круціцца вакол ґаляктычнага цэнтру па амаль кругавой арбіце з хуткасьцю каля 220 км/с і зьдзяйсьняе поўнае абарачэньне за 226 мільёнаў гадоў. Гэты прамежак часу завецца *ґаляктычным годам*.

Акрамя кругавога руху па арбіце, Сонечная сыстэма зьдзяйсьняе вэртыкальныя ваганьні адносна ґаляктычнай плоскасьці, перасякаючы яе кожныя 30—35 мільёнаў гадоў і апыняючыся то ў паўночным, то ў паўднёвым ґаляктычным паўшар’і.

## Сонечная сыстэма й міжзоркавае рэчыва

Міжзоркавае асяродзьдзе ў навакольлях Сонечнай сыстэмы неаднастайна. Назіраньні паказваюць, што Сонца рухаецца з хуткасьцю каля 25 км/с скрозь Мясцовае міжзоркавае воблака й можа пакінуць яго на працягу наступных 10 тысяч гадоў. Вялікую ролю ва ўзаемадзеяньні Сонечнай сыстэмы зь міжзоркавым рэчывам гуляе сонечны вецер.

Наша плянэтная сыстэма існуе ў вельмі разраджанай «атмасфэры» сонечнага ветру — струменя зараджаных часьціц (у асноўным вадароднай і геліявай плязмы), зь велізарнай хуткасьцю якія мінаюць з сонечнай кароны. Сярэдняя хуткасьць струменя, назіраная на Зямлі, складае 450 км/с. Па меры выдаленьня ад Сонца, шчыльнасьць сонечнага ветру слабее, і надыходзіць момант, калі ён апыняецца больш ня ў стане стрымліваць ціск міжзоркавага рэчыва. Падчас сутыкненьняў утворыцца некалькі пераходных вобласьцей.

### Мяжа ўдарнай хвалі

Спачатку сонечны вецер тармозіцца з звышгукавых хуткасьцяў, становіцца больш шчыльным, цёплым і турбулентным. Момант гэтага пераходу завецца *мяжой ударнай хвалі* (termination shock) і знаходзіцца на адлегласьці каля 95 а. а. ад Сонца. (Па дадзеных, атрыманым з касьмічнай станцыі «Вояджэр-1», ён перасёк гэтую мяжу ў сьнежні 2004 году.)

### Геліясфэра й геліапаўза

Яшчэ прыблізна праз 40 а. а. сонечны вецер сутыкаецца зь міжзоркавым рэчывам і канчаткова спыняецца. Гэтая мяжа, якая адлучае міжзоркавае асяродзьдзе ад рэчыва Сонечнай сыстэмы, завецца *геліапаўзай*. Па форме яна падобная да бурбалкі, выцягнутую ў процілеглую руху Сонца бок. Вобласьць прасторы, абмежаваная геліапаўзай, завецца *геліясфэрай*.

Паводле дадзеных апаратаў Вояджэр геліапаўза з паўднёвага боку апынулася бліжэй, чым з паўночнай (73 і 85 астранамічных адзінкі адпаведна). Дакладныя чыньнікі гэтага пакуль невядомыя; паводле першых здагадак, асымэтрычнасьць геліапаўзы можа быць выкліканая дзеяньнем звышслабых маґнітных палёў у міжзоркавай прасторы Ґаляктыкі.

### Галаўная ўдарная хваля

Па іншым боку геліапаўзы, на адлегласьці парадку 230 а. а. ад Сонца, уздоўж *галаўной ударнай хвалі* (bow shock) адбываецца тармажэньне з звышгукавых хуткасьцяў пранікальнага ў Сонечную сыстэму міжзоркавага рэчыва.

### Мяжа Сонечнай сыстэмы

Пытаньне аб тым, дзе менавіта сканчаецца Сонечная сыстэма й пачынаецца міжзоркавая прастора, неадназначнае, паколькі зьвязанае з вобласьцямі ўплыву двух розных зьяў — сонечнага ветру й сонечнага прыцягненьня. Нават далёка за межамі геліяпаўзы Сонца здольнае ўтрымліваць сваім прыцягненьнем іншыя аб’екты — да воблака Оорта — вялікай навалы камэт, якія распасьціраецца на адлегласьці ад 50 000 да 100 000 а. а. — амаль на сьветлавы год.

## Глядзіце таксама

* Сьпіс плянэтападобных аб'ектаў
* Транснэптунавыя аб’екты

## Крыніцы

## Вонкавыя спасылкі

* Сымулятар Сонечнай сыстэмы. NASA  (анг.)
* Трохмерная мадэля сыстэмы (рас.)
* Our Solar System: Facts, Formation and Discovery. Space.com  (анг.)
* Ілюстрацыя плянэтаў Сонечнай сыстэмы і Сонца, у маштабе.  (рас.)
* Інфармацыя па Сонечнай сыстэме.  (рас.)
* Сонечная сыстэма. «Кругосвет»  (рас.)
* Solar System Profile. NASA’s Solar System Exploration  (анг.)