El sistema solar es formà fa 4.600 milions d'anys a partir del col·lapse gravitatori d'un núvol molecular interestel·lar gegant. La immensa majoria de la seva massa es troba en el Sol, mentre que la major part de la resta correspon a Júpiter. Els quatre planetes interiors, Mercuri, Venus, Terra i Mart, són planetes tel·lúrics, és a dir, planetes més petits que es componen sobretot de roca i metall. Els quatre planetes exteriors són gegants gasosos i tenen una massa considerablement superior a la dels planetes tel·lúrics. Els dos més grossos, Júpiter i Saturn, es componen principalment d'hidrogen i heli, mentre que els dos planetes situats més lluny del Sol, Urà i Neptú, es componen en gran part de volàtils, és a dir, substàncies amb un punt de fusió alt en comparació amb l'hidrogen i l'heli, com ara aigua, amoníac i metà. Tots els planetes segueixen òrbites gairebé circulars situades dins d'un disc gairebé pla que es coneix com a «eclíptica».
El sistema solar mostrant el pla orbital de la Terra al voltant del Sol en 3D. Mercuri, Venus, la Terra, i Mart apareixen en ambdós panells; el panell dret també mostra Júpiter fent una revolució completa amb Saturn i Urà fent-ne menys d'una de completa.
Tot i que el Sol domina el sistema per la massa, només representa al voltant del 2% del moment angular[12] a causa de la rotació diferencial dins del Sol gasós.[13] Els planetes, dominats per Júpiter, compte amb la major part de la resta del moment angular a causa de la combinació de la seva massa, òrbita, i distància del sol, amb una contribució significativa, possiblement a partir dels cometes.[12]
El Sol, que comprèn de gairebé tota la matèria del sistema solar, es compon d'hidrogen i heli en un 98%.[web 13]Júpiter i Saturn, que comprenen gairebé tota la matèria restant, posseeixen atmosferes compostes d'aproximadament el 99% d'aquests elements.[web 14][web 15] Hi ha un gradient de composició en el sistema solar, creat per la calor i la pressió de radiació del sol; on els objectes més prop del Sol, que estan més afectats per aquestes característiques, es componen d'elements amb punts de fusió alts. Els objectes més llunyans del Sol es componen en gran part dels materials amb punts de fusió més baixos.[14] El límit en el sistema solar més enllà en el qual les substàncies volàtils podrien condensar-se es coneix com a línia de congelament, i es troba en més o menys 5 ua del sol.[1]
Els objectes del sistema solar interior estan composts majoritàriament de roques,[15] el nom col·lectiu per als compostos amb punts de fusió més alts, com els silicats, ferro o níquel, que es va mantenir ferms sota gairebé totes les condicions en la nebulosa protoplanetària.[16] Júpiter i Saturn es componen principalment de gasos, el terme astronòmic per materials amb molt baix punt de fusió i una alta pressió de vapor com l'hidrogen molecular, heli, i neó, que sempre estaven en la fase gasosa de la nebulosa.[16] Els elements congeladors, com l'aigua, metà, amoníac, àcid sulfhídric i diòxid de carboni,[15] tenen punts de fusió de fins a uns pocs centenars de kèlvins.[16] Es poden trobar com congelats, líquids o gasos en diversos llocs en el sistema solar, mentre que a la nebulosa estaven en la fase sòlida o gasosa.[16] Les substàncies congelades constitueixen la majoria dels satèl·lits dels planetes gegants, així com la majoria d'Urà i Neptú (els anomenats «gegants glaçats») i els nombrosos petits objectes que es troben més enllà de l'òrbita de Neptú.[15][17] Tots ells, gasosos i congelats són denominats volàtils.[18]
Cossos
El planeta nan Plutó (39 ua de mitjana) és l'objecte conegut més gran al cinturó de Kuiper. Quan va ser descobert el 1930, es va considerar com el novè planeta; això va canviar el 2006 amb l'adopció d'una definició de planeta oficial. Plutó té una òrbita inclinada relativament excèntrica de 17 graus respecte al pla de l'eclíptica i que van de 29,7 ua des del Sol amb periheli (dins de l'òrbita de Neptú) a 49,5 ua en l'afeli.
Caront, el satèl·lit més gran de Plutó, es descriu a vegades com a part d'un sistema binari amb Plutó, ja que orbiten els dos cossos en el baricentre de gravetat sobre les seves superfícies (p. ex. sembla que «orbiten entre si»). Més enllà de Caront, hi ha quatre satèl·lits més petits, Estix, Nix, Cèrber, i Hidra, se sap que orbiten dins del sistema.
Plutó té una ressonància 3:2 amb Neptú, el que significa que Plutó realitza l'òrbita dues vegades al voltant del Sol per cada tres òrbites de Neptú. Els objectes del cinturó de Kuiper on les òrbites comparteixen aquesta ressonància s'anomenen plutins.[49]
Makemake i Haumea
Posició del sistema solar en la Via Làctia
El sistema solar està situat en la Via Làctia, una galàxia espiral barrada amb un diàmetre al voltant de 100.000 anys llum amb 200 mil milions d'estrelles.[61] El Sol resideix en un braç espiral exterior de la galàxia, conegut com el braç d'Orió-Cigne o espoló local.[62] El Sol queda entre 25.000 i 28.000 anys llum del centre galàctic,[63] i la seva velocitat en la galàxia és de 220 quilòmetres per segon, de manera que es completa una revolució cada 225–250 milions d'anys. Aquesta revolució és coneguda com l'any galàctic del sistema solar.[web 64] L'àpex solar, la direcció del camí del Sol a través de l'espai interestel·lar, és prop de la constel·lació d'Hèrcules en la direcció de l'actual ubicació de la brillant estrella Vega.[web 65] El pla de l'eclíptica es troba en un angle d'uns 60° al pla galàctic.[nota 8][64]
La ubicació del sistema solar en la galàxia és un factor en l'evolució de la vida de la Terra. La seva òrbita és a prop de circular, i les òrbites prop del Sol són més o menys al mateix ritme que el dels braços espirals. Per tant, el Sol passa a través dels braços només en rares ocasions. A causa que els braços espirals són la llar d'una concentració molt més gran de supernovae, inestabilitats gravitacionals i de radiació que podrien pertorbar el sistema solar, això ha proporcionat a la Terra llargs períodes d'estabilitat a la vida per evolucionar.[web 66] El sistema solar també es troba fora de les zones plenes d'estrelles del centre galàctic. A prop del centre, les estirades gravitatories de les estrelles properes podrien pertorbar els cossos en el Núvol d'Oort i enviar molts cometes al sistema solar interior, produint col·lisions amb conseqüències potencialment catastròfiques per a la vida a la Terra. La intensa radiació del centre galàctic també podria interferir amb el desenvolupament de la vida complexa.[web 66] Fins i tot en la ubicació actual del sistema solar, alguns científics han plantejat la hipòtesi que les recents supernoves poden haver afectat negativament la vida en els últims 35.000 anys llançant trossos de nucli estel·lar expulsats cap al Sol com grans cossos semblants a cometes de pols radioactiva.[web 67]
Cicle de vida del sol, on es descriuen les principals etapes de l'evolució de l'estrella (mides i intervals de temps sense escala[nota 9]desiguals, com s'indica).
Notes i definicionsEls satèl·lits naturals dels planetes són un exemple d'objectes que orbiten indirectament al voltant del Sol.
↑Altres cossos van ser considerats planetes en el passat, incloent-hi Plutó des del seu descobriment el 1930 fins al 2006. Per a més informació, vegeu Classificacions anteriors.
↑Els dos satèl·lits naturals més grossos que Mercuri són Ganimedes, satèl·lit de Júpiter, i Tità, satèl·lit de Saturn. Tot i que són més grossos que Mercuri, cap dels dos no arriba a la meitat de la seva massa. Finalment, el radi de Cal·listo és més d'un 98% del de Mercuri.
↑ 4,04,14,24,34,44,5D'acord amb les definicions de la UAI, els objectes que orbiten al voltant del Sol es classifiquen en tres categories seguint criteris físics i dinàmics: «planetes», «planetes nans» i «cossos menors del sistema solar».
Un planeta és tot aquell objecte que gira al voltant del Sol, té prou massa perquè la seva gravetat superi les forces associades a un sòlid rígid i li doni una forma esfèrica, i ha netejat el seu veïnatge immediat d'objectes més petits. Basant-se en aquesta definició, el sistema solar conté vuit planetes: Mercuri, Venus, la Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Plutó, en canvi, no compleix aquests requisits, car no ha netejat el seu veïnatge d'objectes del cinturó de Kuiper.[web 6]
Un planeta nan és tot aquell objecte que gira al voltant del Sol i té prou massa perquè la seva gravetat li doni una forma gairebé esfèrica, però no ha netejat el seu veïnatge immediat de planetesimals ni és un satèl·lit.[web 6] La UAI en reconeix cinc: Ceres, Plutó, Haumea, Makemake i Eris.[2] Altres objectes generalment considerats planetes nans són Gonggong, Sedna, Orc, i Quaoar. Els planetes nans que orbiten a la regió transneptuniana es poden anomenar «plutoides»,[3] tot i que és un terme força rar.
↑ 7,07,1La massa del sistema solar excloent el sol, Júpiter i Saturn pot ser determinada sumant totes les masses calculades dels objectes més grans i utilitzant càlculs aproximats per a les masses del núvol d'Oort (estimat en aproximadament 3 vegades la massa terrestre),[8] el cinturó de Kuiper (estimat en aproximadament 0,1 masses terrestres)[web 9] i el cinturó d'asteroides (estimat en 0,0005 masses terrestres)[9] per a un total, arrodonit en positiu, de ~ 37 masses terrestres, o el 8,1% de la massa en òrbita al voltant del sol. Amb les masses combinades d'Urà i Neptú (~31 masses terrestres) restades, queden ~ 6 masses terrestres de material que comprèn l'1,3% del total.
,on 27° 07′ 42,01″ i 12h 51m 26,282 són la declinació i ascensió recta del pol nord galàctic, mentre que 66° 33′ 38,6″ i 18h 0m 00 són els del pol nord de l'eclíptica. (tots dos parells de coordenades són per època J2000.) El resultat del càlcul és 60,19°.
↑ 9,09,19,29,39,49,59,69,79,8El nom de «nebulosa planetària» s'ha atribuït a objectes d'aquest tipus a causa de la seva aparença, similar a la dels planetes quan es veuen a través d'un telescopi. Tanmateix, la naturalesa i les característiques físiques de cadascun d'ells són completament diferents.
↑Weinert, Friedel. Copernicus, Darwin, & Freud: revolutions in the history and philosophy of science (en anglès). Wiley-Blackwell, 2009, p. 21. ISBN 978-1-4051-8183-9.
↑Harold F. Levison, Martin J Duncan «From the Kuiper Belt to Jupiter-Family Comets: The Spatial Distribution of Ecliptic Comets» (en anglès). Icarus, 127, 1, 1997, pàg. 13–32. Bibcode: 1997Icar..127...13L. DOI: 10.1006/icar.1996.5637.
↑ «SOLAR MODELS WITH REVISED ABUNDANCE» (en anglès). The Astrophysical Journal Letters, Abril 2011. DOI: 10.1088/2041-8205/731/2/L42 [Consulta: 25 setembre 2019].
↑Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson. Encyclopedia of the solar system (en anglès). Academic Press, 2007, p. 615. ISBN 0-12-088589-1.
↑ 15,015,115,2 «Comparative models of Uranus and Neptune» (en anglès). Planetary and Space Science, Desembre 1995. DOI: 10.1016/0032-0633(95)00061-5 [Consulta: 25 setembre 2019].
↑ 16,016,116,216,3 «Further investigations of random models of Uranus and Neptune» (en anglès). Planetary and Space Science, Febrer 2000. DOI: 10.1016/S0032-0633(99)00088-4 [Consulta: 25 setembre 2019].
↑Smart, R. L.; Carollo, D.; Lattanzi, M. G.; McLean, B.; Spagna, A. (2001). "The Second Guide Star Catalogue and Cool Stars". Hugh R. A. Jones i Iain A. Steele Ultracool Dwarfs: New Spectral Types L and T: 119, Springer (en anglès)
↑Schenk P., Melosh H. J. (1994), Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury's Lithosphere, Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference, 1994LPI....25.1203S
↑Benz, W., Slattery, W. L., Cameron, A. G. W. (1988), Collisional stripping of Mercury's mantle, Icarus, v. 74, p. 516–528.
↑Cameron, A. G. W. (1985), The partial volatilization of Mercury, Icarus, v. 64, p. 285–294.
↑David C. Gatling, Conway Leovy. «Mars Atmosphere: History and Surface Interactions». A: Lucy-Ann McFadden et al. Encyclopaedia of the Solar System (en anglès), 2007, p. 301–314.
↑Barucci, M. A.; Kruikshank, D.P.; Mottola S.; Lazzarin M.. «Physical Properties of Trojan and Centaur Asteroids». A: Asteroids III (en anglès). Tucson, Arizona: University of Arizona Press, 2002, p. 273–87.
↑Podolak, M.; Reynolds, R. T.; Young, R. «Post Voyager comparisons of the interiors of Uranus and Neptune» (en anglès). Geophysical Research Letters, 17, 10, 1990, pàg. 1737. Bibcode: 1990GeoRL..17.1737P. DOI: 10.1029/GL017i010p01737.
↑John Stansberry, Will Grundy, Mike Brown, Dale Cruikshank, John Spencer, David Trilling, Jean-Luc Margot (2007). "Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope". The Solar System Beyond Neptune: 161 (en anglès)
↑Sekanina, Zdeněk «Kreutz sungrazers: the ultimate case of cometary fragmentation and disintegration?» (en anglès). Publicacions de l'Institut Astronòmic de l'Acadèmia de Ciències de la República Txeca, 89, 2001, pàg. 78–93. Bibcode: 2001PAICz..89...78S.
↑ 45,045,1Stephen C. Tegler. «Kuiper Belt Objects: Physical Studies». A: Lucy-Ann McFadden et al. Encyclopedia of the Solar System (en anglès), 2007, p. 605–620.
↑ «Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects» (en anglès). The Astrophysical Journal Letters, Febrer 2006. DOI: 10.1086/501524 [Consulta: 25 setembre 2019].
↑Stone, E. C.; Cummings, A. C.; McDonald, F. B.; Heikkila, B. C.; Lal, N.; Webber, W. R. «Voyager 1 explores the termination shock region and the heliosheath beyond» (en anglès). Science, 309, 5743, setembre 2005, pàg. 2017–20. Bibcode: 2005Sci...309.2017S. DOI: 10.1126/science.1117684. PMID: 16179468.
↑Stone, E. C.; Cummings, A. C.; McDonald, F. B.; Heikkila, B. C.; Lal, N.; Webber, W. R. «An asymmetric solar wind termination shock» (en anglès). Nature, 454, 7200, juliol 2008, pàg. 71–4. DOI: 10.1038/nature07022. PMID: 18596802.
↑R. L. McNutt, Jr. et al. (2006). "Innovative Interstellar Explorer". Physics of the Inner Heliosheath: Voyager Observations, Theory, and Future Prospects 858: 341–347. DOI:10.1063/1.2359348 (en anglès)
↑T. Encrenaz, JP. Bibring, M. Blanc, MA. Barucci, F. Roques, PH. Zarka. The Solar System: Third edition. Springer, 2004, p. 1.
↑Durda D. D.; Stern S. A.; Colwell W. B.; Parker J. W.; Levison H. F.; Hassler D. M. «A New Observational Search for Vulcanoids in SOHO/LASCO Coronagraph Images» (en anglès). Icarus, 148, 2004, pàg. 312–315. Bibcode: 2000Icar..148..312D. DOI: 10.1006/icar.2000.6520.
↑Boulanger, F.; Cox, P.; and Jones, A. P. (2000). "Course 7: Dust in the Interstellar Medium". F. Casoli, J. Lequeux, & F. David Infrared Space Astronomy, Today and Tomorrow: 251 (en anglès)
↑English, J. «Còpia arxivada» (en anglès). Hubble News Desk [Consulta: 28 març 2014].«Còpia arxivada». Arxivat de l'original el 2020-05-12. [Consulta: 28 març 2014].
↑Sheppard, Scott S. «The Giant Planet Satellite and Moon Page» (en anglès). Departament of Terrestrial Magnetism at Carniege Institution for science. [Consulta: 23 juliol 2013].
↑Wm. Robert Johnston. «Asteroids with Satellites» (en anglès). Johnston's Archive, 06-12-2013. [Consulta: 12 desembre 2013].
↑ 9,09,1Audrey Delsanti i David Jewitt. «The Solar System Beyond The Planets» (PDF) (en anglès). Institut d'Astronomia, Universitat de Hawaii, 2006. Arxivat de l'original el 29 de gener 2007. [Consulta: 3 gener 2007].
↑«Inner Solar System». NASA Science (Planets). Arxivat de l'original el 11 de maig 2009. [Consulta: 9 maig 2009].
↑Bill Arnett. «Mercury». The Nine Planets, 2006. [Consulta: 14 octubre 2006].
↑Paul Rincon. «Climate Change as a Regulator of Tectonics on Venus» (PDF) (en anglès). Johnson Space Center Houston, TX, Institut de Meteorítica, Universitat de Nou Mèxic, Albuquerque, NM, 1999. Arxivat de l'original el 6 de novembre 2015. [Consulta: 19 novembre 2006].
↑Jack J. Lissauer, David J. Stevenson. «Formation of Giant Planets» (PDF) (en anglès). NASA Ames Research Center; California Institute of Technology, 2006. Arxivat de l'original el 26 de març 2009. [Consulta: 16 gener 2006].
↑Patrick Vanouplines. «Chiron biography» (en anglès). Vrije Universitiet Brussel, 1995. Arxivat de l'original el 2 de maig 2009. [Consulta: 23 juny 2006].
↑«Dwarf Planets and their Systems» (en anglès). Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Servei Geològic dels Estats Units, 07-11-2008. [Consulta: 13 juliol 2008].
Britannica, Educational Publishing. The Rosen Publishing Group. The Inner Solar System (en anglès). 1a edició. Nova York: The Rosen Publishing Group, 2010, p. 248. ISBN 978-1-61530-050-1 [Consulta: 24 gener 2013].
Encrenaz, Thérèse; Jean-Pierre Bibring, M. Blanc, Maria-Antonietta Barucci, Francoise Roques, Philippe Zarka. «4 - The formation of the Solar System». A: Springer. The Solar System (en anglès). 3a edició. Nova York: Springer, 2004, p. 512. ISBN 3-540-00241-3 [Consulta: 23 gener 2013].
McFadden, Lucy-Ann; Paul Weissman, Torrence Johnson. «Chapter 2: The origin of the Solar System». A: Acadenuc Press. Encyclopedia of the Solar System (en anglès). 2a edició. Washington: Acadenuc Press, 2007, p. 992. ISBN 978-0-12-088589-3 [Consulta: 23 gener 2013].
Murray, Carl D. Cambridge University Press. Solar System Dynamics (en anglès). Cambridge University Press, 1999, p. 608. ISBN 0-521-57295-9 [Consulta: 26 gener 2013].
Oliveira Filho, Kepler de Souza; Maria de Fátima Oliveira Saraiva. Livraria da Física. Astronomia e Astrofísica. 2a edició. São Paulo: Livraria da Física, 2004, p. 557. ISBN 85-88325-23-3.
Woolfson, Michael M. «5 - A brief survey in modern theories». A: Institute of Physics Publishing. The origin and evolution of the Solar System (en anglès). Londres: Institute of Physics Publishing, 2000, p. 420. ISBN 0 7503 0457 X [Consulta: 20 juliol 2013].
.jpg)
.png)
_color,_cropped.jpg)
.jpg)
.jpg)
_(30823363).jpg)
_mathilde_crop.jpg)
.jpg){kind=link}
.jpg){kind=link}
