Транснептуновые объекты

Пространство за Нептуном, или «регион транснептуновых объектов», всё ещё в значительной степени не исследовано. Предположительно, оно содержит только малые тела, состоящие главным образом из камней и льда. Этот регион иногда также включают во «внешнюю Солнечную систему», хотя чаще этот термин используют, чтобы обозначать пространство за поясом астероидов и до орбиты Нептуна.

Пояс Койпера

Известные объекты пояса Койпера (зелёные), показанные относительно четырёх внешних планет. Масштаб показан в астрономических единицах. Пробел внизу картинки вызван нахождением в этой области полосы Млечного Пути, скрывающей тусклые объекты

Пояс Койпера — область реликтов времён образования Солнечной системы, являющейся большим поясом осколков, подобным поясу астероидов, но состоящий в основном из льда^[75]. Он простирается между 30 и 55 а. е. от Солнца. Составлен главным образом малыми телами Солнечной системы, но многие из крупнейших объектов пояса Койпера, такие как Квавар, Варуна и Орк, могут быть переклассифицированы в карликовые планеты после уточнения их параметров. По оценкам, более 100 000 объектов пояса Койпера имеют диаметр больше 50 км, но полная масса пояса равна только одной десятой или даже одной сотой массы Земли^[76]. Многие объекты пояса обладают множественными спутниками^[77], и у большинства объектов орбиты располагаются вне плоскости эклиптики^[78].

Пояс Койпера может быть примерно разделен на «классические» и резонансные объекты (главным образом плутино)^[75]. Резонансные объекты находятся ворбитальном резонансе с Нептуном (например, совершая два оборота на каждые три оборота Нептуна, или один на каждые два). Ближайшие к Солнцу резонансные объекты могут пересекать орбиту Нептуна. Классические объекты пояса Койпера не находятся с Нептуном в орбитальном резонансе и располагаются на расстоянии примерно от 39,4 до 47,7 а. е. от Солнца^[79]. Элементы классического пояса Койпера классифицированы как кьюбивано, от индекса первого обнаруженного объекта — (15760) 1992 QB₁ («QB₁» произносится как «кью-би-ван»); и имеют близкие к круговым орбиты с малым углом наклона к эклиптике^[80].

Плутон

Плутон — карликовая планета, крупнейший известный объект пояса Койпера. После обнаружения в 1930 году считался девятой планетой; положение изменилось в 2006 году с принятием формального определения планеты. У Плутона умеренный эксцентриситет орбиты с наклонением в 17 градусов к плоскости эклиптики, и он то приближается к Солнцу на расстояние 29,6 а. е., оказываясь к нему ближе Нептуна, то удаляется на 49,3 а. е.

Неясна ситуация с крупнейшим спутником Плутона — Хароном: продолжит ли он классифицироваться как спутник Плутона или будет переклассифицирован в карликовую планету. Поскольку центр масс системы Плутон — Харон находится вне их поверхностей, они могут рассматриваться в качестве двойной планетной системы. Два меньших спутника — Никта и Гидра, обращаются вокруг Плутона и Харона.

Плутон находится с Нептуном в орбитальном резонансе 3:2 — на каждые три оборота Нептуна вокруг Солнца приходится два оборота Плутона, весь цикл занимает 500 лет. Объекты пояса Койпера, чьи орбиты обладают таким же резонансом, называют плутино^[81].

Хаумеа

Хаумеа — карликовая планета, хотя и меньше Плутона, крупнейший из известных классических объектов пояса Койпера (не находящихся в подтверждённом резонансе с Нептуном). Хаумеа имеет сильно вытянутую форму и период вращения вокруг своей оси около 4 часов. Два спутника и ещё по крайней мере восемь транснептуновых объектов являются частью семейства Хаумеа, которое сформировалась миллиарды лет назад из ледяных осколков, после того как большое столкновение разрушило ледяную мантию Хаумеа. Орбита карликовой планеты обладает большим наклонением — 28°.

Макемаке

Макемаке — первоначально обозначался как 2005 FY₉, в 2008 году получил имя и был объявлен карликовой планетой^[8]. В настоящее время является вторым по видимой яркости в поясе Койпера после Плутона. У Макемаке пока не обнаружено спутников. Имеет диаметр от 50 до 75 % диаметра Плутона, орбита наклонена на 29°^[82], эксцентриситет около 0,16.

Сравнительные размеры крупнейших ТНО и Земли.
Изображения объектов — ссылки на статьи.

Рассеянный диск

Рассеянный диск частично перекрывается с поясом Койпера, но простирается намного далее за его пределы и, как предполагают, является источником короткопериодических комет. Предполагают, что объекты рассеянного диска были выброшены на беспорядочные орбиты гравитационным влиянием Нептуна в период его миграции на ранней стадии формирования Солнечной системы: одна из концепций базируется на предположении о том, что Нептун и Уран сформировались ближе к Солнцу, чем они есть сейчас, а затем переместились на свои современные орбиты^[83][84][85]. Многие объекты рассеянного диска (SDO) имеют перигелий в пределах пояса Койпера, но их афелий может простираться до 150 а. е. от Солнца. Орбиты объектов также весьма наклонены к поясу эклиптики и часто почти перпендикулярны ему. Некоторые астрономы полагают, что рассеянный диск — это область пояса Койпера, и описывают объекты рассеянного диска как «рассеянные объекты пояса Койпера»^[86]. Некоторые же астрономы также классифицируют кентавры как рассеянные внутрь объекты пояса Койпера, наряду с рассеянными наружу объектами рассеянного диска^[87].

Эрида

Эрида (68 а. е. в среднем) — крупнейший известный объект рассеянного диска. Так как её диаметр был оценен в 2400 км, то есть по крайней мере на 5 % больше, чем у Плутона, то её открытие породило споры о том, что именно следует называть планетой. Она является одной из крупнейших известных карликовых планет^[88]. У Эриды имеется один спутник — Дисномия. Как и у Плутона, её орбита является чрезвычайно вытянутой, с перигелием 38,2 а. е. (примерное расстояние Плутона от Солнца) и афелием 97,6 а. е.; и орбита сильно (44,177°) наклонена к плоскости эклиптики.

Отдалённые области

Вопрос о том, где именно заканчивается Солнечная система и начинается межзвёздное пространство, неоднозначен. Ключевыми в их определении принимают два фактора: солнечный ветер и солнечноетяготение. Внешняя граница солнечного ветра — гелиопауза, за ней солнечный ветер и межзвёздное вещество смешиваются, взаимно растворяясь. Гелиопауза находится примерно в четыре раза дальше Плутона и считается началом межзвёздной среды^[26]. Однако предполагают, что область, в которой гравитация Солнца преобладает над галактической — сфера Хилла, простирается в тысячу раз дальше^[89].

Гелиосфера

Движение Солнечной системы в межзвёздном пространстве

Межзвёздная среда в окрестностях Солнечной системы неоднородна. Наблюдения показывают, что Солнце движется со скоростью около 25 км/с сквозьМестное межзвёздное облако и может покинуть его в течение следующих 10 тысяч лет. Большую роль во взаимодействии Солнечной системы с межзвёздным веществом играет солнечный ветер.

Наша планетная система существует в крайне разреженной «атмосфере» солнечного ветра — потока заряженных частиц (в основном водородной и гелиевойплазмы), с огромной скоростью истекающих из солнечной короны. Средняя скорость солнечного ветра, наблюдаемая на Земле, составляет 450 км/с. Эта скорость превышает скорость распространения магнитогидродинамических волн, поэтому при взаимодействии с препятствиями плазма солнечного ветра ведёт себя аналогично сверхзвуковому потоку газа. По мере удаления от Солнца, плотность солнечного ветра ослабевает, и наступает момент, когда он оказывается более не в состоянии сдерживать давление межзвёздного вещества. В процессе столкновения образуется несколько переходных областей.

Сначала солнечный ветер тормозится, становится более плотным, тёплым и турбулентным^[90]. Момент этого перехода называется границей ударной волны(англ. termination shock) и находится на расстоянии около 85—95 а. е. от Солнца^[90] (по данным, полученным с космических станций «Вояджер-1»^[91] и «Вояджер-2»^[92], которые пересекли эту границу в декабре 2004 года и августе 2007).

Ещё приблизительно через 40 а. е. солнечный ветер сталкивается с межзвёздным веществом и окончательно останавливается. Эта граница, отделяющая межзвёздную среду от вещества Солнечной системы, называется гелиопаузой^[26]. По форме она похожа на пузырь, вытянутый в противоположную движению Солнца сторону. Область пространства, ограниченная гелиопаузой, называется гелиосферой.

Согласно данным аппаратов «Вояджер», ударная волна с южной стороны оказалась ближе, чем с северной (73 и 85 астрономических единиц соответственно). Точные причины этого пока неизвестны; согласно первым предположениям, асимметричность гелиопаузы может быть вызвана действием сверхслабых магнитных полей в межзвёздном пространстве Галактики^[92].

По другую сторону гелиопаузы, на расстоянии порядка 230 а. е. от Солнца, вдоль головной ударной волны (bow shock) происходит торможение с космических скоростей налетающего на Солнечную систему межзвёздного вещества^[93].

Ни один космический корабль ещё не вышел из гелиопаузы, таким образом, невозможно знать наверняка условия в местном межзвёздном облаке. Ожидается, что «Вояджеры» пройдут гелиопаузу в следующем десятилетии и передадут ценные данные относительно уровней излучения и солнечного ветра^[94]. Недостаточно ясно, насколько хорошо гелиосфера защищает Солнечную систему от космических лучей. Команда, финансируемая НАСА, разработала концепцию миссии «Vision Mission» — посылки зонда к границе гелиосферы^[95][96].

Облако Оорта

Рисунок, иллюстрирующий предполагаемый вид облака Оорта

Гипотетическое облако Оорта — сферическое облако ледяных объектов (вплоть до триллиона), служащее источником долгопериодических комет. Предполагаемое расстояние до внешних границ облака Оорта от Солнца составляет от 50 000 а. е. (приблизительно 1 световой год) до 100 000 а. е. (1,87 св. лет). Полагают, что составляющие облако объекты сформировались около Солнца и были рассеяны далеко в космос гравитационными эффектами планет-гигантов на раннем этапе развития Солнечной системы. Объекты облака Оорта перемещаются очень медленно и могут испытывать взаимодействия, нехарактерные для внутренних объектов системы: редкие столкновения друг с другом, гравитационное воздействие проходящей рядом звезды, действие галактических приливных сил^[97][98].

Седна

Седна (525,86 а. е. в среднем) — большой, подобный Плутону, красноватый объект с гигантской, чрезвычайно эллиптической орбитой, от приблизительно 76 а. е. в перигелии до 975 а. е. в афелии и периодом в 12 050 лет. Майкл Браун, который открыл Седну в 2003 году, утверждает, что она не может быть частью рассеянного диска или пояса Койпера, поскольку её перигелий слишком далёк, чтобы объясняться воздействием миграции Нептуна. Он и другие астрономы полагают, что этот объект является первым обнаруженным в полностью новой популяции, которая также может включать объект 2000 CR₁₀₅ с перигелием 45 а. е., афелием 415 а. е. и орбитальным периодом 3420 лет^[99]. Браун называет эту популяцию «внутренним облаком Оорта», поскольку она, вероятно, сформировалась посредством процесса, подобного процессу формирования облака Оорта, хотя и намного ближе к Солнцу^[100]. Седна, весьма вероятно, могла бы быть признана карликовой планетой, если бы достоверно была определена её форма.

Пограничные области

См. также: Вулканоиды и Немезида (звезда) .

Большая часть нашей Солнечной системы всё ещё неизвестна. По оценкам, гравитационное поле Солнца преобладает над гравитационными силами окружающих звёзд на расстоянии приблизительно двух световых лет (125 000 а. е.). В сравнении, нижние оценки радиуса облака Оорта не размещают его дальше 50 000 а. е.^[101] Несмотря на открытия таких объектов как Седна, область между поясом Койпера и облаком Оорта радиусом в десятки тысяч а. е. всё ещё практически не исследована. Также продолжается изучение области между Меркурием и Солнцем^[102].

Сравнительная таблица основных параметров планет

Все параметры ниже, кроме плотности, указаны в отношении к аналогичным данным Земли.

Планета	Диаметр, относительно	Масса, относительно	Орбитальный радиус, а. е.	Период обращения , земных лет	Сутки , относительно	Плотность, кг/м³	Спутники
Меркурий	0,382	0,06	0,38	0,241	58,6	5427	нет
Венера	0,949	0,82	0,72	0,615	243[103]	5243	нет
Земля[104]	1,0	1,0	1,0	1,0	1,0	5515	1
Марс	0,53	0,11	1,52	1,88	1,03	3933	2
Юпитер	11,2	318	5,20	11,86	0,414	1326	63
Сатурн	9,41	95	9,54	29,46	0,426	687	62
Уран	3,98	14,6	19,22	84,01	0,718[103]	1270	27
Нептун	3,81	17,2	30,06	164,79	0,671	1638	13

Расстояния планет от Солнца: 1) Меркурий 2) Венера 3) Земля 4) Марс — пояс астероидов — 5) Юпитер 6) Сатурн 7) Уран 8) Нептун — пояс Койпера

Приблизительное соотношение размеров планет и Солнца

Формирование и эволюция Солнечной системы

 

Жизненный цикл Солнца. Масштаб и цвета условны. Временная шкала в миллиардах лет (приблизительно)

Согласно общепринятой в настоящее время гипотезе, формирование Солнечной системы началось около 4,6 млрд лет назад с гравитационного коллапса небольшой части гигантского межзвёздногогазопылевого облака. Это начальное облако было, вероятно, размером в несколько световых лет и являлось прародителем для нескольких звёзд^[105].

В процессе гравитационного сжатия размеры газопылевого облака уменьшались и, в силу закона сохранения углового момента, росла скорость вращения облака. Центр, где собралась большая часть массы, становился всё более и более горячим, чем окружающий диск^[105]. Из-за вращения скорости сжатия облака параллельно и перпендикулярно оси вращения различались, что привело к уплощению облака и формированию характерного протопланетного диска диаметром примерно 200 а. е.^[105] и горячей, плотной протозвездой в центре^[106]. Полагают, что в этой точке эволюции Солнце было звездой типа T Тельца. Изучение звёзд типа T Тельца показывают, что они часто сопровождаются протопланетными дисками с массами 0,001—0,1 солнечной массы, с подавляющим процентом массы туманности, сосредоточенным непосредственно в звезде^[107]. Планеты сформировались аккрецией из этого диска^[108].

В течение 50 млн лет давление и плотность водорода в центре протозвезды стали достаточно большими для начала термоядерной реакции^[109]. Температура, скорость реакции, давление и плотность увеличились, пока не было достигнуто гидростатическое равновесие, с тепловой энергией, противостоящей силе гравитационного сжатия. На этом этапе Солнце стало полноценной звездой главной последовательности^[110].

Солнечная система, насколько известно сегодня, просуществует, пока Солнце не начнёт развиваться вне главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Поскольку Солнце сжигает запасы водородного топлива, выделяющаяся энергия, поддерживающая ядро, имеет тенденцию к исчерпанию, заставляя Солнце сжиматься. Это увеличивает давление в его недрах и нагревает ядро, таким образом ускоряя сжигание топлива. В результате Солнце становится ярче на примерно десять процентов каждые 1,1 млрд лет^[111].

Через приблизительно 5,4 млрд лет с настоящего времени, водород в ядре Солнца будет полностью преобразован в гелий, что завершит фазу главной последовательности. В это время внешние слои Солнца расширятся примерно в 260 раз — Солнце станет красным гигантом. Из-за чрезвычайно увеличившейся площади поверхности, она будет гораздо более прохладной, чем при нахождении на главной последовательности (2600 K)^[112].

В конечном счёте внешние слои Солнца будут выброшены мощным взрывом в окружающее пространство, образовав планетарную туманность, в центре которой останется лишь небольшое звёздное ядро —белый карлик, необычно плотный объект в половину первоначальной массы Солнца, но размером только с Землю^[113]. Эта туманность возвратит часть материала, который сформировал Солнце, в межзвёздную среду.

Устойчивость Солнечной системы

В настоящий момент неясно, устойчива ли Солнечная система. Можно показать, что если она неустойчива, то характерное время распада системы очень велико^[114].

«Открытие» и исследование Солнечной системы

То обстоятельство, что наблюдать движения небесных светил человек был вынужден с поверхности вращающейся вокруг своей оси и движущейся по орбите Земли, на протяжении многих столетий препятствовало осознанию структуры Солнечной системы. Видимые движения Солнца и планет воспринимались как их истинные движения вокруг неподвижной Земли.

Наблюдения

Невооружённым глазом с Земли можно наблюдать следующие объекты Солнечной системы: Меркурий, Венеру (оба незадолго до восхода или сразу после захода Солнца), Марс, Юпитер и Сатурн; а также Луну. В бинокль или небольшой телескоп можно наблюдать 4 крупнейших спутника Юпитера (т. н. Галилеевы спутники), Уран, Нептун и Титан (самый крупный спутник Сатурна). Невооружённым глазом можно наблюдать также множество комет при их приближении к Солнцу. При сильном увеличении можно увидеть пятна на Солнце, фазы Венеры, кольца Сатурна и щель Кассини между ними^[115].