Slnečná sústava

Poloha slnečnej sústavy v Galaxii

Slnko je jedna z približne 400 miliárd hviezd našej Galaxie, nazývanej tiež Mliečna cesta alebo nesprávne Mliečna dráha. Galaxia má tvar špirály s vydutým hustejším jadrom a plochými redšími ramenami. Slnečná sústava je situovaná v menej hustej oblasti jedného z týchto ramien, ktoré sa nazýva rameno Orióna a od stredu Galaxie je vzdialená asi 28 000 svetelných rokov. Spočíva v bubline horúceho ionizovaného plynu vymedzenej chladnejším a hustejším plynom neutrálneho vodíka. Táto oblasť (miestna bublina alebo lokálna bublina) je časťou trubice medzihviezdnej hmoty, ktorá sa tiahne cez galaktický disk až do galaktického hala. Lokálna bublina vznikla asi pred 340 000 rokmi nárazovou vlnou, ktorú vyvolala explózia supernovy. Po supernove zostal pulzar Geminga. Lokálna bublina má hruškovitý tvar s priemerom 200 svetelných rokov na najužšom mieste a 600 – 700 svetelných rokov na najširšom. Dve tretiny jej objemu sa nachádzajú nad rovinou Galaxie a jedna tretina pod touto rovinou.
Slnečná sústava sa zúčastňuje na rotácii Galaxie, čiže obieha okolo jej stredu. Obežná rýchlosť je asi 230 km/s, doba jedného obehu trvá približne 250 miliónov rokov.
Slnko sa pohybuje cez materiál unikajúci zo skupiny mladých hviezd s názvom Asociácia Škorpión smerom k Lokálnemu medzihviezdnemu oblaku, pričom ťahá so sebou všetky telesá slnečnej sústavy. V smere pohybu Slnka sa vytvára rázová vlna, v ktorej sa častice hviezdneho vetra pribrzďujú a odkláňajú. Rýchlosť pohybu Slnka vzhľadom na okolité hviezdy je 19,4 km/s a bod, do ktorého smeruje (apex), sa v súčasnosti nachádza v súhvezdí Herkules.

Malé telesá

Všetky obežnice Slnka menšie ako trpasličie planéty sa zaraďujú medzi malé telesá. Sú to planétky, kométy, meteoroidy, prach a plyn. Tieto objekty sa označujú ako medziplanetárna hmota a nachádzajú sa v priestore, ktorý nazývame medziplanetárny priestor.
Planétky (tiež nazývané asteroidy) sú telesá obiehajúce Slnko, ktoré spravidla nemajú guľatý tvar. Ich povrch je kamenný s väčšími, či menšími prímesami kovu. Pre svoju malú príťažlivosť si nedokážu udržať atmosféru tak ako veľké planéty. Vyskytujú sa všade v slnečnej sústave, ale niekde je ich koncentrácia vyššia – vtedy hovoríme o skupinách asteroidov alebo rodinách asteroidov. Obežné dráhy planétok mávajú často len malý sklon k ekliptike.
Kométy sú ľadovo-prachové telesá obiehajúce po výstredných dráhach niekedy s veľkými sklonmi k ekliptike. Keď sa priblížia k Slnku, zahrievaním a odparovaním ich povrchu sa utvorí prechodná atmosféra – koma, ktorú pri väčšej blízkosti Slnka slnečný vietor vyformuje do dlhého chvosta. Keď sa kométa na svojej obežnej dráhe opäť vzdiali od Slnka, chvost zase zmizne a neskôr sa stráca aj koma. Medzi asteroidmi a kométami pravdepodobne neexistujú presné hranice, pretože sú známe aj telesá, ktoré javia vlastnosti oboch (pozri nižšie).
Meteoroidy sú malé telieska podobného zloženia ako planétky, ale miniatúrnych rozmerov. Vznikajú pri vzájomných zrážkach planétok, ale niektoré obiehajú Slnko už od vzniku slnečnej sústavy. Keď sa dostanú do atmosféry nejakej planéty alebo mesiaca, začnú sa vyparovať a žiariť. Vtedy hovoríme o meteoroch. Koncentrácie meteoroidov sú vyššie na dráhach, po ktorých preleteli kométy, pretože tieto meteoroidy sú úlomkami ich chvostov. Keď sa planéta alebo mesiac s atmosférou dostanú do takéhoto prúdu meteoroidov, možno v jej atmosfére pozorovať meteorický roj.
Aj planétky majú svoje prirodzené družice. Ide o veľmi malé telesá, ktorých existencia bola dlho len v štádiu dohadov. Niekedy sú mesiace planétok natoľko hmotné, že ťažisko ich vzájomného obehu už leží mimo väčšieho telesa. Vtedy sa nazývajú binárne planétky. Prvým objaveným satelitom planétky je teleso obiehajúce planétku 18 Melpomene, ktorého existencia sa predpokladá na základe pozorovaní z 11. decembra 1978. K júnu 2019 poznáme 357 planétok, ktoré majú potvrdený či nepotvrdený satelit.
Pozostatkom po protoplanetárnom disku je aj časť medziplanetárneho prachu a plynu. Medziplanetárny prach a plyn možno v noci pozorovať, ako tzv. zodiakálne svetlo, slabý svetelný pás pozdĺž ekliptiky. Tieto najmenšie častice slnečnej sústavy preto môžeme považovať za veľmi riedku reflexnú hmlovinu.

Častice medzihviezdneho prostredia

Vzhľadom na to, že slnečná sústava sa pohybuje v medzihviezdnom prostredí, nevyhnutne pri tejto púti stretáva častice medzihviezdneho prostredia, ktoré ňou prechádzajú. Vplyvom gravitácie, tlaku žiarenia, magnetického poľa a iných síl je spojitý prúd týchto častíc narušený, a to predovšetkým v blízkosti Slnka. Niektoré častice zanikajú pádom na Slnko alebo vysublimujú v jeho blízkosti. Pri najmenších časticiach tlak slnečného žiarenia prevládne nad gravitáciou Slnka a tieto telesá sú zo slnečnej sústavy vytlačené. Väčšie častice odkloní gravitácia Slnka na hyperbolické dráhy a unikajú naspäť do medzihviezdneho priestoru. Medzihviezdne častice sú väčšinou komplikované zhluky zrniek nanometrových až submikrometrových rozmerov a zvyčajne sú veľmi porézne. V okolí Slnka dosahujú priemernú rýchlosť 26 km/s.

Medzihviezdne planétky

19. októbra 2017 dvojica ďalekohľadov Pan-STARRS po prvýkrát v histórii zaregistrovala väčšie teleso, ktorého dráha napovedá, že nevzniklo na našej slnečnej sústave. Objekt dostal meno 1I/ʻOumuamua. Táto medzihviezdna planétka má prekvapivo veľmi pretiahnutý tvar. Jej dĺžka je 4-krát až 10-krát väčšia než šírka. Má tmavočervenú farbu a dĺžku maximálne okolo 400 metrov. Do slnečnej sústavy vletela takmer kolmo na rovinu ekliptiky a slnečnú sústavu zase opustí.

Usporiadanie slnečnej sústavy

Centrom slnečnej sústavy je Slnko. Ostatné telesá ho priamo alebo nepriamo obiehajú. Takmer všetky obežné dráhy sú eliptické. Excentricita elíps sa však značne líši. Závisí od typu telesa (napríklad planéty obiehajú po dráhach takmer kruhových, ale kométy po veľmi výstredných), nie je však pravidlom. Väčšina telies obieha Slnko v blízkosti roviny nazývanej ekliptika. Sklon ich dráhy k ekliptike býva spravidla veľmi mierny, ale vzdialenejšie telesá mávajú často väčší sklon dráhy než telesá, ktoré obiehajú bližšie.
V pomerne tesnej blízkosti Slnka (cca do 0,3 AU) by mala obiehať Slnko hypotetická skupina planétok s názvom Vulkanoidy. Nazvané boli podľa hypotetickej planéty Vulkán, ktorá mala byť najbližšou planétou Slnka. Potvrdenie existencie Vulkanoidov je pre astronómov ťažkou úlohou, pretože silný slnečný jas takmer znemožňuje vidieť telesá v jeho blízkosti.

Kentauri a planétky s gravitačne ovplyvnenými dráhami

Aj medzi joviálnymi planétami obiehajú planétky. Zvláštnou skupinou planétok sú Kentauri – telesá s vlastnosťami planétok aj komét.
Planétky nepodliehajú len gravitácii Slnka, ale aj gravitácii planét, hlavne joviálnych. Takto vznikli niektoré osobitné skupiny malých telies, napríklad tzv. Jupiterova rodina komét. Je to skupina krátkoperiodických komét, ktoré majú aféliá v blízkosti obežnej dráhy Jupitera. Predpokladá sa, že pochádzajú buď z Kuiperovho pásu, alebo z Oortovho mračna komét, ale gravitácia Jupitera znížila výstrednosť a sklon ich dráh. Ďalší dôsledok gravitačného pôsobenia planét je ten, že mnohé malé telesá obiehajú v tzv. rezonancii s planétou. To znamená, že pomer strednej obežnej doby telesa a planéty je celé číslo. V rezonancii 2:3 je napríklad Neptún s trpasličou planétou Pluto. Osobitným prípadom rezonancie je rezonancia 1:1. Vtedy telesá obiehajú po rovnakej obežnej dráhe, ako planéta, ale stabilné sú len v bodoch 60° pred a za planétou. Týmto bodom sa hovorí libračné body a telesá v nich obiehajúce sa nazývajú Trójania. Trójania boli objavení u Jupitera a Neptúna. Pôvodné teórie predpokladali, že telesá boli na týchto pozíciách zachytené, ale najnovšie štúdie ukázali, že Jupiterovi Trójania už na tejto dráhe vznikli. Ide teda o veľmi starú a dynamicky veľmi stabilnú skupinu.

Terminačná vlna

Terminačná vlna alebo rázová vlna slnečného vetra je guľová oblasť, v ktorej rýchlosť slnečného vetra klesá pod rýchlosť zvuku. Deje sa to vo vzdialenosti 80 až 95 AU od Slnka. Spomalenie slnečného vetra so sebou nutne nesie zvýšenie jeho hustoty. Za terminačnou vlnou je oblasť nazývaná plášť heliosféry, ktorá pokračuje až k heliopauze. V plášti heliosféry sa pravdepodobne nachádza najvzdialenejšia človekom vyrobená kozmická sonda Voyager 1, ktorá bola v roku 2007 vo vzdialenosti 103,7 AU od Slnka. Jeho dvojča Voyager 2 je od Slnka vzdialené 83,6 AU a do terminačnej vlny ešte iba vstupuje.

Heliopauza

Prvou „hranicou“ slnečnej sústavy je heliopauza. Je to oblasť, v ktorej už tlak častíc slnečného vetra prestáva odolávať tlaku galaktického vetra. Za heliopauzou začína medzihviezdny priestor. Vnútorná oblasť heliopauzy sa nazýva heliosféra. Heliosféra je vyplnená časticami slnečného vetra. Z údajov dvojice sondy Voyager, ktoré sa nachádzajú 17 a 20 miliárd km od Slnka vyplýva, že heliosféra nemá guľatý tvar, ale jej tvar pripomína skôr kométu. Jej najbližší okraj leží vo vzdialenosti 90 až 100 AU smerom do súhvezdia Strelec. Na opačnej strane oblohy, smerom do súhvezdí Perzeus a Kasiopeja je heliosféra pretiahnutá do dlhého magnetického chvosta vyplneného ionizovaným plynom. Podľa názoru niektorých vedcov je heliosféra tvarovaná vonkajšími silami, predovšetkým tlakom medzihviezdneho plynu.
V smere svojho pohybu Slnko pred sebou tlačí ešte rázovú vlnu, v ktorej sa mení smer pohybu častíc hviezdneho vetra.

Hypotetické transneptúnske objekty

Existujú teórie, podľa ktorých by za obežnou dráhou Pluta mali obiehať ďalšie telesá príliš veľké a hmotné na to, aby sa dali zaradiť ku Kuiperovmu pásu, rozptýlenému disku, či Oortovmu oblaku. Dôvodom pre takéto hypotézy sa stali napríklad odchýlky Neptúna od jeho vypočítanej dráhy, čo mal byť dôkaz gravitačného pôsobenia ďalšej, ešte neobjavenej planéty za obežnou dráhou Neptúna. Táto údajná planéta bola pomenovaná ako Planéta X a jej nájdeniu sa venovalo množstvo významných astronómov, napríklad Percival Lowell. Dlhé pátranie napokon vyústilo do objavu Pluta, no jeho hmotnosť bola príliš malá na to, aby mohla spôsobovať výrazné odchýlky v obežnej dráhe Neptúna. Po presnejšom určení Neptúnovej dráhy sa však ukázalo, že planéta pri svojom obehu žiadne odchýlky nevykazuje.
Sporadické vymrštenie kometárnych jadier z Oortovho mraku sa občas pripisuje hypotetickému telesu, planéte, či dokonca hviezde, ktorá bola nazvaná Nemesis. Toto teleso by malo obiehať okolo Slnka po veľmi excentrickej elipse s aféliom vo vzdialenosti 90 000 AU a s periódou 30 miliónov rokov. Pri každom prelete aféliom by svojou gravitáciou vymrštila kometárne jadrá dovnútra slnečnej sústavy, kde by dopadali na planéty a teda aj na Zem. Existenciu Nemesis však nepotvrdili žiadne pozorovania.

Stabilita obežných dráh

Hoci na prvý pohľad sa planéty a menšie telesá slnečnej sústavy pri svojom obehu okolo Slnka správajú presne podľa Keplerových zákonov, v skutočnosti tomu tak nie je. Nielen Slnko, ale aj ostatné telesá na seba pôsobia gravitačnými silami a ich účinok hlavne u veľkých planét nie je zanedbateľný, hoci v porovnaní s účinkami Slnka je pomerne malý. Joviálne planéty napríklad bežne menia obežné dráhy komét a iných malých blízko prelietajúcich telies, ktoré môžu zachytiť na svoju obežnú dráhu ako ďalšie mesiace.
Planéty však vplývajú aj na obežné dráhy iných planét a spôsobujú ich poruchy (perturbácie), ktoré sa prejavujú niekoľkými spôsobmi. Vplyv jednej planéty na inú planétu obiehajúcu okolo Slnka zjednodušene popisuje problém troch telies. Toto riešenie však vychádza z Newtonovského popisu gravitácie. Aj s využitím novšej teórie, všeobecnej teórie relativity, sú kvôli dráhovému chaosu možné presné výpočty budúcich obežných dráh planét len na desiatky miliónov rokov do budúcnosti.
Jedným z najzreteľnejších prejavov porúch je otáčanie apsidovej priamky známe aj ako stáčanie perihélia. Pri stáčaní perihélia sa afélium a perihélium v priestore pomaly presúvajú v smere obehu planéty. U Zeme sa apsidová priamka pootočí ročne o uhol 11,6 oblúkových sekúnd. Ďalšími prejavmi sú otáčanie uzlovej priamky planét retrográdnym smerom a tiež pomaly sa meniace sklony dráh planét k ekliptike. Pozvoľna sa menia aj výstrednosti (excentricity) dráh, pričom u Merkúra, Marsu, Jupitera a Neptúna sa výstrednosť dráhy momentálne zväčšuje, zatiaľ čo u Venuše, Zeme, Saturna a Urána sa zmenšuje. Excentricita zemskej dráhy ročne klesá asi o 0,0000004 (z hodnoty 0,016 710 219). To znamená, že zemská obežná dráha sa stáva čoraz kruhovejšou.
Niektoré zmeny dráhových elementov sú preukázateľne periodické, čiže oscilujú okolo strednej hodnoty a z dlhodobého hľadiska zostávajú konštantné. Existujú však aj nevratné, tzv. sekulárne zmeny. Tie sú podľa starších poznatkov nepatrné a nezasahujú hlavné dráhové elementy (veľké polosi a obežné doby planét). Podľa G. Laughlina nie je veľmi pravdepodobné, že by v najbližších 3 miliardách rokov došlo k destabilizácii obežných dráh planét. Novšie počítačové simulácie však ukázali, že v nasledujúcich piatich miliardách rokov nastanú výraznejšie zmeny v excentricite hlavne u terestrických planét. U Zeme bude táto zmena predstavovať maximálne osem percent, ale u Marsu môže rozdiel oproti súčasnej excentricite predstavovať až 20 %. Takisto je možné veľké zvýšenie excentricity Merkúru, čo ukazujú aj simulácie vykonané J. Laskarom a M. Gastineauom. Podľa týchto autorov je Merkúr najväčším rizikom pre budúcu stabilitu obežných dráh terestrických planét.

Vznik

Najspoľahlivejší údaj o veku slnečnej sústavy pochádza z rozboru výskytu kalciových častíc v hliníku v kazašskom meteorite Jefremovka. Y. Amelin a kol. z toho vyvodili, že vek slnečnej sústavy je 4,5672 ± 0,0006 miliárd rokov.
Podľa v súčasnosti najviac uznávaného modelu Slnko a jeho planéty začali vznikať pred 4,6 až 4,7 miliardami rokov z obrovského oblaku medzihviezdnej hmoty. Základným materiálom bola globula, pomerne malá, chladná a pomaly rotujúca plynoprachová hmlovina. Táto globula sa niekedy nazýva aj slnečná hmlovina. Jej počiatočná teplota je odhadovaná na 50 – 100 kelvinov (−223 °C až −173 °C). Tá sa, pravdepodobne pod vplyvom zvýšeného toku hviezdneho vetra po výbuchu supernovy, začala zmršťovať. Zmršťovaním vlastnou váhou sa uvoľnila gravitačná potenciálna energia, ktorá sa premenila čiastočne na žiarenie a čiastočne na teplo. Preto teplota globuly pomaly rástla a rýchlosť jej rotácie sa zvyšovala. Odstredivá sila postupne vydúvala hmotu do tvaru disku. V jeho strede, kde bola koncentrácia hmoty najvyššia, sa utvorilo protoslnko a okolo neho protoplanetárny disk.
V disku sa počas dlhého procesu postupným zliepaním utvorili malé zhluky hmoty. Tieto zhluky hmoty ďalším zliepaním vytvorili planetezimály – niekoľkometrové až niekoľkokilometrové telesá nepravidelného tvaru. Niektoré planétezimály vzniknuté v tomto období sa zachovali dodnes. Ide hlavne o telesá Kuiperovho pásu, ale zrejme aj o mnohé malé mesiace joviálnych planét.
Po určitom čase sa rast najväčších telies zrýchlil a najmenších naopak spomalil. Z väčších telies sa potom utvorili protoplanéty – guľaté telesá približne o veľkosti Mesiaca. Zrážkami a zliepaním protoplanét sa v blízkosti Slnka utvorili štyri terestrické planéty. Keďže ich vznik sa odohrával v blízkosti Slnka, sú tvorené prevažne kamenným a kovovým materiálom, pretože plynný materiál sa pod vplyvom veľkej teploty vyparil. Iná situácia bola vo väčších vzdialenostiach od Slnka, kde sa okrem pevných častíc nachádzalo aj veľké množstvo plynu. Protoplanéty v týchto oblastiach nabaľovali svojou gravitáciou na seba plyn a tak vznikli joviálne planéty.
Podľa inej teórie vznikli joviálne planéty niekoľkými gravitačnými kolapsmi, čiže rýchlym zmrštením sa zhluku hmoty v zárodočnom disku. Tento proces trval zhruba 800 rokov, čiže z kozmologického hľadiska bol extrémne krátky.
Slapové sily joviálnych planét menili orbitálne parametre malých telies vo svojej blízkosti a postupne tak vznikol Oortov oblak komét. Protoslnko zatiaľ priberalo hmotu a jeho teplota rástla. Napokon teplota a tlak v jadre protoslnka stúpli natoľko, že sa v ňom začali zlučovať jadrá ľahkého vodíka. Zapálením termojadrových reakcií v strede Slnka možno považovať proces tvorby slnečnej sústavy za ukončený. Podľa najnovších výskumov sa však po vzniku planéty pravdepodobne nenachádzali na súčasných dráhach a je možné, že ani ich počet nebol rovnaký ako dnes. Napríklad podľa scenára vzniku slnečnej sústavy s názvom Nice Model sa planetárne embryo Jupitera utvorilo o niečo ďalej od Slnka a naopak embryá Saturna, Urána a Neptúna sa utvorili na dráhach bližších k Slnku.
Posledným štádiom vzniku slnečnej sústavy bolo intenzívne bombardovanie medziplanetárnou hmotou, ktoré vyvrcholilo asi pred 4 miliardami rokov. Spočiatku bolo bombardovanie také silné, že nedovolilo mladým terestrickým planétam, aby sa na nich utvorila pevná kôra. Neskôr toto bombardovanie začalo po sebe nechávať stopy, z ktorých niektoré sú pozorovateľné dodnes na planétach a ich mesiacoch ako impaktné krátery a panvy. Množstvo dopadových kráterov však bolo medzitým zahladené geologickými procesmi. Počas nasledujúcich niekoľkých stoviek miliónov rokov bombardovanie postupne slablo, aj keď kolízie v slnečnej sústave sa občas odohrajú aj v súčasnosti.

Zánik

Budúci vývoj slnečnej sústavy závisí od vývoja Slnka. Slnko má jadrové palivo postačujúce ešte na 5, maximálne na 7 miliárd rokov postupného horenia. Po jeho spotrebovaní sa začnú vonkajšie vrstvy Slnka pomaly nafukovať a pohlcovať vnútorné planéty slnečnej sústavy. Slnko prejde do ďalšieho štádia svojho vývoja, ktoré nazývame červený obor. V ňom ostane Slnko približne na 35 miliónov rokov stabilné a zatiaľ bude vo svojom jadre spaľovať hélium ("odpad" pôvodných termojadrových reakcií) na uhlík a kyslík. Po vyčerpaní zásob hélia však bude rozpínanie slnečného povrchu pokračovať, až sa napokon zmení na mladú planetárnu hmlovinu, ktorá pohltí aj tie najvzdialenejšie časti slnečnej sústavy. Z jadra Slnka sa stane malá horúca a veľmi hustá hviezda – biely trpaslík. Vonkajšie obálky sa budú ako planetárna hmlovina naďalej rozpínať, až sa napokon zmiešajú s medzihviezdnou hmotou a môžu poslúžiť pri vzniku ďalších nových hviezd.