Układ Słoneczny

Układ Słoneczny to Słońce, planety i inne obiekty związane grawitacyjnie ze Słońcem. Planety to: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton. Dookoła planet krążą księżyce o budowie zbliżonej do planet ziemskich, ponadto Jowisz, Saturn, Uran i Neptun posiadają pierścienie. Między orbitami Marsa i Jowisza znajduje się większość orbit planetoid. Innym rodzajem ciał układu słonecznego są komety, poruszające się po wydłużonych orbitach w rozległym obszarze nazywanym obłokiem Oorta. Oprócz tego nasz układ przemierzają liczne kosmolity i meteroidy w tzw. rojach lub pojedynczo.

Układ Słoneczny jest elementem Drogi Mlecznej, czyli naszej galaktyki i jest położony w odległości ponad 30 tysięcy lat świetlnych od jej centrum. Powstał około 5 miliardów lat temu w wyniku grawitacyjnej kondensacji obłoku pyłowo-gazowego, w którego centrum utworzyło się Słońce. Początkowo wokół Słońca powstał dysk materii międzygwiezdnej, z którego po pewnym czasie, również pod wpływem grawitacji utworzyły się planety, planetoidy i komety. Formowanie się układu trwało kilkadziesiąt milionów lat.

W znanych poglądowych modelach Układu Słonecznego każda planeta krąży wokół Słońca po ściśle określonej orbicie, zachowując stosowny dystans do swoich sąsiadów. Na tej niebiańskiej karuzeli planety się kręcą, odkąd astronomowie zaczęli rejestrować ich ruchy, a z modeli matematycznych wynika, że ta bardzo stabilna konfiguracja utrzymuje się przez większość liczącej 4.5 miliarda lat historii Układu Słonecznego. Kuszące jest więc założenie, że planety "narodziły się" na orbitach, na których dzisiaj je obserwujemy.

Z pewnością jest to najprostsza hipoteza. Współcześni astronomowie sądzili na ogół, że obserwowane odległości planet od Słońca wskazują na miejsca ich narodzin w mgławicy protosłonecznej - pierwotnym dysku gazowo - pyłowym, który dał początek Układowi Słonecznemu. Z promieni orbit planet wnioskowano o rozkładzie masy wewnątrz tego obiektu. Dysponując tą podstawową informacją, teoretycy nałożyli ograniczenia na charakter i skale czasowe formowania się planet. Wskutek tego większość naszej wiedzy o prehistorii Układu Słonecznego oparta jest na założeniu, że planety narodziły się na swych obecnych orbitach.

Przyjmuje się jednak powszechnie, że wiele mniejszych ciał Układu Słonecznego planetoidy, komety i księżyce planet zmieniło swoje orbity w ciągu ostatnich 4.5 mld lat, i to niekiedy w nader dramatyczny sposób. Dobitnym świadectwem dynamicznego zachowania niektórych obiektów w Układzie Słonecznym była zagłada komety Shoemaker-Levy 9, która w 1994 roku uderzyła w Jowisza. Jeszcze mniejsze obiekty cząstki międzyplanetarne o rozmiarach mili- i mikrometrów, wytrząsane z komet i planetoid ewoluują bardziej płynnie, łagodnie przesuwając się w stronę Słońca i opadając deszczem meteorytów na napotkane planety.


Ponadto wiele księżyców planet znacznie zmieniło swoje orbity od czasu narodzin. Przypuszcza się na przykład, że Księżyc powstał 30 tys. km od Ziemi lecz teraz krąży po orbicie odległej o 384 tys. km. Wskutek działania sił pływowych (niewielkich momentów sił grawitacyjnych), wywieranych przez naszą planetę, oddalił się w ciągu ostatniego miliarda lat o prawie 100 tys. km. Ponadto wiele naturalnych satelitów planet zewnętrznych krąży po orbitach ściśle ze sobą sprzężonych: na przykład okres orbitalny Ganimedesa, największego księżyca Jowisza, jest dwa razy dłuższy niż Euro py, a tej z kolei dwa razy dłuższy niż Io. Tę dokładną synchronizację uważa się za wynik stopniowej ewolucji orbit satelitów na skutek działania sił pływowych wywieranych przez planetę, wokół której krążą.

Aż do niedawna niewiele przemawiało za tym, że układ orbit planet zmienił się znacznie od czasów ich powstania. Lecz pewne nowe godne uwagi wydarzenia w ciągu ostatnich pięciu lat wskazują na to, że planety mogły rzeczywiście przewędrować ze swych pierwotnych orbit. Odkrycie pasa Kuipera dowiodło, że nasz Układ Słoneczny nie kończy się na Plutonie. Mniej więcej 100 tys. lodowych planetek (o średnicach 100 - 1000 km) i jeszcze liczniejsza grupa mniejszych ciał rozciąga się od orbity Neptuna około 4.5 mld km od Słońca na co najmniej dwukrotnie większą odległość. Rozkład tych obiektów wykazuje wyraźnie nieprzypadkowe cechy, których nie da się łatwo wyjaśnić za pomocą obecnego modelu Układu Słonecznego. Z modeli teoretycznych źródeł takich osobliwości wynika interesująca ewentualność: w pasie Kuipera mogły zachować się ślady historii orbitalnej gazowych planet olbrzymów, a głównie świadectwa powolnego poszerzania się orbit tych planet, będącego następstwem ich formowania się.
Co więcej, ostatnie odkrycia kilku obiektów wielkości Jowisza, krążących po wyjątkowo ciasnych orbitach wokół podobnych do Słońca gwiazd, zwróciły także uwagę na sprawę migracji planet. Trudno wytłumaczyć powstanie tych domniemanych planet w tak niewielkich odległościach od swych rodzicielskich gwiazd. W hipotezach o ich pochodzeniu przyjmuje się, że wzrastały w bardziej dogodnych do tego strefach mniej więcej w odległości Jowisza od Słońca a następnie przewędrowały na obecne pozycje.

Jeszcze kilka lat temu jedynym znanym obiektem planetarnym za orbitą Neptuna był Pluton ze swym księżycem Charonem. W obowiązujących teoriach powstania Układu Słonecznego Pluton zawsze był odszczepieńcem: jest tysiące razy mniej masywny od czterech zewnętrznych gazowych planet olbrzymów, a jego orbita różni się bardzo od dobrze rozdzielonych, prawie kołowych i położonych w jednej płaszczyźnie orbit pozostałych ośmiu głównych planet. Orbita Plutona jest wydłużona: podczas jednego pełnego obiegu odległość planety od Słońca zmienia się z 29.7 do 49.5 j.a. (jednostka astronomiczna równa się średniej odległości między Ziemią a Słońcem i wynosi około 150 mln km). Pluton jednocześnie wznosi się na 8 j.a. powyżej i opuszcza na 13 j.a. poniżej średniej płaszczyzny orbitalnej pozostałych planet. Przez niemal 20 lat swego 248-letniego okresu orbitalnego to Pluton bywa bliżej Słońca niż Neptun.


Odkąd w 1930 roku odkryto Plutona, sprawa planet stawała się coraz bardziej tajemnicza. Astronomowie zauważyli, że większość orbit przecinających orbitę Neptuna jest niestabilna ciało znajdujące się na nich albo zderzy się z Neptunem, albo w stosunkowo krótkim czasie, zazwyczaj poniżej 1% wieku Układu Słonecznego, zostanie wyrzucone poza jego granice. Lecz ta szczególna, przecinająca tor Neptuna orbita, po której wędruje Pluton, jest chroniona przed zbyt bliskimi przejściami w pobliżu gazowego olbrzyma dzięki zjawisku zwanemu libracją rezonansową. W czasie gdy Pluton dwukrotnie okrąży Słońce, Neptun obiegnie je trzykrotnie; mówi się, że orbita Plutona jest w rezonansie 3:2 z orbitą Neptuna. Względne ruchy tych dwóch planet gwarantują, że gdy Pluton przecina orbitę Neptuna, ten znajduje się bardzo daleko. Rzeczywiście, odległość Plutona od Neptuna nigdy nie spada poniżej 17 j.a. 

W dodatku peryhelium Plutona miejsce jego największego zbliżenia do Słońca znajduje się zawsze wysoko ponad płaszczyzną orbity Neptuna, utrzymując w ten sposób długoterminową stabilność orbity. Z komputerowych symulacji ruchów orbitalnych planet zewnętrznych, uwzględniających konsekwencje ich wzajemnych zaburzeń, wynika, że wzajemny związek orbit Plutona i Neptuna istnieje od miliardów lat i utrzyma się jeszcze drugie tyle. Pluton, wplątany w ten wytworny kosmiczny taniec z Neptunem, przez cały żywot Układu Słonecznego unika kolizji z gazowym olbrzymem. 

W jaki sposób Pluton dostał się na tę szczególną orbitę? Próbując odpowiedzieć na to pytanie, naukowcy niejednokrotnie w przeszłości konstruowali naprędce różne spekulatywne wyjaśnienia, uwzględniające zazwyczaj spotkania planet. Jednakże ostatnio dokonano istotnego postępu w zrozumieniu złożonej dynamiki rezonansów orbitalnych i ustaleniu ich podwójnej roli, zarówno w powodowaniu chaosu, jak i tworzeniu wyjątkowej stabilności w Układzie Słonecznym. Opierając się na tych doniesieniach, w 1993 roku wysunęłam hipotezę, że Pluton narodził się gdzieś za Neptunem i początkowo poruszał się po prawie kołowej orbicie o małym nachyleniu, podobnej do orbit innych planet, a dopiero rezonansowe oddziaływania grawitacyjne z Neptunem przekształciły ją w orbitę dzisiejszą. Główną cechą charakterystyczną tej teorii jest fakt, iż nie zakłada ona, że gazowe planety olbrzymy powstały w obecnej odległości od Słońca. Wręcz przeciwnie, postuluje, że w początkach Układu Słonecznego istniała epoka, w której orbity planet zmieniały swoje położenie, a niezwykła orbita Plutona byłaby dowodem na taką migrację. 

Historia zaczyna się w momencie, gdy proces formowania się planet miał się już ku końcowi. Gazowe olbrzymy Jowisz, Saturn, Uran i Neptun niemal wykształciły się z prasłonecznej mgławicy, lecz pośród nich uchowała się jeszcze resztkowa populacja niewielkich planetozymali skalistych i lodowych ciał, w większości o średnicach poniżej kilkudziesięciu kilometrów. Na następującą potem powolniejszą ewolucję Układu Słonecznego składało się rozpraszanie bądź zbieranie planetozymali przez właściwe. Ponieważ rozpraszanie przez planety powodowało wyrzucanie większości szczątków planetozymali na odległe lub nie związane orbity w istocie usuwając te ciała poza Układ Słoneczny prowadziło to do utraty energii i momentu pędu z orbit planet olbrzymów. Lecz ze względu na różnicę w ich masach i odległościach od Słońca straty te nie rozkładały się pomiędzy nie równomiernie. 

Rozważmy w szczególności ewolucję orbity najbardziej zewnętrznej z nich Neptuna, gdy rozpraszał rój planetozymali ze swojego sąsiedztwa. Po pierwsze, średnia orbitalna energia własna planetozymali (energia orbitalna na jednostkę masy) była równa tej, którą miał sam Neptun, tak więc na skutek oddziaływań grawitacyjnych z tymi ciałami nie zyskiwał on ani nie tracił energii. W późniejszym czasie jednak z roju planetozymali w okolicach Neptuna zostały usunięte obiekty o mniejszej energii, weszły one bowiem w zasięg oddziaływań grawitacyjnych innych planet olbrzymów. Większość tych planetozymali w końcu wyrzucił z Układu Słonecznego Jowisz, najcięższa z planet. 

Tak więc orbitalna energia własna planetozymali, które napotykał Neptun, stała się z czasem większa niż ta, którą sam miał. Podczas kolejnych aktów rozpraszania Neptun uzyskiwał energię orbitalną i wędrował na zewnątrz. To samo działo się z Saturnem i Uranem. W przeciwieństwie do nich Jowisz tracił energię orbitalną. Strata ta równoważyła zysk innych planet i planetozymali, skutkiem czego całkowita energia układu była zachowana. Lecz ponieważ Jowisz ma wielką masę i dysponował dużymi początkowymi zasobami energii orbitalnej i momentu pędu, jego orbita zmniejszyła się tylko nieznacznie. 

Możliwość takiego subtelnego dopasowania orbit planet olbrzymów po raz pierwszy opisali w 1984 roku Julio A. Fernandez i Wing-Huen Ip, dwójka astronomów z Urugwaju i Tajwanu pracująca w Instytucie Maxa Plancka w Niemczech. Ich praca uszła jednak uwagi specjalistów zajmujących się powstawaniem planet i dość długo była jedynie ciekawostką. Może przyczynił się do tego brak potwierdzających obserwacji lub teoretycznych skutków. 


Wielka wędrówka 

W1993 roku wysunięto hipotezę, że gdy orbita Neptuna powoli się poszerzała, orbity pozostające z nią w rezonansie także powinny ekspandować. Istotnie, Pluton przejmowałby te orbity rezonansowe, gdyby krążył początkowo po prawie kołowej orbicie o niewielkim nachyleniu, poza Neptunem. Wyliczyłam, że było wysokie prawdopodobieństwo wyłapania dowolnego obiektu i wypchnięcia go na zewnątrz po orbicie rezonansowej w trakcie wędrówki Neptuna. Podczas ruchu takich ciał na zewnątrz rezonansowe grawitacyjne momenty sił ze strony Neptuna powinny zwiększać spłaszczenie i nachylenie ich orbit. (Zjawisko przypomina zwiększanie amplitudy wahań huśtawki poprzez delikatne pchnięcia z charakterystyczną częstością.) Końcowy maksymalny mimośród orbity powinien więc stanowić bezpośrednią miarę migracji Neptuna. Zgodnie z tą teorią mimośród orbity Plutona równy 0.25 świadczy, że Neptun przemieścił się na zewnątrz o co najmniej 5 j.a. Później za pomocą symulacji komputerowych skorygowałam tę wielkość na 8 j.a. i udało mi się oszacować, że skala czasowa tej migracji, aby wytłumaczyć nachylenie orbity Plutona, powinna wynosić kilkadziesiąt milionów lat. 

Oczywiście, gdyby Pluton był jedynym obiektem krążącym poza Neptunem, wyjaśnienie kształtu jego orbity, chociaż w wielu szczegółach nie do odrzucenia, pozostawałoby niesprawdzalne. Teoria ta pozwala jednak w pewnym stopniu przewidywać rozkład orbit ciał z pasa Kuipera pozostałości pierwotnego dysku planetozymali za orbitą Neptuna. Przy założeniu, że największe ciała w pierwotnym pasie Kuipera były dość małe, by ich wpływ na inne obiekty w pasie pozostawał zaniedbywalny dynamiczny mechanizm wymiatania rezonansowego działałby wówczas nie tylko na Plutona, lecz na wszystkie obiekty transneptunowe, zaburzając ich pierwotne orbity. Wynikiem byłaby znaczna koncentracja obiektów na wydłużonych orbitach, pozostających z Neptunem w dwóch najsilniejszych rezonansach, mianowicie 3:2 i 2:1. Takie orbity są elipsami o wielkich półosiach odpowiednio 39.5 j.a. i 47.8 j.a. (Długość półosi wielkiej równa się średniej odległości obiektu od Słońca.) 

Przy innych rezonansach, na przykład 5:3, oczekujemy skromniejszych zgrupowań ciał transneptunowych. Populacja obiektów bliższych Neptunowi niż rezonansowa orbita 3:2 uszczupliłaby się znacznie ze względu na gruntowne wymiecenie rezonansowe tego obszaru, a także dlatego, że zaburzenia spowodowane przez Neptuna destabilizowałyby orbity znajdujących się tam ciał. Z drugiej strony planetozymale nagromadzone w odległości ponad 50 j.a. powinny mieć orbity w znacznej części nie zaburzone i nadal krążyć zgodnie ze swym pierwotnym rozkładem. 

Na szczęście najnowsze obserwacje obiektów z pasa Kuipera, czyli KBO (Kuiper Belt Objects), dostarczyły środków pozwalających sprawdzić tę teorię. Do połowy 1999 roku odkryto 174 KBO. Większość z nich ma okresy orbitalne powyżej 250 lat i dlatego zdołano prześledzić zaledwie 1% ich orbit. Niemniej jednak dla około 45 znanych KBO pewne parametry orbitalne określone zostały w dostatecznym. Nie są to prawie kołowe orbity o niewielkim nachyleniu i jednorodnym rozkładzie, jak należałoby się spodziewać po pierwotnej, nie zaburzonej populacji planetozymali. Odkrywa się natomiast niepodważalne dowody istnienia przerw i koncentracji w ich rozkładzie. Duża część tych KBO wędruje po wydłużonych orbitach rezonansu 3:2, podobnie jak Pluton, a na orbitach wewnątrz rezonansu 3:2 prawie się ich nie spotyka co jest zgodne z przewidywaniami teorii wymiatania rezonansowego. 

Wciąż jednak pozostaje do rozstrzygnięcia jedna kwestia: czy jak wynika z teorii migracji planet, KBO w rezonansie 2:1 występują równie licznie co te odkryte dla rezonansu 3:2? I jak rozkładają się orbity na jeszcze większych odległościach od Słońca? Spis obiektów w pasie Kuipera nie jest jeszcze kompletny i nie potrafimy odpowiedzieć na te pytania. Lecz w Wigilię Bożego Narodzenia 1998 roku Centrum Małych Planet w Cambridge w stanie Massachusetts doniosło o identyfikacji pierwszego KBO na orbicie w rezonansie 2:1 z Neptunem. Dwa dni później odkryto inny obiekt tego rodzaju. Obydwa krążą po orbitach bardzo eliptycznych i mogą należeć do znacznej populacji KBO na podobnych orbitach. Zostały one poprzednio zaklasyfikowane jako krążące po orbitach rezonansowych odpowiednio 3:2 i 5:3, lecz nowe obserwacje w zeszłym roku dowiodły wyraźnie, że wstępna identyfikacja była błędna. Ten epizod podkreślił konieczność ciągłego śledzenia znanych KBO w celu prawidłowego wykreślenia rozkładu ich orbit. Musimy także zdawać sobie sprawę z niebezpieczeństw nadinterpretacji nadal zbyt szczupłego zbioru orbit KBO. 

Krótko mówiąc, choć na razie nie da się wykluczyć innych wyjaśnień, rozkład orbit KBO dostarcza coraz silniejszych dowodów migracji planet. Z danych wynika, że Neptun narodził się w odległości około 3.3 mld km od Słońca, a następnie przemieścił na zewnątrz o blisko 1.2 mld km co stanowi prawie 30% promienia jego obecnej orbity. Dla Urana, Saturna i Jowisza skala tej migracji była mniejsza, prawdopodobnie odpowiednio 15, 10 i 2%. W przypadku tych planet oszacowania są mniej pewne, ponieważ w odróżnieniu od Neptuna nie mogły one pozostawić bezpośredniego śladu na populacji obiektów z pasa Kuipera. 

Migracja ta nastąpiła w większości w czasie krótszym niż 100 mln lat. To długi okres wobec skali czasowej formowania się planet które zajęło najprawdopodobniej poniżej 10 mln lat lecz krótki w porównaniu z wiekiem Układu Słonecznego, 4.5 mld lat. Innymi słowy, migracja planet nastąpiła we wczesnym okresie istnienia Układu Słonecznego, ale na późniejszych etapach tworzenia się planet. Całkowita masa rozpraszanych planetozymali przekraczała masę Neptuna około trzykrotnie. Natychmiast pojawia się pytanie, czy w układach planetarnych mogły zajść jeszcze bardziej drastyczne zmiany orbit, zwłaszcza na wcześniejszych etapach, gdy pierwotny dysk gazowo-pyłowy zawierał więcej materii i wiele protoplanet na bliskich orbitach zapewne konkurowało w gromadzeniu materii.

Inne układy planetarne? 

Z badań teoretycznych prowadzonych we wczesnych latach osiemdziesiątych przez Petera Goldreicha i Scotta Tremainea, pracujących wówczas w California Institute of Technology, a także innych naukowców wynikało, że siły grawitacyjne działające pomiędzy protoplanetą a otaczającym ją dyskiem gazowym oraz straty energii spowodowane siłami lepkości w ośrodku gazowym mogłyby prowadzić do bardzo intensywnej wymiany energii i momentu pędu między nimi. Gdyby momenty sił wywierane na protoplanetę przez materię dyskową z wnętrza orbity różniły się nieco od działających z zewnątrz, orbita planety mogłaby ulec gwałtownym i drastycznym zmianom. Lecz znów tej teoretycznej przesłance astronomowie nie poświęcili zbyt wielkiej uwagi. Mając za przykład jedynie nasz Układ Słoneczny, teoretycy specjalizujący się w dziedzinie powstawania planet nadal zakładali, że narodziły się one na orbitach obserwowanych obecnie. 

Jednak w ciągu ostatnich pięciu lat poszukiwania planet poza Układem Słonecznym dostarczyły prawdopodobnych świadectw migracji planetarnej. Mierząc chybotanie się pobliskich gwiazd położonych w odległościach do 50 lat świetlnych od naszego Układu Słonecznego sygnalizujące obecność planet, astronomowie odkryli ślady kilkunastu towarzyszy o masach Jowisza krążących po niespodziewanie ciasnych orbitach wokół gwiazd ciągu głównego. 

Pierwszą domniemaną planetę znaleźli w 1995 roku dwaj szwajcarscy astronomowie Michel Mayor i Didier Queloz z Obserwatorium Genewskiego, poszukujący właściwie gwiazd podwójnych. Krążyła ona po orbicie wokół gwiazdy 51 Pegaza. Ich obserwacje zostały szybko potwierdzone przez Geoffreya W. Marcy i R. Paula Butlera, dwóch amerykańskich astronomów pracujących w Lick Observatory w pobliżu San Jose w Kalifornii. Do czerwca 1999 roku zidentyfikowano 20 pozasłonecznych kandydatów na planety, w większości dokonali tego Marcy i Butler dzięki swoim programom poszukiwawczym, w których przez ostatnie 10 lat zmonitorowali prawie 500 pobliskich gwiazd podobnych do Słońca. Zastosowana przez nich technika pomiary przesunięć Dopplera w liniach widmowych gwiazd w celu wykrycia okresowych zmian prędkości gwiazdy prowadzi do określenia jedynie dolnej granicy na masę towarzyszy gwiazd. Większość kandydatek ma masy minimalne około jednej masy Jowisza i krąży po orbitach o promieniu mniejszym od 0.5 j.a. 

Jaki jest związek między tymi obiektami a planetami w naszym Układzie Słonecznym? Zgodnie z obowiązującym modelem tworzenia się planet gazowe olbrzymy wyłaniały się w dwuetapowym procesie. Na pierwszym etapie stałe planetozymale zbijały się, tworząc jądro protoplanetarne. Jądro to przyciągało grawitacyjnie z otaczającej mgławicy gazową otoczkę o dużej masie. Proces ten musiał się zakończyć w ciągu około 10 mln lat formowania się samej mgławicy prasłonecznej, jak na to wskazują obserwacje czasu życia dysków protoplanetarnych wokół młodych gwiazd podobnych do Słońca. 

W odległościach poniżej 0.5 j.a. od gwiazdy pierwotny dysk ma zbyt małą masę, by skondensowały się w nim masywne jądra protoplanet. Ponadto wydaje się wątpliwe, czy na tak ciasnej orbicie mogłyby one przyciągnąć wystarczająco dużo otaczającego gazu, by utworzyć masywną otoczkę podobną do Jowiszowej. Jeden z powodów jest czysto geometryczny: obiekt na ciasnej orbicie przemiata mniejszy obszar niż obiekt na orbicie rozległej. Także dysk gazowy jest w pobliżu gwiazdy gorętszy, a co za tym idzie, mniej skłonny do kondensacji w jądro protoplanetarne. Te argumenty przemawiały przeciwko powstawaniu planet olbrzymów na orbitach krótkookresowych. 

Wielu teoretyków dowodziło natomiast, że hipotetyczne pozasłoneczne planety olbrzymy mogły tworzyć się w odległościach kilku jednostek astronomicznych od gwiazdy, a następnie wędrować do wewnątrz układu. Rozpatrywane są trzy mechanizmy odpowiedzialne za migrację orbitalną planet. W dwóch z nich uczestniczą oddziaływania między protoplanetą a dyskiem, co pozwala planetom oddalać się na duże odległości od miejsc swych narodzin tak długo, jak długo utrzymuje się masywny dysk. 

Podczas oddziaływania między dyskiem a protoplanetą teorię tego procesu sformułowali Goldreich i Tremaine planeta byłaby właściwie uwięziona wstrumieniu gazu akreującego na protogwiazdę i mogłaby albo zanurzyć się wnią, albo w jej pobliżu odłączyć się od przepływu gazu. Drugi mechanizm polega na oddziaływaniu raczej z dyskiem planetozymali niż gazowym: olbrzymia planeta zanurzona w bardzo masywnym dysku planetozymali wymieniałaby z nim energię i moment pędu w rozpraszaniu grawitacyjnym i oddziaływaniach rezonansowych, a jej orbita skurczyłaby się aż do wewnętrznego brzegu dysku, odległego od powierzchni gwiazdy o zledwie kilka jej promieni. 

Trzecim mechanizmem jest rozpraszanie się wzajemne dużych planet, które albo uformowały się zbyt blisko siebie, albo przemieściły na zbyt bliskie siebie orbity, by utrzymać długotrwałą stabilność. Rezultaty końcowe tego procesu są właściwie nieprzewidywalne, najczęściej prowadzi on do bardzo wydłużonych orbit obydwu planet. W pewnych szczęśliwych okolicznościach jedna z nich zaczęłaby krążyć po torze przechodzącym tak blisko gwiazdy, że tarcie pływowe ukołowiłoby w końcu jej orbitę. Druga planeta zostałaby tymczasem odrzucona na odległą orbitę eliptyczną. Wszystkie te mechanizmy prowadzą do szerokiego spektrum końcowych promieni i mimośrodów orbit dla planet, które przetrwają. 

Pomysły te nie są tylko drobną modyfikacją standardowego modelu powstawania planet. Zaprzeczają one raczej powszechnemu poglądowi, że dyski protoplanetarne wokół gwiazd podobnych do Słońca ewoluują zazwyczaj do regularnych układów planetarnych przypominających nasz. Dopuszcza się przy tym, że większość planet rodzi się w niestabilnych konfiguracjach, a późniejsza ich migracja może prowadzić do bardzo różnych rozkładów końcowych, uzależnionych bardzo silnie od początkowych własności dysku w każdym układzie. Wyjaśnienie zależności pomiędzy nowo odkrytymi towarzyszami po- zasłonecznymi a planetami naszego Układu Słonecznego wymagać będzie nowych teorii i obserwacji. Niemniej jedno jest pewne: idea, że planety mogą w dramatyczny sposób zmieniać swoje orbity, przyjęła się na dobre.



Średnica orbity Plutona będącego najbardziej oddalona planeta wynosi około 80 AU (jednostka astronomiczna: średnia odległość Ziemi od Słońca, czyli ok. 150 mln. km), jednak średnica całego układu jest dużo większa, bowiem orbity komet, które krążą po torach bardzo eliptycznych, maja średnice dochodzące do 200.000 AU.


Układ słoneczny okrąża środek galaktyki mknąc w przestrzeni kosmicznej z prędkością 250 kilometrów na sekundę dokonując pełnego obrotu raz na 220 milionów lat. Jedna z teorii geologicznych upatruje w tym ruchu przyczyny występowania na Ziemi epok lodowych.

Planety okrążają Słonce po orbitach eliptycznych. Odległości poszczególnych planet od Słońca wyrażone w AU najprościej wyznaczyć można stosując regułę Titiusa - Bodego:
D=(N+4):10, gdzie D - odległość planety od Słońca, N- odpowiednia z liczb następującego ciągu: 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192 itd. Jako piątą planetę obliczamy odległość pasa planetoid. Błąd wynosi ok. 2% rzeczywistej odległości.


W Układzie Słonecznym znajduje się dziewięć planet, które ze względu na budowę można podzielić na dwie grupy. Do pierwszej należą tzw. planety grupy ziemskiej, zbudowane głównie z gęstej materii skalnej oraz z metali. Są to: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Do drugiej grupy zaliczamy planety olbrzymy, zbudowane z materii rzadszej. Składa się ona przede wszystkim z najlżejszych pierwiastków – wodoru i helu. Do grupy tej należą Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Wokół tych gazowych planet olbrzymów krążą księżyce zbudowane ze skał i lodu. Najbardziej oddaloną od Słońca planetą, najmniejszą i najzimniejszą, jest Pluton. Nie należy on do żadnej z grup.



Powstawanie gwiazd 
Gwiazdy powstają w gigantycznych kompleksach (obłokach) gazowo-pyłowych o masach rzędu 100 tys. mas Słońca i rozmiarach do 50 pc ( parsek). Z kompleksów tych wydzielają się obłoki molekularne o temperaturze około 10 K, zbudowane głównie z wodoru (pył stanowi mniej niż 1% masy). Obłoki molekularne pozostają w równowadze z otaczającymi je obłokami mniej gęstego, ale gorętszego gazu. Naruszenie tej równowagi, które może być spowodowane siłami przypływowymi, z jakimi działają na obłoki blisko przechodzące gwiazdy, wybuchem supernowej lub wiatrem gwiezdnym, zapoczątkowuje fragmentację obłoków. 
Fragmenty zapadają się grawitacyjnie (zagęszczają), co prowadzi do powstania gwiazd (tzw. protogwiazd). Zagęszczanie się szybko wirującego lub bardzo masywnego fragmentu prowadzi do powstania gwiazd podwójnych lub krotnych. 
Wokół pojedynczej gwiazdy powstają też, podczas gwałtownego zapadania się wirującej protogwiazdy o odpowiednim (nie za małym i nie za dużym) momencie pędu, dyski protoplanetarne (spłaszczone mgławice gazowe). Układ Słoneczny powstał z fragmentu obłoku o masie około 1,1 masy Słońca. Z danych kosmochemicznych wynika, że Słońce jest gwiazdą drugiej lub trzeciej generacji; oznacza to, że zostało utworzone nie z materiału pierwotnego, powstałego podczas Wielkiego Wybuchu ( Wielkiego Wybuchu teoria), ale z materiału przetworzonego we wnętrzach poprzednich gwiazd. Pierwiastki ciężkie, stanowiące główny materiał planet, mogły powstać tylko we wnętrzach gwiazd lub w trakcie wybuchu supernowych. 
Powstawanie planet 
Proces powstawania planet można podzielić na pięć etapów: 
Powstanie dysku wokół protosłońca 
Dysk powstawał w trakcie wzrostu fragmentu obłoku o największym zagęszczeniu materii, umieszczonego w środku układu tzw. protosłońca, z jego zewnętrznych, równikowych obszarów. Moment pędu z wnętrza protosłońca przekazywany był na powierzchnię. Uzyskując odpowiedni moment pędu równikowe pierścienie odrywały się od protosłońca tworząc wirujący obłok protoplanetarny. Mechanizm przekazywania momentu pędu był efektywny obecnie Słońce stanowiące ponad 99% całej masy Układu ma moment pędu stanowiący mniej niż 2% jego całego momentu pędu (98% stanowi ruch planet). Gdy temperatura we wnętrzu protogwiazdy osiągnęła 10 mln K, rozpoczęła się jądrowa przemiana wodoru w hel (tzw. spalanie wodoru). Słońce rozbłysło i proces zapadania zatrzymał się. Proces powstawania dysku protoplanetarnego o rozmiarze naszego Układu trwał prawdopodobnie około miliona lat. 


Kondensacja pyłu w różnych rejonach dysku 
Grubość dysku rosła z odległością od Słońca, a temperatura i gęstość malały. Materia stała (pył) z obłoku mogła ulec odparowaniu wewnątrz protosłońca. W dysku zachodził złożony proces ponownej kondensacji pyłu. W obszarze bliskim Słońca (wewnątrz orbity Marsa) temperatura była wysoka i mogły tam kondensować tylko cięższe pierwiastki i związki: tlenki wapnia, glinu i tytanu, metaliczne żelazo i nikiel, glinokrzemiany litowców, tlenek żelaza oraz krzemiany magnezowo-żelazowe. Dalej, w zimniejszych rejonach, kondensowały także woda, amoniak i metan. To tłumaczy, dlaczego skład planet zmienia się wraz z odległością od Słońca. 
Opadanie pyłu w kierunku płaszczyzny centralnej 
Drobniutkie ziarna pyłu unosiły się w gazie i spotykając ze sobą łączyły się wskutek działania sił elektrostatycznych. W ten sposób utworzyły się większe ziarna materii stałej, których już gaz nie był w stanie unosić. Krążąc razem z dyskiem wokół Słońca ziarna powoli opadały ku płaszczyźnie centralnej zwiększając jednocześnie swoją masę w wyniku łączenia się z innymi ziarnami. Czas opadania był rzędu tysiąca lat. Rozmiary ziaren zwiększyły się z 10 5 cm aż do kilku cm. 
Tworzenie się planetezymali 
W centralnej płaszczyźnie dysku powstała gęsta warstwa ziaren materii stałej. Gdy gęstość stała się dostatecznie duża, warstwa przestała być stabilna i uległa rozpadowi na wiele niezależnych fragmentów. Każdy taki fragment (zgęszczenie pyłu i ziaren) wędrował wokół Słońca, wirował wokół swojej osi i utrzymywał się w równowadze dzięki samograwitacji. Napotykając na inne zgęszczenia łączył się z nimi zwiększając swoją masę. Wreszcie masa fragmentu stała się tak duża, że samograwitacja spowodowała jego szybkie zapadanie się i powstanie stałej bryły o rozmiarach rzędu km, tzw. planetezymala. Etap ten trwał około 100 tys. lat. 
Łączenie się planetezymali i powstanie planet 
Planetezymale były dostatecznie duże, aby ich wzajemne oddziaływania grawitacyjne stały się istotne. Największe z nich najszybciej wyłapywały mniejsze ciała i stawały się zarodkami przyszłych planet. Początkowo wzrastały powoli, potem, gdy ich masa zwiększała się, coraz szybciej; gdy większość ciał w ich obszarze oddziaływania uległa wychwyceniu, proces ten ulegał znowu spowolnieniu. W ten sposób powstały planety grupy ziemskiej i jądra planet wielkich. Gaz został wymieciony z Układu podczas fazy T-tauri (okresu intensywnego promieniowania Słońca). Jądra planet wielkich, ze względu na ich większą odległość od Słońca, zdążyły wychwycić część gazu stając się planetami gazowymi. Ten etap powstawania planet był najdłuższy i trwał około 100 mln lat. Powstanie Układu Słonecznego pytania. Przedstawiony został ogólny schemat powstawania planet wokół pojedynczej gwiazdy. Zastosowanie go do naszego Układu wymaga odpowiedzi na szereg pytań. Oto najważniejsze z nich. 
Dlaczego w pasie planetoid nie powstała planeta? 
Prawdopodobnie Jowisz, znajdujący się najbliżej na zewnątrz pasa planetoid, uformował się najszybciej. Oddziaływania grawitacyjne Jowisza spowodowały wzrost prędkości planetezymali w rejonie planetoid. Zderzenia planetezymali zachodziły więc z dużymi prędkościami i nie powodowały ich łączenia, a raczej rozpad. Wiele planetezymali z rejonu planetoid i Marsa zostało ponadto przechwyconych przez Jowisza lub wyrzuconych poza Układ Słoneczny. 

Jak powstały satelity planet (księżyce)? 
Księżyce wokół planet wielkich powstały w podobny sposób jak planety wokół Słońca, tj. z dysków okołoplanetarnych, utworzonych z rozdrobnionej materii wychwyconej na orbity formujących się planet. Dwa małe księżyce Marsa są planetoidami, które weszły na orbitę tej planety. Najtrudniej jest wyjaśnić powstanie naszego Księżyca. Mógł on powstać w wyniku zderzenia z Ziemią ogromnego planetezymala, spowodowało ono wyrzucenie na orbitę okołoziemską części lekkiej materii płaszcza Ziemi, która skupiła się na orbicie tworząc Księżyc. Teoria ta tłumaczy też fakt, iż Ziemia ma dużą gęstość (większą niż Merkury i Wenus, choć znajduje się dalej od Słońca), a Księżyc małą. 
Jak powstały komety? 
Jądra komet stanowią planetezymale lodowe powstałe między Saturnem a Plutonem. Wiele z nich zostało wyrzuconych z naszego Układu w wyniku oddziaływania grawitacyjnego formującego się Uranu i Neptuna. Część z nich na zawsze opuściła Układ Słoneczny, pozostałe krążą wokół Słońca w ogromnej od niego odległości 100 tys. jednostek astronomicznych, tworząc tzw. chmurę Oorta. Wskutek oddziaływań z bliskimi gwiazdami planetezymale lodowe mogą nurkować w nasz Układ Słoneczny stając się kometami. Dlaczego Wenus i Uran wirują wokół swoich osi w przeciwną stronę niż inne planety? 
Ruch orbitalny i wirowy planet wynika z pierwotnego momentu pędu obłoku protoplanetarnego. Uran prawdopodobnie uległ zderzeniu z wielkim ciałem, co spowodowało duże nachylenie (82) jego osi obrotu do płaszczyzny orbity oraz zmianę kierunku wirowania. Kierunek ruchu wirowego Wenus można tłumaczyć przechwyceniem przez nią satelity, który krążył w przeciwną stronę i zmianą kierunku pod działaniem sił pływowych. 
Planety układu słonecznego
Merkury
Najbliżej słońca, średnio około 58 mln km, krąży Merkury. Jego promień wynosi 38% promienia Ziemi a masa - zaledwie 5,5% masy naszej planety. Średnia gęstość zbliżona jest do średniej gęstości naszego globu. Przyspieszenie sił ciężkości na powierzchni - około 3,7 m/s^2. Powierzchnia Merkurego jest pokryta ciemnym regolitem, podobnym do gruntu księżycowego. Formacje powierzchniowe także przypominają twory księżycowe. Powierzchnia usiana jest kraterami, występują także systemy smug, uskoki, obszary górskie oraz rozległe niziny. Przypuszcza się, że Merkury jest wewnętrznie zróżnicowany chemicznie podobnie jak Ziemia. Promień żelaznego jądra planety ocenia się na 80% jej promienia; wyżej znajduje się skorupa krzemianowa o grubości 500 - 600 km. Temperatura nagrzanych przez Słońce obszarów planety waha się od +375 stopni Celsjusza do +500 stopni. Nocą wynosi około -170 stopni. Merkury praktycznie nie ma atmosfery, poza znikomymi ilościami tlenu, sodu, potasu i helu. Za brak atmosfery odpowiada głównie słabość wewnętrznego pola magnetycznego planety. 
Merkury obiega Słońce w okresie około 88 dni ziemskich. Jeden obrót planety dookoła własnej osi trwa 58 dób ziemskich co oznacza że doba słoneczna trwa na Merkurym 176 dni ziemskich. Powolna rotacja nie doprowadziła do spłaszczenia globu więc planeta ma kształt prawie dokładnej kuli. Równik Merkurego leży prawie dokładnie w płaszczyźnie jego orbity. Merkury nie posiada żadnego satelity choć przypuszcza się że mógł go posiadać jednak pod wpływem tzw. sił przypływowych spadł na planetę.
Wenus
Wenus jest planetą prawie dorównującą Ziemi rozmiarami. Jej promień to 95% promienia ziemskiego (6052 km) a masa - 81,5% masy Ziemi. Średnia gęstość to 5,25 Mg/m^3. Przyśpieszenie siły ciężkości na powierzchni Wenus wynosi około 8,9 m/s. Schemat budowy wewnętrznej jest podobny do ziemskiego, składa się z płynnego żelaznego jądra otoczonego płaszczem i skorupą, jednak w odróżnieniu od Ziemi skorupa Wenus jest jednym wielkim kontynentem, nie występuje podział na płyty tektoniczne. Powierzchnia Wenus, ze względu na gęstą powłokę chmur może być obserwowana jedynie przy pomocy obserwacji radarowych, lub przez lądowniki. Większą część powierzchni stanowią równiny przebiegające na poziomie zdefiniowanym średnim promieniem planety. Tereny obniżone stanowią 16% terenów skartowanych, a jedynie 24% terenów wznosi się powyżej 1 km. Na planecie występują kratery i łańcuch górskie. Najwyższe wzniesienia (Góry Maxwella) osiągają 11-12 km. Wyraźnie na Wenus uwydatnia się wulkanizm. Na powierzchni planety panuje temperatura ok. 470 stopni Celsjusza, prawie niezależnie od pory dnia i nocy i od szerokości wenusjańskiej, dopiero ponad warstwą chmur spada do -25 stopni. Panuje tutaj bardzo wysokie ciśnienie około 90 atmosfer. Atmosfera Wenus składa się dwutlenku węgla oraz śladowej zawartości CO, HCL, HF oraz 02.Wysoka zawartość dwutlenku węgla jest przyczyną tak wysokich temperatur (efekt cieplarniany).Badania wykazują ,że chmury widoczne w atmosferze Wenus są zbudowane z zamarzających kropelek, 75-procentowego wodnego roztworu kwasu siarkowego. Warstwa chmur rotuje wokół planety z okresem około 4 dni. Wenus posiada słabe pole magnetyczne. 
Wenus obiega Słońce w średniej odległości ponad 108 mln km w okresie 225 dni ziemskich. Obrót dookoła własnej osi wykonuje w 243 dni; uwzględniając, że jest to obrót wsteczny mamy, że doba słoneczna na Wenus trwa 117 dni ziemskich. Nachylenie równika Wenus do płaszczyzny jej orbity wynosi około 177 stopni. Atmosfera Wenus (chmury) posiadają wysoki współczynnik odbicia (albedo) wynoszące 0,76 i jest po Słońcu i Księżycu trzecim co do jasności obiektem naszego nieba.

Ziemia

Ziemski glob otacza gęsta atmosfera składająca się w 78% z azotu, w 21% z tlenu oraz domieszek argonu, dwutlenku węgla i neonu. Zawartość pary wodnej w normalnych warunkach waha się między 0,1 a 2,8%

Średnie odległość od Słońca- 149,6 mln km
Okres obiegu wokół Słońca- 365,26 dni
Średnia prędkość na orbicie- 29,9 km/s
Promień równikowy- 6378 km
Promień średni- 6371 km
Masa- 5,975 1024 kg
Średnia gęstość- 5,52 g/cm3



Mars
Mars jest ostatnią z planet "ziemskich". Znacznie mniejszy od Ziemi pod względem rozmiarów - 53% promienia Ziemi, oraz masy - 10,7% masy Ziemi. Budowa wewnętrzna jest podobna do budowy wewnętrznej Ziemi - płynne żelazne jądro, płaszcz oraz tak jak w przypadku Wenus i Merkurego jednolita skorupa. Powierzchnia Marsa przypomina suchą i zimną pustynię i górski krajobraz. Piasek uformowany jest w wydmy. Na Marsie występują formacje kraterów, które uległy znacznie silniejszej erozji niż na Księżycu, dolin przypominających koryta ziemskich rzek, obszarów aluwialnych, uskoków, oraz wielkich wzniesień wulkanicznych. Prawdopodobnie niegdyś na Marsie było bardzo dużo wody w stanie ciekłym, biorącej się bądź z atmosfery która kiedyś mogła być bogata w wodę, bądź z roztopionej wody znajdującej się w postaci lodu pod powierzchnią. Być może nawet teraz woda znajduje się właśnie w postaci lodu pod powierzchnią Marsa, szczególnie na biegunach planety. Największym wzniesieniem na Marsie, a najprawdopodobniej w całym układzie słonecznym, jest nieczynny już wulkan Olympus Mons wznoszący się na wysokość ponad 25 km, o średnicy podstawy ponad 500 km. Na biegunach znajdują się czapy polarne pokryte zestalonym dwutlenkiem węgla. Podobnie jak atmosfera Wenus, atmosfera Marsa złożona jest prawie całkowicie z dwutlenku węgla. Oprócz tego występują śladowe ilości CO i dwuatomowego tlenu. Ilość pary wodnej w atmosferze jest około 100 razy mniejsza, niż w atmosferze ziemskiej lecz czasami występuje tam kondensacja pary wodnej co ujawnia się w postaci białych lub błękitnych obłoków. W atmosferze Marsa można zaobserwować także rozległe burze pyłowo-piaskowe wzniecane przez wiatry wiejące z szybkością dochodzącą do 80 m/s. Ciśnienie przy powierzchni planety waha się od 1 do 9 hPa zależnie od wysokości terenu. Temperatury na Marsie wahają się od prawie +20 stopni Celsjusza w południe na równiku, do -130 stopni w nocy na biegunach. Mars posiada bardzo słabe pole magnetyczne. 
Mars krąży wokół słońca w średniej odległości około 228 mln km w okresie 687 dni ziemskich czyli 670 dni marsjańskich. Nachylenie równika planety do płaszczyzny jej orbity wynosi około 25 stopni. Albedo powierzchni Masa wynosi 0,15. Planeta ta posiada dwa księżyce: Phobos i Deimos.

Jowisz
Jowisz jest największą planetą naszego układu i pierwszą należącą do rodziny planet-olbrzymów. Średnica równikowa planety wynosi 142980 km, czyli jest ponad 11 razy większa od promienia Ziemi. Średnica biegunowa Jowisza jest o 8400 km mniejsza. Przyczyną tak silnego spłaszczenia planety jest jej szybka rotacja. Masa Jowisza jest 318 razy większa od masy Ziemi, ale przy tym przeszło 1000 razy mniejsza od masy Słońca. Jowisz posiada skład chemiczny podobny do Słońca czyli głównie wodór i hel, lecz żeby stać się gwiazdą musiałby być ponad 30 razy masywniejszy. Jednak ma pewien charakter gwiazd ponieważ wypromieniowuje więcej energii niż otrzymuje od Słońca. Widoczny zarys Jowisza nie stanowi jego twardej powierzchni, lecz warstwy chmur otaczające planetę. Uwarstwione są one w pasy równoleżnikowe o różnej szerokości i zabarwieniu. Pomiędzy nimi utrzymują się przez setki lat cyklony atmosferyczne. Najbardziej znana jest tak zwana Wielka Czerwona Plama znana od co najmniej 300 lat. Jej długość w kierunku równoleżnikowym przekracza 20 000 km, a w kierunku południkowym wynosi około 12 000 km. W atmosferze Jowisza występują wiatry wiejące z szybkością dochodzącą do 200 m/s. Różnice kolorów poszczególnych pasów i szczegółów atmosfery są pochodzenia chemicznego. Głównym składnikiem atmosfery są wodór dwuatomowy i hel. Oprócz nich występują w atmosferze i chmurach metan i amoniak, stwierdzono także etan i acetylen. Temperatura zewnętrznych warstw atmosfery wynosi około -145 stopni Celsjusza. Wraz ze zbliżaniem się do wnętrza planety bardzo szybko wzrasta temperatura i ciśnienie. W głębszych warstwach planety ciśnienie doprowadza gaz do stanu krytycznego, gdzie gaz zaczyna zachowywać się jak ciecz. Schodząc głębiej napotykamy granicę wodoru metalicznego gdzie panuje ciśnienie rzędu 10 do potęgi 11. Przypuszcza się że Jowisz posiada skalne jądro zaczynające się w odległości 0,2 promienia od centrum, gdzie panuje temperatura pomiędzy 20 a 30 tysięcy K a gęstość może osiągnąć 20 Mg/m^3. Okres obiegu Jowisza wokół Słońca jest niewiele krótszy od 12 lat ziemskich, natomiast okres obrotu Jowisza wokół własnej osi jest ponad dwa razy krótszy i wynosi niespełna 10 godzin. Nachylenie równika planety do jej płaszczyzny obiegu wynosi 3,1 stopnia. Jowisz posiada 16 naturalnych księżyców z czego cztery największe to Io, Europa, Ganimedes i Kallisto. Planeta posiada także nikłe pierścienie. 


Saturn
Saturn jest ostatnią planetą widoczna okiem nieuzbrojonym. Wygląda jak jedna z najjaśniejszych gwiazd nieba. Saturn jest bardzo podobny budową do Jowisza. Jego średnica równikowa wynosi prawie 121000 km, jest także silnie spłaszczony wskutek szybkiej rotacji. Na tarczy planety wyróżniają się pasma chmur, podobnie jak na Jowiszu; podobny jest również ich skład chemiczny, a także skład chemiczny całej atmosfery Saturna. Temperatura powierzchniowych warstw atmosfery wynosi około -165 stopni Celsjusza i jest 30 stopni wyższa ,którą miałaby ta warstwa w przypadku ogrzewania tylko przez Słońce. Widać więc, że Saturn także wypromieniowuje więcej energii niż dostaje od słońca. Budowa wewnętrzna planety i jej skład chemiczny jest także podobna do Jowisza choć występują pewne różnice. Występują tu także różne warstwy postaciowe gazu wodoru i helu, oraz skalne jądro. Jednak tym co najbardziej zachwyca nas w Saturnie są jego pierścienie. Są one widoczne nawet przez niewielkie teleskopy. Pierścień Saturna nie jest jednorodnym pierścieniem ,ale składa się z całego systemu pierścieni , z których najbardziej znane są trzy główne oznaczone licząc do wewnątrz literami A, B, C. Między pierścieniami rozciąga się szeroka przerwa, widoczna nawet w małych teleskopach, zwana przerwą Cassiniego. Najbliższy Saturnowi jest bardzo rzadki pierścień D. Na zewnątrz pierścienia A znajdują się w kolejności ,pierścienie F,G i E które także są Rzadkie i odkryte zostały podobnie jak D przez sądy kosmiczne. Jak wynika z obserwacji sąd kosmicznych pierścienie mają bogatą strukturę wewnętrzną Składają się nie z kilku ,lecz z tysięcy pierścionków, Większość przerw nie jest pozbawiona całkowicie materii. Nawet przerwa Cassiniego nie jest całkowicie pusta. Przerw istotnie pustych jest tylko około dziesięciu. Pierścień A - zasadniczy system pierścieni - ma średnicę zewnętrzną równa około 278 000 km, przy czym promień pierścień E sięga nawet 8 promieni Saturna. Pierścienie Saturna są zadziwiająco cienkie, Grubość ich nie przekracza 1 km. Składają się z luźnych cząsteczek poczynając od pyłu, kończąc na skalistych odłamkach. 
Saturn obiega Słońce w okresie 29,5 lat ziemskich w odległości ponad 1,4 mld km. Okres obrotu wynosi ponad około 10,5 godzin. Posiada 20 udokumentowanych księżyców z których największy Tytan ,o średnicy 5550 km ,jest większy od Merkurego oraz posiada atmosferę.


Uran
W odległości prawie 2,9 mld km krąży wokół Słońca Uran, obiegając je w ciągu 84 lat. Okres obrotu wynosi blisko 17 godzin, co jest przyczyną spłaszczenia planety. Średnica planety wynosi ponad 51 tysięcy km, a jej masa jest tylko 14,5 razy większa od ziemskiej. Charakterystyczne dla Urana jest to że jego oś obrotu nachylona jest do jego orbity pod kątem 8 stopni, leży on więc "na boku", przy czym wszystkie znane księżyce krążą po orbitach prostopadłych do orbity planety. Uran jest znacznie mniejszy od Jowisz i Saturna, ale jego budowa fizyczna jest bardziej zbliżona do budowy tych dwóch planet niż do planet ziemskich. Atmosfera planety złożona jest głównie z wodoru i metanu, który jest przyczyną blado wodnistego koloru planety, stwierdzono także hel i acetylen. Uran posiada 15 księżyców, oraz 11 cienkich i rzadkich pierścieni. 
Neptun
Ostatnią z planet olbrzymów jest Neptun obiegający Słońce w odległości 4,5 mld km w ciągu 165 lat ziemskich. Neptun jest planetą zbliżoną rozmiarami do Urana pod względem rozmiarów - 49,5 tysięcy km ,i masy - 17,2 mas ziemskich. Widać, że jest od niego trochę gęstszy lecz budową podobny. W atmosferze Neptuna stwierdzono stosunkowo dużą zawartość metanu co jest przyczyną jej niebieskiego koloru. Neptun posiada 8 księżyców oraz słabe cztery pierścienie. 

Pluton
Pluton jest ostatnią ze znanych planet naszego układu. Obiega słońce w odległości prawie 6 mld km, w okresie 248 lat, po bardzo wydłużonej orbicie(przez co czasami znajduje się bliżej Słońca niż Neptun).Rozmiarem Pluton jest tylko trzykrotnie większy od największych planetoid, a mniejszy od wielu księżyców planetarnych Jego średnica wynosi 2320 km, a masa jest niecałe sześć razy mniejsza od masy księżyca ziemskiego. Posiada tylko jeden księżyc nazwany Charonem (odkrytego dopiero w 1978 roku) którego średnica jest tylko niecałą połowę mniejsza od średnicy Plutona i wynosi około 1270 km. 


Planetoidy

Główny pas planetoid to obszar między orbitami Marsa i Jowisza, gdzie porusza się większość (około 95%) maleńkich planetek zwanych właśnie planetoidami. Są to skaliste ciała o średnicach mniejszych od 1000km i większych od około 1km. Poruszające się w przestrzeni międzyplanetarnej obiekty mniejsze (granica jest umowna) nazywamy meteroidami. Astronomowie przypuszczają, że pas planetoid to kawałki planety, która nie zdołała się uformować z powodu silnego oddziaływania grawitacyjnego Jowisz i Marsa.

Średnie odległości od Słońca- 420 do 520 mln km
Przeciętne okresy obiegu wokół Słońca- od 3 do 6 lat
Promienie- umownie od 1km do 1000km; największa planetoida- Ceres ma 466km
Sumaryczna masa- około 15% masy Księżyca
Średnia gęstość- około 2g/cm3 


Obłok Oorta

Powszechne jest przekonanie, że Układ Słoneczny kończy się na orbicie najdalszej znanej planety, Plutona. Tymczasem oddziaływanie grawitacyjne Słońca sięga ponad 3000 razy dalej, dochodząc do połowy drogi do najbliższych gwiazd. I przestrzeń ta nie jest pusta wypełnia ją ogromne skupisko komet, materiału pozostałego po uformowaniu się Układu Słonecznego. Ten rezerwuar nazywany jest Obłokiem Oorta.

Obłok Oorta to Syberia Układu Słonecznego, rozległe, mroźne pogranicze zapełnione zesłańcami z wewnętrznego imperium słonecznego, którzy jedynie nieznacznie podlegają wpływowi władzy centralnej. Typowe temperatury osiągają tam w południe lodowate 4st. C powyżej zera bezwzględnego, a sąsiednie komety oddalone są od siebie o dziesiątki milionów kilometrów. Słońce, ciągle jeszcze najjaśniejsza gwiazda na niebie, świeci zaledwie jak Wenus na wieczornym ziemskim firmamencie.

Właściwie nigdy nie widzieliśmy obłoku Oorta, lecz nikomu dotąd nie udało się również zobaczył elektronu. O istnieniu i własnościach obu tych obiektów wnioskujemy z obserwowanych zjawisk fizycznych. W przypadku obłoku Oorta chodzi o stałe powolne przedostawanie się długookresowych komet do wnętrza naszego układu planetarnego. Istnienie obłoku przynosi odpowiedź na pytanie, które ludzie zadawali sobie już w starożytności: czym są komety i skąd przybywają?

Arystoteles w IV wieku p.n.e. sądził, że komety są obłokami jasno świecącego gazu w wysokich warstwach atmosfery ziemskiej. W I wieku n.e. natomiast filozof rzymski Seneka uważał komety za ciała niebieskie przemierzające firmament własnymi drogami. Dopiero pięć stuleci później hipotezę tę potwierdził duński astronom Tycho Brahe, który porównał obserwacje komety z roku 1577 wykonane z kilku różnych stanowisk w Europie. Jeśli kometa byłaby bardzo blisko, wówczas w każdym miejscu obserwacji powinna mieć nieco inne położenie względem gwiazd. Brahe nie zdołał wykryć żadnych różnic i wywnioskował, że kometa znajdowała się dalej niż Księżyc.
Lecz właściwie jak daleko, zaczęło stawać się jasne dopiero wówczas, gdy astronomowie przystąpili do wyznaczania orbit komet. W 1705 roku astronom angielski Edmond Halley opracował pierwszy katalog 24 komet. Obserwacje nie były zbyt dokładne i mógł on jedynie z grubsza dopasować parabolę do toru każdej komety. Jednak dowodził, że orbity mogą był bardzo wydłużonymi elipsami wokół Słońca.
Bowiem ich liczba będzie określona i, być może, nie za duża. Ponadto, Przestrzeń pomiędzy Słońcem a stałymi Gwiazdami jest tak niezmierzona, że wystarczająco jest Miejsca dla Komety do okrążenia, chociaż Okres jej Okrążania byłby niezmiernie długi.

W pewnym sensie sporządzony przez Halleya opis komet krążących po orbitach, które rozciągają się wśród gwiazd, przewidywał odkrycie obłoku Oorta 250 lat później. Halley zauważył również, że komety z 1531, 1607 i 1682 roku miały bardzo podobne orbity i były od siebie odległe w czasie w przybliżeniu o 76 lat. Te na pozór odmienne komety były jak sugerował w rzeczywistości tą samą kometą, powracającą w regularnych odstępach. Obiekt ów, znany obecnie jako kometa Halleya, ostatni raz odwiedził rejon wewnętrznych planet w 1986 roku. Począwszy od Halleya, astronomowie zaczęli dzielić komety na dwie grupy w zależności od czasu, jaki zabiera im okrążenie Słońca (co jest bezpośrednio związane ze średnią odległością od niego). Komety długookresowe, takie jak niedawno obserwowane jasne komety Hyakutake i Hale, Bopp, mają okresy orbitalne wynoszące ponad 200 lat, a komety krótkookresowe poniżej 200 lat. Te drugie w ostatnim dziesięcioleciu podzielono jeszcze na dwie grupy: komety rodziny Jowisza, takie jak Enckego i Tempel 2 o okresach poniżej 20 lat, oraz komety o okresach pośrednich, czyli typu Halleya których obieg wynosi 20-200 lat. Definicje te są dość dowolne, lecz odzwierciedlają rzeczywiste różnice. Komety pośrednio- i długookresowe docierają do strefy planet przypadkowo ze wszystkich kierunków, podczas gdy komety rodziny Jowisza mają orbity o płaszczyznach nachylonych zazwyczaj nie więcej niż 40 st. do płaszczyzny ekliptyki, płaszczyzny orbity ziemskiej. (Orbity innych planet leżą także bardzo blisko płaszczyzny ekliptyki.) Pośrednio- i długookresowe komety zdają się nadlatywać z obłoku Oorta, podczas gdy komety rodziny Jowisza powstają, jak się obecnie uważa, w pasie Kuipera, rejonie płaszczyzny ekliptyki znajdującym się poza orbitą. 

Otchłanie poza Plutonem

Na początku XX wieku znano już wystarczająco dużo komet o długookresowych orbitach, by móc badać ich rozkład statystyczny. Powstał w związku z tym pewien problem. Około 1 /3 wszystkich tych oskulacyjnych orbit tzn. orbit komet śledzonych w sąsiedztwie punktu ich największego zbliżenia do Słońca była hiperboliczna. Komety na orbitach hiperbolicznych powstawałyby w przestrzeni międzygwiazdowej i powracały do niej, inaczej niż obiekty na orbitach eliptycznych, na których związane są oddziaływaniem grawitacyjnym ze Słońcem. Istnienie orbit hiperbolicznych doprowadziło pewnych astronomów do wniosku, że komety zostały wyłapane z przestrzeni międzygwiazdowej w wyniku spotkań z planetami.

W celu zbadania tej hipotezy naukowcy zajmujący się mechaniką nieba ekstrapolowali, albo inaczej całkowali , orbity komet długookresowych wstecz. Odkryli oni, że z powodu grawitacyjnego przyciągania ze strony odległych planet oskulacyjne orbity nie odpowiadały oryginalnym orbitom komet. Gdy uwzględniło się wyniki oddziaływania planet przez dostatecznie dalekie przecałkowanie w przeszłość i zorientowanie orbit nie względem Słońca, lecz w stosunku do środka masy Układu Słonecznego (punktu reprezentującego sumę mas Słońca i krążących wokół niego planet) prawie wszystkie orbity okazały się eliptyczne. Tak więc komety nie są międzygwiezdnymi włóczęgami, lecz członkami Układu Słonecznego.

W dodatku, chociaż 2 /3tych orbit nadal wydawało się rozłożone w sposób jednorodny, energie orbitalne aż 1 /3 mieściły się w bardzo wąskim zakresie. Maksimum to odpowiadało orbitom rozciągającym się na bardzo duże odległości 20 000 j.a. (jednostka astronomiczna to średnia odległość Ziemi od Słońca) i więcej. Na takich orbitach okresy obiegu wynoszą ponad milion lat. Dlaczego aż tyle komet przybywa z tak daleka? W końcu lat czterdziestych holenderski astronom Adrianus F. van Woerkom wykazał, że perturbacje spowodowane przez planety rozpraszanie komet na przypadkowe orbity zarówno ciasne, jak i rozległe mogłyby wyjaśnić jednorodny ich rozkład. Lecz co z maksimum komet o okresach miliona lat?

W 1950 roku zainteresował się tym problemem inny holenderski astronom, Jan H. Oort, słynny już wówczas z wyznaczenia w latach dwudziestych prędkości rotacji Drogi Mlecznej. Stwierdził on, że maksimum o okresach orbitalnych miliona lat musi przedstawiać sobą źródło komet długookresowych: olbrzymi obłok otaczający nasz układ planetarny i rozciągający się przez pół drogi do najbliższych gwiazd.

Komety w tym obłoku jak wykazał Oort są tak słabo związane ze Słońcem, że gwiazdy, które przypadkowo przechodzą w pobliżu, mogą z łatwością zmienić ich orbity. W ciągu każdego miliona lat kilkanaście gwiazd mija Słońce w odległości jednego parseka (206 000 j.a.). Te bliskie przejścia wystarczają do wymieszania orbit kometarnych, randomizując ich nachylenia i posyłając ciągły strumień komet w kierunku wewnętrznych rejonów Układu Słonecznego po bardzo wydłużonych orbitach eliptycznych. Gdy komety wejdą pierwszy raz do układu planetarnego, są rozpraszane przez planety, zyskując lub tracąc energię orbitalną. Niektóre na zawsze opuszczają Układ Słoneczny. Pozostałe powracają i są znowu obserwowane jako członkowie rozkładu jednorodnego. Oort opisał obłok jako ogród delikatnie zgrabiany przez zakłócenia ze strony gwiazd.

Nieliczne komety nadal zdawały się przybywać z przestrzeni międzygwiazdowej. Lecz było to prawdopodobnie błędne wrażenie spowodowane drobnymi niedokładnościami w wyznaczaniu ich orbit. Ponadto podczas zbliżania się do Słońca komety mogą zmieniać orbity, gdyż strumienie gazu i pyłu wydostające się z ich lodowych powierzchni działają jak małe silniki rakietowe. Takie niegrawitacyjne siły sprawiają, że orbity wydają się hiperboliczne, podczas gdy faktycznie są eliptyczne. 

Dokonanie Oorta, jeśli chodzi o prawidłowe zinterpretowanie rozkładu orbitalnego komet długookresowych, robi jeszcze większe wrażenie, gdy weźmie się pod uwagę, że dysponował on dobrze zmierzonymi parametrami jedynie 19 orbit. Współcześni astronomowie znają ich ponad 15 razy więcej. Wiedzą oni teraz, że długookresowe komety wchodzące po raz pierwszy w obszar zajmowany przez planety przybywają średnio z odległości 44 000 j.a. Ich orbity charakteryzują się okresami obiegu około 3.3 mln lat.

Astronomowie zdali sobie również sprawę z tego, że zakłócenia ze strony gwiazd nie zawsze są łagodne. Czasami gwiazda mija tak blisko Słońce, że przechodzi bezpośrednio przez obłok Oorta, gwałtownie zaburzając orbity komet na swojej drodze. Ze statystyki wynika, że przejścia gwiazdy w odległości 10 000 j.a. od Słońca można się spodziewać raz na 36 mln lat, a w odległości 3000 j.a. co 400 mln lat. Komety znajdujące się w pobliżu toru przejścia gwiazdy wyrzucane są w przestrzeń międzygwiazdową, a orbity komet w całym obłoku przechodzą znaczne przeobrażenia.

Chociaż bliskie przejścia gwiazd nie wywierają bezpośredniego wpływu na planety przypuszczalnie największe zbliżenie gwiazdy do Słońca w ciągu całej historii Układu Słonecznego wynosiło 900 j.a. mogą one niszczyć je pośrednio. W 1981 roku Jack G. Hills, pracujący obecnie w Los Alamos National Laboratory, wysunął hipotezę, że bliskie przejście gwiazdy mogłoby wywołać deszcz komet, zwiększając częstość ich upadku na powierzchnię planet, a być może nawet powodując masowe wymieranie gatunków na Ziemi. Zgodnie z symulacjami komputerowymi, które przeprowadziłem wraz z Pietem Hutem, wówczas z Institute for Advanced Study w Princeton, częstotliwość pojawiania się komet podczas ich deszczu może przewyższał 300-krotnie zwykłe tempo. Deszcz taki trwałby 2-3 mln lat.

Ostatnio Kenneth A. Farley wraz kolegami z California Institute of Technology znaleźli dowody przejścia takiego właśnie deszczu komet. Za pomocą rzadkiego izotopu helu 3 jako znacznika materii pochodzenia pozaziemskiego wykreślili oni zależność od czasu ilości cząstek pyłu międzyplanetarnego w osadach oceanicznych. Tempo gromadzenia się pyłu uważane jest za odzwierciedlenie liczby komet przechodzących przez rejon planet; każda kometa rozsiewa na swojej drodze pył. Farley odkrył, że tempo to wzrosło nagle pod koniec eocenu, około 36 mln lat temu, i zmniejszało się powoli przez 2?3 mln lat, właśnie tak jak przewidywały teoretyczne modele deszczy kometarnych. Późny eocen jest utożsamiany z incydentem umiarkowanego wymierania gatunków biologicznych i na ten okres datuje się wiele kraterów uderzeniowych. Geolodzy znaleźli w ziemskich osadach także inne ślady upadków, jak warstwy irydu oraz mikrotektyty.

Czy w najbliższej przyszłości zagraża Ziemi deszcz kometarny? Na szczęście nie. Wraz z Joan Garcią-Sanchez z Uniwersytetu w Barcelonie, Robertem A. Prestonem i Daytonem L. Jonesem z Jet Propulsion Laboratory w Pasadenie (Kalifornia) posłużyliśmy się danymi dotyczącymi pozycji i prędkości gwiazd zmierzonych przez satelitę Hipparcos, by zrekonstruował trajektorie gwiazd w sąsiedztwie Układu Słonecznego. Znaleźliśmy dowody na to, że w ciągu ostatniego miliona lat w pobliżu Słońca przeszła gwiazda. Kolejne bliskie przejście gwiazdy nastąpi za mniej więcej 1.4 mln lat, a będzie nią niewielki czerwony karzeł o nazwie Gliese 710, który przeleci przez peryferia obłoku Oorta w odległości około 70 000 j.a. od Słońca. W tej odległości Gliese 710 mógłby zwiększył częstotliwość przejścia komet przez wewnętrzny Układ Słoneczny o 50% powodując był może mżawkę kometarną, lecz na pewno nie deszcz.

Wiadomo już, że oprócz przypadkowo przelatujących gwiazd obłok Oorta zakłócają dwa inne zjawiska. Po pierwsze, jest on tak rozległy, że odczuwa oddziaływanie pływowe generowane przez dysk Drogi Mlecznej oraz w mniejszym stopniu jądro galaktyczne. Pływy te powstają, ponieważ Słońce i kometa w obłoku Oorta znajdują się w nieco innych odległościach od płaszczyzny równikowej dysku czy centrum Galaktyki i dlatego doznają przyciągania grawitacyjnego w trochę innym stopniu. Oddziaływania pływowe wspomagają zasilanie rejonu planet w nowe komety długookresowe.

Po drugie, jak to wykazał w 1978 roku Ludwig Biermann z Max-Planck Institut f.r Physik und Astrophysik wMonachium, obłok Oorta mogą również zaburzał olbrzymie obłoki molekularne. Te masywne chmury chłodnego wodoru, miejsca narodzin gwiazd i układów planetarnych, mają masy 100 tys. do miliona razy większe od masy Słońca. Gdy Układ Słoneczny przechodzi w pobliżu takiego obłoku, zaburzenia grawitacyjne wyrywają komety z orbit i ciskają je w przestrzeń międzygwiazdową. Takie spotkania, chociaż gwałtowne, nie są zbyt częste co najwyżej jedno na 300-500 mln lat. W 1985 roku Hut i Scott D. Tremaine, pracujący obecnie w Princeton University, wykazali, że w ciągu całej historii Układu Słonecznego obłoki molekularne wywarły ten sam łączny skutek, co wszystkie gwiazdy przechodzące w pobliżu. 

Wewnętrzne jądro

Dziś badacze obłoku Oorta zajmują się trzema głównymi zagadnieniami. Po pierwsze, strukturą obłoku. W 1987 roku Tremaine, Martin J. Duncan, obecnie z Queen's University w Ontario, i Thomas R. Quinn, dziś z University of Washington, badali sposób, w jaki zaburzenia pochodzące od gwiazd i obłoków molekularnych zmieniają rozkład komet w obłoku Oorta. Z powodu zaburzeń komety na jego zewnętrznym brzegu szybko uciekają albo w przestrzeń międzygwiazdową, albo do wnętrza Układu Słonecznego. Lecz w głębi obłoku istnieje prawdopodobnie stosunkowo gęste jądro, które powoli uzupełnia ubytki na peryferiach.

Tremaine, Duncan i Quinn wykazali również, że gdy komety wpadają z obłoku Oorta do strefy planet, dążą do utrzymania nachylenia płaszczyzn swych orbit. Z tego głównie powodu astronomowie sądzą teraz, że za komety rodziny Jowisza, o małym nachyleniu orbit, odpowiedzialny jest pas Kuipera, a nie obłok Oorta. Lecz ten ostatni jest nadal najbardziej prawdopodobnym źródłem komet o pośrednich okresach i większym nachyleniu płaszczyzn orbitalnych, takich jak kometa Halleya czy Swift, Tuttle. Prawdopodobnie były one niegdyś kometami długookresowymi, a planety przeciągnęły je na orbity o okresach krótszych. Drugie zasadnicze pytanie brzmi: ile komet zamieszkuje obłok Oorta? Liczba ta zależy od tempa, w jakim komety uchodzą z niego w przestrzeń międzyplanetarną. By wytłumaczył obserwowaną liczbę komet długookresowych, dzisiejsi astronomowie szacują, że obłok zawiera 6 bln komet, co czyni z nich najliczniejszą grupę wśród istotnych ciał Układu Słonecznego. Jedynie szósta ich część znajduje się w zewnętrznym, aktywnym dynamicznie obłoku opisanym po raz pierwszy przez Oorta; reszta pozostaje w stosunkowo gęstym jądrze. Jeśli posłużył się najlepszym oszacowaniem średniej masy komety około 40 mld ton wówczas całkowita masa komet w obłoku Oorta wynosi obecnie około 40 mas Ziemi.

I wreszcie skąd się biorą komety w obłoku Oorta? Nie mogły one powstał na swoich obecnych pozycjach, ponieważ materia na takich odległościach jest zbyt rozproszona, by móc się skupiał. Nie mogą również pochodził z przestrzeni międzygwiazdowej, ponieważ Słońce wyłapuje bardzo mało komet. Pozostaje więc jedynie układ planetarny. Oort rozważał możliwości tworzenia się komet w pasie planetoid i wyrzucania ich przez planety olbrzymy podczas formowania się Układu Słonecznego. Lecz komety są ciałami lodowymi, wielkimi brudnymi kulami śnieżnymi, a pas planetoid był wówczas zbyt gorący, by kondensował się tam lód.

W rok po ukazaniu się pracy Oorta astronom Gerard P. Kuiper z University of Chicago wysunął hipotezę, że komety tworzyły się dalej od Słońca, pośród planet olbrzymów. (Określenie pas Kuipera pochodzi od jego nazwiska, ponieważ postulował on powstawanie niektórych komet również poza najdalszymi orbitami planet.) Komety rodziły się prawdopodobnie w całej strefie planet olbrzymów, lecz badacze zazwyczaj uważali te z sąsiedztwa Jowisza i Saturna, dwóch planet o największych masach, za wyrzucone raczej w przestrzeń międzygwiazdową niż do obłoku Oorta. Uran i Neptun ze względu na mniejsze masy nie mogłyby wyrzucał z taką łatwością tak wielu komet na trajektorie ucieczki. Jednakże późniejsze badania dynamiki procesu podały w wątpliwości pewne aspekty takiego scenariusza. Jowisz, a przede wszystkim Saturn z pewnością umieszczał znaczną część swoich komet w obłoku Oorta. Chociaż była ona prawdopodobnie mniejsza niż część komet pochodząca od Urana i Neptuna, mogła to zrównoważyć większa ilość materii początkowo znajdującej się w strefie większych planet.