Спіс аб’ектаў Сонечнай сістэмы па памерах

.]]

У дадзеным спісе аб’екты Сонечнай сістэмы прадстаўлены ў парадку памяншэння сярэдняга радыуса. У яго ўваходзяць Сонца, восем асноўных планет і іх спадарожнікі, карлікавыя планеты і кандыдаты ў карлікавыя планеты, а таксама найбольш буйныя астэроіды і шэраг іншых аб’ектаў, якія прадстаўляюць гістарычную або навуковую цікавасць, такіх як каметы і калязямныя астэроіды.

## Інфармацыя 
Парадак размяшчэння аб’ектаў у спісе можа быць розным у залежнасці ад таго, па якім з параметраў (памеры або масе) праводзіць упарадкаванне, бо розныя аб’екты маюць розную шчыльнасць. Напрыклад, Уран перавышае па памерах Нептун, але, нягледзячы на гэта, саступае яму па масе, гэтак жа як Ганімед і Тытан большыя за Меркурый, а між тым удвая саступаюць яму па масе. Гэта азначае, што некаторыя аб’екты ўнізе табліцы, нягледзячы на меншы памер, на справе могуць аказацца масіўнейшымі за тыя, што знаходзяцца ўверсе, бо маюць большую шчыльнасць.

]]

У апошні час адкрыта нямала транснептунавых аб’ектаў, але з-за вялікай адлегласці да іх дакладна вызначыць памеры аб’ектаў даволі цяжка, таму іх размяшчэнне ў дадзеным спісе часта вельмі прыблізнае.

Ва ўсіх аб’ектаў Сонечнай сістэмы з масай, большай за 1021 кг, сіла гравітацыі становіцца настолькі значнай, што пачынае пераадольваць структурную трываласць парод, надаючы целу шарападобную форму. Менавіта такая форма аб’екта дазваляе скампенсаваць сілу цяжару па ўсіх напрамках і дасягнуць гідрастатычнай раўнавагі. Пры гэтым лёд мае большую пластычнасць, чым камень, таму для ледзяных астэроідаў пояса Койпера значэнне масы, неабходнай для надання целу шарападобнай формы, можа быць значна меншым. Пры гэтым мяжа мінімальных радыусаў шарападобных цел у абодвух выпадках супадае і складае прыкладна 200 км.

)]]

Працэсы змянення формы пад дзеяннем сіл цяжару пачынаюць праяўляцца ў целах з масамі ад 1018 да 1021 кг, але форму раўнаважнага сфероіда прымаюць толькі буйныя целы бліжэй да верхняй мяжы масы, такія як Цэрэра, Тэфія, Мімас, а драбнейшыя аб’екты, маса якіх блізкая да 1018 кг, такія як Амальтэя або Янус, прымаюць сферычную форму толькі часткова.

Акрамя таго, сферычныя целы маюць трохі сплясканую каля полюсаў форму, што выклікана паскарэннем пад дзеяннем цэнтрабежнай сілы ад вярчэння цела, у той час як у аб’ектаў, якія прынялі сферычную форму толькі часткова, існуе значная розніца паміж любымі двума экватарыяльнымі дыяметрамі.

Вызначэнне памераў для аб’ектаў, якія знаходзяцца па-за межамі арбіты Сатурна, спалучана з вялікімі цяжкасцямі — у такіх выпадках шчыльнасць цела ўмоўна прымаюць роўнай 2,000 г/см, што прыкладна адпавядае шчыльнасці сумесі вадзянога лёду з касмічным пылам, з якіх, як правіла, і складаецца большасць аб’ектаў на такой адлегласці ад Сонца, хоць ёсць вялікая імавернасць, што на вялікай адлегласці ад Сонца шчыльнасць астэроідаў параўнальная з шчыльнасцю камет і складае ўсяго 0,5 г/см. Значна прасцей з падвойнымі сістэмамі — у такіх выпадках па ўзаемнаму руху кампанентаў ацаніць масу абодвух цел досыць лёгка. Такім чынам, вымярэнне памеру і масы большасці транснептунавых аб’ектаў носіць ацэначны характар ​​і можа адрознівацца на парадак ад рэальных значэнняў. Напрыклад, для аднаго з ТНА значэнне памеру і шчыльнасці былі ацэнены як 350 км і шчыльнасць 2,000 г/см адпаведна, што паказвала на масу аб’екта ў 3,59 кг, у той час як сапраўдны памер аб’екта складаў толькі 175 км, а шчыльнасць 1,000 г/см, што сведчыла аб масе ўжо ў 2,24 кг.

Памеры і масы большасці буйных спадарожнікаў Юпітэра і Сатурна вядомыя досыць добра ў сувязі з пралётамі такіх даследчых апаратаў, як Галілеа і Касіні, але памеры малых спадарожнікаў гэтых планет-гігантаў, такіх як Гімалія, па-ранейшаму часта носяць толькі ацэначны характар. Зноў жа пры аддаленні ад Сонца падрабязнасць і дакладнасць даных значна зніжаецца, і нават для буйных спадарожнікаў Урана і Нептуна, нягледзячы на пралёт «Вояджэра-2», даныя вельмі прыблізныя і часта супярэчлівыя.

Файл:Sun vs planets be.svg|Параўнальная дыяграма мас цел Сонечнай сістэмы. У такім маштабе аб'екты з масай, меншай за масу Сатурна, не бачныя
Файл:Masy planet be.svg|Параўнальная дыяграма мас планет Сонечнай сістэмы. Маса Юпітэра складае 71%, а маса Сатурна 21% ад сумарнай масы ўсіх планет. Маса планет зямной групы вельмі нязначная, у Меркурыя яна складае ўсяго 0,1%, што ў такім маштабе не відаць
Файл:Masy plotnych cel soniečnaj sistemy.svg|Параўнальная дыяграма мас цвёрдых цел Сонечнай сістэмы. Маса Зямлі складае 48%, Венеры — 39%. Целы масай, меншай за масу Плутона, тут не бачныя

## Аб’екты дыяметрам звыш 400 км 

Памеры гэтых цел ляжаць, як правіла, значна вышэй за мяжу гідрастатычнай раўнавагі, амаль усе аб’екты маюць выразную сферычную форму. У табліцы прыведзены параметры аб’ектаў не толькі ў абсалютных фізічных велічынях (км, кг), але і ў адносных — у зямных дыяметрах (D♁), аб’ёмах і масах.

## Аб’екты дыяметрам ад 200 да 400 км 
Самыя буйныя з гэтых аб’ектаў ляжаць вышэй за мяжу гідрастатычнай раўнавагі і маюць сферычную форму, але большасць прынялі сферычную форму толькі часткова, захаваўшы істотны перапад вышынь на паверхні. Для большасці транснептунавых аб’ектаў, пералічаных у гэтай табліцы, памер ацэньваецца з умовы альбеда паверхні 0,09, бо яны занадта далёкія, каб непасрэдна ацаніць іх памеры. Мімас уключаны ў абедзве табліцы ў якасці прыкладу пераходу цел ад масы 1 да масы 1 кг. Дадзены спіс не поўны з-за адсутнасці дадзеных пра многія ТНА.

## Аб’екты дыяметрам ад 100 да 200 км 
Памеры ў гэтым дыяпазоне маюць большасць буйных астэроідаў і спадарожнікаў газавых гігантаў. Для астэроідаў акрамя радыуса і масы прыводзіцца яшчэ і спектральны клас. Зрэшты, прадстаўлены тут спіс з’яўляецца няпоўным, у ім адсутнічаюць многія нядаўна адкрытыя аб’екты транснептунавай вобласці, а аб’ектаў, памерам меншых за 1 км, значна больш. З-за малых памераў гэтыя астэроіды вельмі слаба вывучаны. Выключэннем з’яўляюцца толькі тыя з іх, паблізу якіх праляталі касмічныя зонды або самі яны праляталі міма Зямлі на досыць блізкай адлегласці, каб стаць бачнымі для буйных зямных тэлескопаў.

Часта гэтыя аб’екты маюць няправільную форму, таму тут прыводзіцца сярэдні дыяметр астэроіда. Маса такіх аб’ектаў прыблізна каля 1 кг.

Варта звярнуць асаблівую ўвагу, што маса астэроіда  складае ўсяго толькі 2 кг, што нават менш за масу Піраміды Хеопса ў Гізе, якая важыць 5,9 кг.

## Умоўныя абазначэнні 
* † — указваецца экватарыяльны радыус, зыходзячы з ідэальна сферычнай формы цела;
* ‡ — указваецца сярэдні радыус, атрыманы асярэдненнем трох радыусаў па асноўных восях, зыходзячы з прыблізна сферычнай формы цела;
* * — радыус вядомы толькі вельмі прыблізна;
* R — радыус цела быў вызначаны рознымі метадамі, у прыватнасці аптычным (Хабл), інфрачырвоным (Спітцэр) або шляхам прамога вымярэння з касмічных апаратаў;
* 9 — радыус дакладна невядомы, але разлічаны з меркаванага альбеда 0,09;
* $ — падрабязна вывучаны астэроід або спадарожнік, памеры і маса якога добра вядомыя;
* M — маса была вызначана на падставе адхіленняў, якія стварала ці якім падвяргалася цела;
* A — меркаваная маса;
* P — маса разлічана зыходзячы з меркаванай шчыльнасці Плутона 2,000 г/см³;
* O — радыус быў вызначаны дзякуючы пакрыццю зорак астэроідам.

## Гравітацыя каля паверхні 
Асноўным прынцыпам, які ўстанаўлівае межы груп, з’яўляецца гравітацыя, па меншай меры для першых дзвюх груп. Гравітацыя каля паверхні цела на экватары ў большасці выпадкаў вызначаецца на аснове закона сусветнага прыцягнення Ньютана і цэнтрабежнай сілы.

* Паскарэнне сілы цяжару на экватары вызначаецца на аснове закона сусветнага прыцягнення Ньютана і разлічваецца па формуле:

: a_g = G \frac{m}{r^2},

дзе

: *ag* — велічыня паскарэння свабоднага падзення цела,
: *G* — гравітацыйная пастаянная,
: *m* — маса нябеснага цела,
: *r* — экватарыяльны радыус нябеснага цела або, калі ён вар’іруецца, то для разліку выкарыстоўваецца сярэдні экватарыяльны радыус.

* Значэнне цэнтрабежнай сілы ці вонкавага паскарэння, накіраванага супраць сілы цяжару, разлічваецца па формуле:

: a_c = 4\pi^2\frac{r}{T^2},

дзе

: *T* — перыяд вярчэння нябеснага цела.

* Тады выніковая сіла (сіла прыцяжэння на паверхні) будзе роўная розніцы гэтых двух сіл:

: g = a_g - a_c = \frac{G m}{r^2} - \frac{4\pi^2r}{T^2}.

## Гл. таксама 
* Гісторыя адкрыцця планет і спадарожнікаў Сонечнай сістэмы
* Спіс планетападобных аб’ектаў
* Спіс астэроідаў

## Крыніцы 
## Спасылкі 
* Recent Asteroid Mass Determinations 
* An Observational Error Model, and Application to Asteroid Mass Determination
* JPL Solar System Dynamics
* Planetary fact sheets
* Asteroid fact sheet
* All (known) Bodies in the Solar System Larger than 200&nbsp;Miles in Diameter — in an image, put side-by-side.
* Size comparison of asteroids and comets visited by space probe  (Parent article of image by Planetary Society )
* NASA Planetary Data System (PDS)
* Asteroids with Satellites
* Minor Planet discovery circumstances
* Supplemental IRAS Minor Planet Survey (SIMPS) and IRAS Minor Planet Survey (IMPS)
** SIMPS & IMPS (V6, additional, from here)
** Asteroid Data Archive (dead link) Archive *Planetary Science Institute*

Катэгорыя:Спісы астранамічных аб’ектаў