Sluneční soustava
Pořadí planet


Sluneční soustavou se sice rozumí nejbližší okolí Slunce, obsahuje nejenom jej a devět velkých planet, ale i jejich měsíce malé planetky, asteroidy,meteority, komety, meziplanetární plyn a prach, proudy sub atomárních částic a gravitační a elektromagnetické pole.

Planety sluneční soustavy se dělí do dvou skupin podle velikosti a vzdálenosti od Slunce:

1. skupinou jsou planety terestrické tj. podobné Zemi jsou to planety blízko Slunce (Merkur, Venuše, Mars)

Terestrické jsou tělesa malá s vysokou hustotou a pevným povrchem. Mají nepříliš velkou a hustou atmosféru nebo jsou úplně bez ní. Tyto planety obsahují velké množství těžkých prvků, mají pomalou rotaci, obíhají ve vnitřních částech sluneční soustavy.

2. skupinou jsou obří planety jako Jupiter, jsou dále od Slunce a mají větší průměr (Saturn, Uran, Neptun)

Obří planety jsou přesným opakem terestrických, mají hustotu srovnatelnou s vodou, jejich rotace je velmi rychlá a jsou složeny hlavně z vodíku a methanu, jejich velikost je nesrovnatelně větší než velikost Země. Vnitřní energetické a tepelné zdroje těchto planet jsou také velmi velké, zároveň, ale nesrovnatelné s hvězdami.

Pluto nebylo zařazeno ani do jedné ze skupin protože co do původu vůbec nejde o planetu.



Vznik Slunce
Sluneční soustava vznikla asi před 4,7 miliardy roků z obrovského oblaku plynu, který se skládal převážně z molekul vodíku. Vytvoří-li se v takovém oblaku náhodně místo s větší hustotou, začne k sobě gravitačně přitahovat další a další látku, která padá velkou rychlostí ke středu této zhuštěniny, naráží na sebe, a tím se zahřívá na velmi vysokou teplotu - několika miliard stupňů. Právě vysoká teplota a vysoký tlak způsobily, že ve středu vznikající sluneční soustavy začaly probíhat jaderné reakce - jádra vodíku se začala spojovat na jádra helia.


Vznik planet
Okolo vznikajícího Slunce mezitím kondenzovaly molekuly těžších prvků. Vznikala pevná zrnka minerálů a krystalky zmrzlých plynů. Prachové částice na sebe narážely, vázaly se k sobě molekulárními silami a tvořily větší tělíska. I tato tělíska se mezi sebou srážela, přitom z nich vznikaly kamínky, z kamínků kameny a z kamenů kusy skal. Postupně vznikala tělesa dost hmotná na to, aby se mohla při srážkách vázat i gravitační silou. Takovými srážkami některá větší tělesa rostla, až se z nich staly dnešní planety. Současně tím ubývalo menších těles, a srážek bylo proto stále méně. Planety, které vznikaly ze zmrzlých ledů, byly větší, a proto k sobě mohly přitahovat i původní plyn, ze kterého se oblak skládal. Tak na zárodcích z ledů vznikaly dnešní obří planety. Některá tělesa z ledů se s ničím nesrazila, proto nerostla a zůstala dodnes jako kometární jádra. Planety zemského typu, které vznikaly spojováním prachu, nedosáhly takové velikosti, aby svou gravitací mohly přitáhnout větší množství plynu. Proto obsahují poměrně málo vodíku a helia, což vysvětluje, proč mají tyto planety jiné chemické složení než obří planety.


Vznik měsíců
Některé měsíce planet vznikaly shlukováním materiálu obíhajícího okolo zárodečné planety - vlastně podobným způsobem, jako samy planety vznikaly z materiálu obíhajícího okolo Slunce. Jiné (např. Marsovy měsíce Phobos a Deimos) jsou zachycené planetky. Náš Měsíc pravděpodobně vznikl krátce po vzniku planet tak, že se Země srazila s tělesem velkým přibližně jako Mars. Srážka vyvrhla velké množství látky na oběžnou dráhu okolo Země a postupným shlukováním této látky v jedno těleso vznikl Měsíc.


Komety
Kometa Historie
Jasné komety poutaly pozornost lidí od nejstarších dob. Objevovaly se zcela neočekávaně a lidé se jich spíše báli, než aby obdivovali jejich krásu. Teprve v novověku přišli astronomové na to, že pohyb komet řídí Slunce, a že tedy patří do sluneční soustavy. Nejprve se vědci začali zabývat počítáním drah těchto zajímavých těles. V 17. století se určováním kometárních drah zabýval také Edmund Halley , který spočetl dráhu jasné komety, která se objevila v srpnu roku 1682. Usoudil, že stejnou kometu pozoroval roku 1607 Kepler a že tedy tato kometa oběhne kolem Slunce jednou za 75 let. Tato kometa se dnes nazývá Halleyova kometa a návraty se podařilo vystopovat ze starých spisů až do roku 240 př. n. l. Poslední návrat byl v únoru roku 1986. Dnes je známo přibližně 700 jednotlivých komet.


Charakteristika
Komety patří k nejnápadnějším nebeským úkazům, jelikož svými úhlovými rozměry na obloze i svou jasností mohou přesáhnout všechny hvězdy a planety.


Stavba komet
Základní a jedinou trvalou složkou komety je její jádro. Fyzikální složení jádra není přesně známo, neboť ho zatím nebylo možno přímo studovat. Spektra komet však jasně prokazují přítomnost velkého množství zmrzlých plynů, ledu a prachu. Jádro je také extrémně tmavé a odráží pravděpodobně jen 3 % dopadajícího světla. Jeho rozměry jsou jen několik kilometrů nebo desítek kilometrů. Při přiblížení ke Slunci, začínají zmrzlé plyny sublimovat a začíná se uvolňovat prach - okolo komety se vytváří koma a ve směru od Slunce i nesmírně dlouhý a ještě řidší ohon. Protože se ohon skládá z velmi řídkého plynu a prachu, nevzniknou měřitelné efekty, ani když jím projde Země. Ohon tvoří zčásti prach, ale hlavně molekuly plynů, které jsou tlakem slunečního záření odpuzovány od Slunce, a proto ohon směřuje ve směru spojnice Slunce-kometa. Koma i ohon svítí jen odraženým a rozptýleným slunečním světlem. Při každém přiblížení ke Slunci kometa ztrácí mnoho své hmoty na vytvoření komy a ohonu. Proto jasnost periodických komet při každém návratu klesá, až se nakonec kometa rozpadne. Podél její dráhy po ní zůstane pás prachových částic, které někdy vlétají do atmosféry jako meteorický roj.


Dráhy
Dráhy komet jsou většinou velmi protáhlé a mají nejrůznější sklony k ekliptice. Mohou se přiblížit Slunci i blíž než Venuše a pak se mu vzdálit daleko za dráhu Pluta. Podle 2. Keplerova zákona se komety ve velké vzdálenosti od Slunce pohybují velmi pomalu, tráví tam tedy většinu své doby oběhu. Předpokládá se, že ve vzdálenostech od 50 000 AU do 100 000 AU od Slunce je obrovský rezervoár až 1012 kometárních jader. Velmi malá část těchto jader se dostává až do vnitřních částí sluneční soustavy. Některá jádra se však gravitačním působením planet, zvláště Jupiteru, dostanou na bližší dráhu a jejich oběh pak trvá jen několik roků nebo desítky roků. Takové komety se pravidelně vracejí a říká se jim periodické.


Nejznámější
Číslo Název Oběžná doba - roky Datum průchodu periheliem Velká poloosa v AU Vzdálenost perihelia v AU Excentricita
1P Halley 76,1 09. 02. 1986 17,94 0,587 0,967
2P Encke 3,3 09d 09. 2000 2,21 0,339 0,847
45P Honda - Mrkos 5,29 25. 12. 1995 3,02 0,581 0,825
73P Schwassmann - Wachmann 3 5,35 02. 06. 2006 3,06 0,933 0,695
75P Kohoutek 6,24 28. 12. 1973 3,4 1,571 0,537
76P West - Kohoutek 6,46 01. 06. 2000 3,45 1,596 0,540
Hale - Bopp 4 000 31. 03. 1997 250 0,914 0,995
Hyakutake 40 000 01. 05. 1996 1 165 0,230 0,9998



Zajímavosti
Otázka původu komet zatím zůstává stále otevřená, nicméně se předpokládá (van Woerkomova a Oortova hypotéza), že v době vzniku planetární soustavy se rozpadla již téměř zformovaná planeta a téměř všechna její hmota (95 %) unikla ze sluneční soustavy a vytvořila ve 50 000 AU až 100 000 AU od Slunce oblak kometárních jader. Rušivým působením sousedních hvězd se některá jádra vydávají do mezihvězdného prostoru nebo míří do vnitřních oblastí sluneční soustavy.
Sondy vyslané k Halleyově kometě (Vega, Giotto) zjistily, že chemické složení zmrzlých plynů i pevných částic je nápadně podobné chemickému složení mračen mezihvězdné hmoty. Komety tedy opravdu pochází z nejranějšího období sluneční soustavy.




Meteoroidy
Jsou to tělesa o rozměrech desítek i stovek metrů, dále větší i menší kameny a kamínky a nakonec i mikroskopický prach. Mezi planetkami a meteoroidy neexistuje přesná hranice. Za planetku se obvykle považuje těleso, které můžeme sledovat na jeho oběžné dráze. Se zvyšující se kvalitou pozorovacích metod se tato hranice posouvá směrem k menším tělesům.

Meteoroidy nepozorujeme pro svou velikost na oběžné dráze, ale dozvíme se o nich, až když se střetnou se Zemí a vletí do její atmosféry. Další osud závisí na jejich hmotnosti. Čím menší má těleso hmotnost, tím víc ho atmosféra zpomalí. Nepatrná prachová tělíska se za velmi krátkou dobu zabrzdí a pak jen volně klesají atmosférou dolů. Při svém zbrzdění se zahřejí jen velmi málo, protože jako všechna malá tělesa velmi rychle chladnou. Tělesa o rozměrech 0,1 mm až několik centimetrů se při zabrzdění rozžhaví a zcela vypaří, jejich žhavou stopu vidíme na obloze jako meteor. Tělesa o rozměrech od několika decimetrů až přibližně do metru se "rozžhaví" (naráží na molekuly a atomy vzduchu, a tím dochází k ionizaci - svítí okolní vzduch, nikoli vlastní těleso) a září na obloze jako velmi jasný meteor - bolid. Jejich povrch se při tom roztaví a těleso se někdy rozpadne na několik částí. Ty pak dopadnou na zem jako meteorit. Konečně tělesa o velikosti několika metrů a větší se v atmosféře prakticky nezpomalí, dopadnou plnou rychlostí na zemský povrch a zanechají po sobě velký kráter.

Některé meteoroidy pocházejí z komet, když se uvolní z jejího povrchu při zahřátí komety či při úplném rozpadu komety. Takové meteoroidy stále obíhají kolem Slunce po drahách blízkých dráze své mateřské komety a nazývají se meteorický roj. Když Země rojem prolétá, vlétá do její atmosféry mnohem více meteorů než jindy. Tak např. 12. srpna pozorujeme roj Perseid. Když prodloužíme stopy meteorů jednoho roje, zjistíme, že se všechny protínají v jednom bodě. Tomuto bodu se říká radiant a jednotlivé roje mají svá jména podle toho, v kterém souhvězdí jejich radiant leží. Jiné meteoroidy pochází z jader planetek, protože obsahují velký podíl železa. To se oddělilo od ostatních minerálů, když se v nitru většího tělesa roztavilo a kleslo ke středu, což se nemohlo stát v kometě. Další meteoroidy pochází z povrchu planetek, nebo z nejstarších dob sluneční soustavy, nebo vznikly kondenzací těžších atomů, které jsou v nepatrném množství součástí slunečního větru.




Planetky
V roce 1772 Johann David Titius zjistil, že střední vzdálenosti planet od Slunce se dají vyjádřit jako posloupnost čísel daná vztahem an = 0,4 + 0,3 . 2(n-1) a začínající členem a0 = 0,4, kde an je střední vzdálenost od Slunce v AU a n je přirozené číslo. Dostaneme tedy posloupnost čísel: 0,4 (Merkur); 0,7 (Venuše); 1 (Země); 1,6 (Mars); 2,8 (?); 5,2 (Jupiter); 10 (Saturn). Zákonitost, kterou Titius objevil, uvedl ve známost Johann Elert Bode, proto se často hovoří o Titiově-Bodeově zákonu. Jeho věrohodnost byla podpořena objevem planety Uranu roku 1781 Herschelem. Později objevené planety Neptun a Pluto již do této řady nezapadají. Zdálo se tedy, že Titius objevil přírodní zákon a že musí existovat planeta, která obíhá ve vzdálenosti 2,8krát větší od Slunce než Země. Chybějící místo v posloupnosti vyvolalo velký zájem astronomů, a proto byla uspořádána celosvětová akce hledání neznámé planety. Roku 1801 objevil Giuseppe Piazzi tělísko, které se pohybovalo po dráze mezi Marsem a Jupiterem. Bylo však daleko slabší než velké planety a zřejmě také menší (později bylo nazváno Ceres). Záhy byla objevena řada dalších těles mezi Marsem a Jupiterem (Pallas, Juno, Vesta). Místo jedné planety byl tak objeven nový druh těles ve sluneční soustavě.



Charakteristika
Rozměry planetek jsou podstatně menší než rozměry planet. Bylo objeveno již více než 7000 planetek. Jen 26 jich má průměr větší než 200 km. Největší z nich jsou Ceres (914 km), Vesta (525 km), Pallas (522 km). Planetky mají také hodně nepravidelný tvar. Přes jejich obrovský počet je však celková hmotnost všech planetek dohromady menší než hmotnost Měsíce. Dráhy planetek jsou velmi různorodé, a to ve všech parametrech. Excentricity kolísají od nuly až po 0,87, sklony opět od nuly až po 50° a střední vzdálenosti od hodnot menších než je střední dráha Marsu až po hodnoty přesahující dráhu Jupiteru. Většina planetek se však pohybuje v prstenu, který má vnitřní poloměr 2 AU a vnější 3 AU. Tento pás není souvislý, ale jsou v něm mezery, nazývané po jejich objeviteli D. Kirkwoodovi. Dostane-li se planetka do Kirkwoodovy mezery, vytlačí ji odtamtud v krátkém čase působení gravitační síly Jupiteru.



Nejznámější
Číslo Název Rozměr v km Poloměr dráhy v AU Oběžná doba - roky Excentricita
1 Ceres 960x932 2,766 4,60 0,0779
2 Pallas 570x525x482 2,776 4,61 0,2309
3 Juno 240 2,669 4,36 0,2579
4 Vesta 530 2,361 3,63 0,0903
2060 Chiron 180 13,633 50,7 0,3801
253 Mathilde 66x48x46 2,646 4,31 0,2660
243 Ida 58x23 2,861 4,84 0,0451
433 Eros 40x14x14 1,458 1,76 0,2230
951 Gaspra 19x12x11 2,209 3,29 0,1738
4179 Toutatis 4,6x2,4x1,9 2,512 1,10 0,6339
1862 Apollo 1,6 1,471 1,81 0,5600
1566 Icarus 1,4 1,078 1,12 0,8268
Pozn.: Číslo před názvem planetky udává pořadí objevu. Vybrané planetky jsou seřazeny dle svého rozměru.


Trojané
Pro řešení problému tří těles, které na sebe gravitačně působí existuje zvláštní řešení pro případ, že hmotnost jednoho tělesa je vůči ostatním dvěma zanedbatelně malá. V soustavě dvou těžších těles existuje totiž 5 bodů (Lagrangeovy body), ve kterých je výslednice gravitační síly a odstředivé síly nulová. Všechny tyto body leží v rovině oběhu dvou těles, tři z toho na přímce spojující tělesa (nestabilní body) a dva ve vrcholech rovnostranných trojúhelníků se základnou, kterou tvoří spojnice obou těles (stabilní body). Dostane-li se nízkou rychlostí do blízkosti stabilních Lagrangeových bodů třetí, málo hmotné těleso, je přinuceno zůstat trvale v těchto bodech. V soustavě Slunce - Jupiter se do stabilních Lagrangeových bodů dostaly planetky nazvané Trojané.


Zajímavosti
Zajímavou skupinu tvoří planetky se vzdáleností perihelia menší než 1 AU. Některé tyto planetky se totiž mohou srazit se Zemí. První taková planetka byla objevena v r. 1932 a pojmenována Apollo. Podle této planetky byla nazvána celá skupina a dnes do ní patří asi 30 objektů. Všechny tělesa z této skupiny jsou poměrně malá a nelze je sledovat po celou jejich dráhu kolem Slunce, ale pouze při těsných přiblíženích k Zemi.





Fyzikální zákony, kterými se řídí sluneční soustava Keplerovy zákony - zákony kinematické (popisují pohyb planet)

První Keplerův zákon:
Planety se pohybují po elipsách málo odlišných od kružnic; v jejich společném ohnisku je Slunce.

Druhý Keplerův zákon:
Plocha opsaná průvodičem planety (spojuje střed planety se středem Slunce) za jednotku času je vždy stejná.

Důsledkem zákona je skutečnost, že pohyb planety po eliptické trajektorii kolem Slunce není rovnoměrný. V perihéliu P je rychlost planety největší, v aféliu A nejmenší.


Třetí Keplerův zákon
Poměr druhých mocnin oběžných dob dvou planet se rovná poměru třetích mocnin délek hlavních poloos jejich drah. Označíme-li oběžné doby dvou planet T1, T2 a jejich střední vzdálenosti od Slunce r1, r2, pak protože dráhy planet jsou málo odlišné od kružnic, přibližně platí:
T12 r13
--- : ---
T22 r23



Úvodní stránka Vpřed na Slunce