Günəş sistemi

Vikipediya, açıq ensiklopediya
Keçid et: naviqasiya, axtar
W21-1a.svg Bu səhifədə iş davam etməkdədir.

İstəsəniz, siz də kömək edə bilərsiniz:

  • Əgər məqalə yarımçıq qalıbsa, məqaləni yaradan istifadəçi ilə əlaqə qura bilərsiniz.
  • Səhifənin tarixçəsində məqalə üzərində işləmiş istifadəçilərin adlarını görə bilərsiniz.
  • Redaktələrinizi mənbə və istinadlarla əsaslandırmağı unutmayın.
Bu şablon 7 gündən çox redaktə edilməyən məqalələrdən silinə bilər.

Ən son dəyişiklik 0 saniyə əvvəl Serkanland (töhfələr| qeydlər) tərəfindən edilmişdir.
Günəşplanetlər.

Günəş sistemiGünəş və onun cazibə qüvvəsinin təsirində olan səkkiz planetlə onların bilinən 166 təbii peyki[1], beş cırtdan planetlə[2][q 1] onların bilinən altı təbii peyki və milyardlarla kiçik göy cismlərindən ibarətdir. Kiçik göy cismləri qrupuna asteroidlər, Koyper qurşağındakı cismlər, kometalar, meteorlarplanetlərarası toz daxildir.

Günəş sistemində yerləşən ilk dörd planetə daxili planetlər, digər dörd planetə isə xarici planetlər deyilir. Koyper qurşağından kənarda isə seyrək disk şəklində olduğu düşünülən Oort buludunun yerləşdiyi təxmin olunur.

Günəşdən olan uzaqlıqlarına görə planetlər ardıcıl olaraq Merkuri, Venera, Yer, Mars, Yupiter, Saturn, UranNeptundur. Bu səkkiz planetin altısının ətrafında dönən təbii peykləri vardır. Bundan başqa xarici planetlərin ətrafında dönən toz və digər kiçik hissəciklərdən ibarət olan halqaları vardır. Yer planetindən başqa digər planetlərin adlarının mənşəyi YunanRoma mifologiyasındakı tanrılardır. Cırtdan planetlərdən olan Serera Asteroid qurşağında yerləşir və burada yerləşən ən böyük cismdir. Erida məlum olan ən böyük cırtdan planetdir.

Kaliforniya Texnologiya İnstitutunun əməkdaşları olan Mayk BraunKonstantin Bariginin fərziyyələrinə görə Günəş sistemində Yerdən on dəfələrlə böyük olan Doqquzuncu Planet də vardır.[3] Doqquzuncu planet ya da şərti olaraq Planet X olaraq adlandırılan bu planetin olması fərziyyəsi Koyper qurşağındakı cismlərin hərəkəti izlənilərək ortaya atılmışdır.[4]

Terminlər[redaktə | əsas redaktə]

Günəşin ətrafında hərəkət edən cismlər əsasən üç yerə bölünür: planetlər, cırtdan planetlər və kiçik Günəş sistemi cismləri.

Günəşin ətrafında hərəkət edən, özlərinə kürə forması verə biləcək kütləyə sahib olan və orbitinin yaxın ətrafı təbii peykləri istisna olmaqla təmizlənmiş olan göy cismlərinə planet deyilir. Bilinən səkkiz planet vardır: Merkuri, Venera, Yer, Mars, Yupiter, Saturn, UranNeptun. Planetlərin Günəşdən olan uzaqlıqları orbitləri boyunca fərqlənir. Planetlərin Günəşə ən yaxın olan məsafələrinə perigeliy, ən uzaq olan məsafələrinə isə afeliy deyilir.

24 avqust 2006-cı ildə Beynəlxalq Astronomiya İttifaqı planet anlayışının dəqiq təsvirini verərək Plutonu səsvermə ilə planetlər sırasından çıxartmış və cırtdan planetlər sırasına daxil etmişdir. Plutonla birlikdə Serera, Erida, HaumeaMakemake də yeni anlayış olan cırtdan planetlər sırasına daxil edilmişdir.[5] Cırtdan planetlər Günəşin ətrafında hərəkət edən, özlərinə kürə forması verə biləcək kütləyə sahib olan, lakin orbitlərindəki digər göy cismlərini təmizləyə bilməyən göy cismlərinə deyilir. Vesta, Pallas, HaygiyaXaron Günəş sistemindəki cırtdan planet olmağa namizədlərdir.

Planetlər və cırtdan planetlərə daxil olmayan digər Günəş sistemi cismlərinə isə kiçik Günəş sistemi cismləri deyilir.[6] Təbii peyklər planetlərin, cırtdan planetlərin və digər göy cismlərinin ətrafında dolanan göy cismləridir.

Astronomlar əsasən Günəş sistemi içindəki məsafələri Astronomik Vahidlə (AV) ölçürlər. 1 AV Günəş ilə Yer arasındakı uzaqlığa bərabərdir. Hal-hazırda qəbul olunan dəyəri 149 597 870 691 ± 30 metrdir. Ulduzlararası məsafə ölçü vahidi olan İşıq ili təqribən 63240 AV-yə bərabərdir.

Günəş sistemi bəzən qeyri-rəsmi olaraq fərqli bölgələrə ayrılır. Daxili Günəş sistemi olaraq adlandırılan hissəyə ilk dörd planet və Asteroid qurşağı daxildir. Bəzi astronomlar Asteroid qurşağından kənarda qalan bölgəni Xarici Günəş sistemi olaraq adlandırırlar.[7] Digər astronomlar isə Yupiter, Saturn, UranNeptunun yerləşdiyi bölgəni Orta Günəş sistemi, qalan hissəni isə Neptundan kənarda qalan bölgə olaraq adlandırırlar.[8]

Quruluşu[redaktə | əsas redaktə]

Klement kosmik gəmisindən çəkilən və Ayın arxasından saçılan gün işığı ilə görünən ekliptik çevrəsi.
Soldan sağa: Merkuri, Mars, Saturn.

Günəş sisteminin mərkəzində sistemin bilinən kütləsinin 99,86%-ni təşkil edən və cazibə qüvvəsi ilə sistemi ətrafında saxlayan G2V tipli bir sarı cırtdan ulduz olan Günəş yerləşir.[9] Sistemin qalan kütləsinin 90%-ni isə Günəşin ətrafında hərəkət edən ən böyük iki cism olan YupiterSaturn təşkil edir.

Günəşin ətrafında hərəkət edən böyük göy cismlərinin orbitlərinin çoxu Yerin orbitinin ekliptik adlanan müstəvisində yerləşir. Planetlər ekliptikə çox yaxın olduqda kometalarKoyper qurşağındakı göy cismləri ekliptikin çevrəsi ilə böyük bucaqlar yaradır.

Ekliptikin 3D təsviri.

Planetlərin hamısı və digər göy cismlərinin çoxu Günəşin ətrafında saat əqrəbinin əksi istiqamətində hərəkət edirlər. Buna baxmayaraq Halley kometi kimi istisnalar vardır.

Günəş sistemindəki göy cismləri Günəşin ətrafında Kepler qaydalarına uyğun olaraq hərəkət edirlər. Hər göy cismi Günəşin ətrafında təqribən ellipsvari orbitlə hərəkət edirlər. Günəşə daha yaxın olan göy cismləri daha sürətlə hərəkət edirlər. Planetlərin orbitlərinin quruluşu dairəyə daha yaxın olsa da, çoxlu kometa, asteroidKoyper qurşağındakı cismlər olduqca dartılmış ellips orbitə sahibdirlər.

Günəş sistemindəki uzaq məsafələri təsvir etməyin çətinliyi səbəbindən orbitlər əsasən bərabər uzaqlıqda göstərilir. Reallıqda isə bir neçə istisnadan başqa bir planet və ya qurşağın Günəşdən olan məsafəsi artdıqca özündən əvvəlki orbitlə arasında olan məsafə də artır. Buna örnək olaraq Venera Merkuridən 0,33 AV məsafədə yerləşirsə, SaturnYupiter arasındakı məsafə 4,3 AV-yə bərabərdir. Neptun da Urandan 10,5 AV daha uzaqda yerləşir. Bu orbitlər arasındakı məsafələrlə bağlı qanunauyğunluq qurmağa çalışan Titius-Bode qanunu kimi bəzi cəhdlər olsa da, qəbul edilən bir nəzəriyyə olmamamışdır.

Formalaşması və təkamülü[redaktə | əsas redaktə]

Planetlərdən əvvəlki diski təsvir edən təmsili rəsm.

Günəş sisteminin ilk dəfə İmmanuel Svidenbori[10] tərəfindən 1734-cü ildə ortaya atılan və daha sonra İmmanuel Kant tərəfindən 1755-ci ildə təkmilləşdirilən Nebulyar hipotezə uyğun olaraq formalaşdığı düşünülür. Oxşar fərziyyə Pyer Simon Laplas tərəfindən sərbəst şəkildə 1796-cı ildə ortaya atılmışdır.[11] Bu fərziyyəyə görə Günəş sistemi 4,6 milyard il bundan əvvəl Molekulyar buludun çökməsi nəticəsində meydana gəlmişdir. Bu ilk buludun bir neçə işıq ili böyüklüyündə olduğu və bir neçə ulduzun formalaşmasına səbəb olduğu düşünülməkdədir.[12] Qədim kometaların tədqiq olunması nəticəsində onların tərkibində ancaq partlayan çox böyük ulduzların mərkəzində formalaşa biləcək kimyəvi elementlərə rast gəlinmişdir. Bu səbəbdən də Günəşin bir ulduz qrupu içində ya da bir neçə ifrat yeni ulduzun partlamasının yaxınlarında olduğu düşünülür. Bu ifrat yeni ulduzların partlaması nəticəsində yaranan şok dalğaları molekulyar buludun içində yüksək sıxlığa sahib olan bölgələrin yaranmasına imkan yaratmış və buludun çökməsinə səbəb olacaq cazibə qüvvəsinin formalaşmasına şərait yaradaraq Günəşin yaranması prosesini başlatmış olduğu düşünülür.[13]

Sonradan Günəş sistemi olacaq bölgədə olan Günəşdən əvvəlki buludlu yer[14] 7000-20000 AV ölçüsünə[12][15] və Günəşin kütləsindən bir az daha çox kütləyə sahibdi.[16] Molekulyar bulud içə doğru çökdükcə impuls momentinin qorunması səbəbi ilə daha da sürətlə dönməyə başladı. Buludun içindəki maddələrin sıxlığı artdıqca içindəki atomlar artan tezliklərlə toqquşmağa başladı. Demək olar ki, buludun kütləsinin böyük bir hissəsinin toplandığı mərkəzin istiliyi ətrafındakı disklə müqayisədə getdikcə daha da artdı.[12][17] Cazibə qüvvəsi, qaz təzyiqi, maqnit sahələri və dönmə kiçilən buluda təsir göstərərək təqribən 200 AV ölçüsündə öz ətrafında dönən planetlərdən əvvəlki bir diskin yaranmasına səbəb oldu.[12][18] Bu diskin mərkəzində isti və sıxlığı yüksək bir ilkin ulduz forlamaşdı.[19][20]

Günəşin təkamülünün bu dövrünə oxşayan gənc və birləşmədən əvvəlki Günəş kütləsinə sahib olan T Tauri ulduzları ilə bağlı aparılan tədqiqatlar əsasən planetlərin formalaşmasından əvvəlki disklərin bu cür ulduzlarla birlikdə olduğunu göstərir.[16] Bu disklər bir neçə yüz AV genişliyə və ən isti olduqları bölgədə ancaq 726.9 °C istiliyə çatırlar.[21]

Günəşin formalaşdığı ilkin buluda oxşayan NGC 1976-nın Habbl teleskopu tərəfindən çəkilmiş təsviri.

Təqribən 100 milyon il sonra içəri çökən buludun mərkəzində olan hidrogen sıxlığı və təzyiqi ilkin ulduzun termik nüvə reaksiyasına başlamasına bəs edəcək səviyyəyə çatmışdı. Termal enerjinin cazibə qüvvəsi daralmasına qarşı dura biləcəyi hidrostatik tarazlığa çatana qədər bu artma davam etdi. Bu mərhələdə artıq Günəş tam bir ulduza çevrildi.[22]

Qalan qaz və tozdan ibarət olan buluddan planetlər formalaşmışdı. Bu formalaşmanın qarışma prosesi ilə baş verdiyinə inanılır. Qarışma prosesi planetlərin mərkəzdə olan ilkin ulduzun ətrafında dönən toz dənələri olaraq başlanğıcını götürmələri, yavaş-yavaş ölçüləri 1-10 metr arasında dəyişən topalar halına gəlmələri, daha sonra toqquşaraq 5 km ölçüsündə planetciklərə çevrilmələri və bir neçə milyon il boyunca toqquşmalara davam edərək hər il təqribən 15 sm böyümələri prosesidir.[23]

Daxili Günəş sistemi sumetan kimi uçucu molekulların sıxlaşmasına imkan yaratmayacaq qədər isti idi. Bu səbəbdən də burada formalaşan planetciklər planetlərdən əvvəlki diskin 0,6%-lik kütləsindən ibarətdi və əsasən silikatlarla metallar kimi yüksək ərimə nöqtəsinə sahib olan kimyəvi qarışıqlardan formalaşmışdı.[12] Bu sərt qaya örtüklü göy cismləri sonda Yerə oxşayan ilk dord planeti formalaşdırmışdı. Daha uzaqda isə Yupiterin cazibə qüvvəsi planetlərdən əvvəlki göy cismlərinin birləşməsinə mane oldu və Asteroid qurşağını formalaşdırdı.[24]

Donma xəttindən uzaqda isə daha uçucu olan maddələrin qatı qala biləcəyi yerdə YupiterSaturn kimi nəhəng qaz planetləri formalaşdı. UranNeptun daha az maddə tuta bildi və nüvələrinin hidrogen qarışığı maddələrin buzundan meydana gəldiyinə inanıldığı üçün, onlar da nəhəng qaz planetləri hesab olunurlar.[25][26]

Günəşin təkamül mərhələlərini göstərən təmsili təsvir.
Soldan sağa: İndiki vəziyyəti, Qırmızı nəhəng, Ağ cırtdan.

Yeni formalaşmış Günəş enerji istehsal etməyə başladıqdan sonra Günəş küləyi planetlərdən əvvəlki diskdə yerləşən qaz və tozu ulduzlararası boşluğa istiqamətləndirdi və beləliklə planetlərin formalaşması prosesini dayandırdı. T Tauri tipli ulduzlar qədim ulduzlara nisbətən daha güclü ulduz küləklərinə sahib olurlar.[27][28]

Astronomlar Günəş sisteminin Günəşin əsas qoldan uzaqlaşmağa başlayana qədər indiki kimi qalacağını düşünürlər. Günəş hidrogen yanacağını yandırdıqca geridə qalan yanacağı yandırmaq üçün getdikcə daha da isinir və daha da sürətlə yandırmağa başlayır. Nəticədə təqribən hər 1,1 milyard ildə parlaqlığı 10% artır.[29]

Təxmini hesablamalara görə təqribən 6,4 milyard il sonra Günəşin nüvəsi o qədər isti olacaq ki, daha az sıxlığa sahib olan üst qatlarında da hidrogen reaksiyaları getməyə başlayacaq. Bunun nəticəsində Günəş indiki ölçüsünün təqribən 100 qatı qədər genişlənərək Qırmızı nəhəngə çevirləcək.[30]

Sonda isə Günəşin xarici təbəqələri ayrılaraq yüksək sıxlığa sahib olan, Günəşin keçmiş kütləsinin yarısı qədərində, ancaq bir Yer ölçüsündə olan Ağ cırtdanın yaranmasına səbəb olacaqdır.[31]

Günəş[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Günəş
Yerdən müşahidə olunan Günəş.

Günəş Günəş sisteminin ulduzu və ən əsas elementidir. Böyük kütləsi termik nüvə reaksiyalarını davam etdirə bilməsi üçün yetərli yüksək iç sıxlığını təmin edir. Termik nüvə reaksiyaları böyük miqdarda enerjinin yaranmasına səbəb olur. Bu enerjinin çoxu görünən işıq şəklində elektromaqnit dalğaları ilə ulduzlararası boşluğa yayılır.

Günəş sarı cırtdan tipli ulduzdur. Buna baxmayaraq digər ulduzlarla müqayisədə orta böyüklük və parlaqlığa sahib olan bir ulduzdur. Ulduzlar səthlərinin istilikləri və parlaqlıqlarına görə Hertsprun-Rassel diaqramında təsnif olunurlar. Əsasən daha isti ulduzlar daha parlaqdır. Bu modelə uyğun gələn ulduzlar əsas qolu təşkil edirlər. Günəş əsas qolun ortasında yerləşir. Günəşdən daha parlaq və isti olan ulduzlara daha az rast gəlindiyi halda, Günəşdən daha az isti və parlaq olan ulduzlara tez-tez rast gəlinir.[32]

Günəşin əsas qoldakı mövqeyinin bir ulduzun mövcudluğunun ən ideal dövrü olduğu düşünülür. Günəş hələ termal nüvə reaksiyası üçün yanacaq olan hidrogen ehtiyatlarını bitirməyib. Günəş getdikcə parlaqlığını artırmaqdadır. Mövcudluğunun ilk dövrlərində indikindən 75% daha az parlaqdı.[33]

Günəşin içindəki hidrogenhelium nisbətlərinin hesablanması nəticəsində onun ömrünün yarısında olduğu müəyyən edilmişdir. Sonda əsas qoldan uzaqlaşaraq daha böyük və daha parlaq, lakin əvvəlkindən daha az isti olacaqdır. Əvvəlcə qırmızı nəhəngə, sonda isə ağ cırtdana çevriləcəkdir.[34]

Günəş Kainatın formalaşmasının son dövrlərində yaranmışdır. Daha qədim olan ulduzlardan daha çox ağır elementlərə sahibdir.[35] Hidrogen və heliumdan daha ağır elementlər qədim və partlayan ulduzların nüvələrində meydana gəlmişdir. İlkin mərhələdə mövcud olmuş ulduzlarda daha az metal olduğu halda, sonrakı ulduzlarda daha çox metal vardır. Günəşdə olan metal nisbətinin qədim ulduzlardan çox olmasının Günəş sistemində planetlərin meydana gəlməsində rolu olduğu düşünülür. Günəşin formalaşmasından geridə qalan metal maddələrin qarışması planetlərin formalaşmasına imkan yaratmışdır.[36]

Planetlərarası mühit[redaktə | əsas redaktə]

Heliosferik axın layları.

Günəş işıqla yanaşı plazma adlanan yüklü zərrəciklərdən ibarət olan Günəş küləyini ətrafa yayır. Bu zərrəcik axımı təqribən saatda 1,5 mln. kilometr sürətə sahibdir.[37] Bu Günəş sistemi içində təqribən 100 AV genişliyində olan seyrək bir atmosferin yaranmasına səbəb olur. Buna həm də planetlərarası mühit deyilir. Günəşin 11 illik tsikli, tez-tez baş verən Günəş partlayışları və koronal kütlə atılması planetlərarası mühiti qarışdıraraq burada bir hava vəziyyəti meydana gətirir.[38] Günəşin dönən maqnit sahəsi planetlərarası mühitə təsir göstərərək Günəş sistemindəki ən böyük quruluş olan Heliosferik axın laylarını meydana gətirir.[39]

Yerin orbitindən çəkilən Qütb parıltısı.

Yer maqnetizmi atmosferi Günəş küləyinin təsirlərindən qoruyur. VeneraMarsın bu cür maqnetizmdən məhrum olması, onların atmosferlərinin böyük bir hissəsinin yoxa çıxmasına səbəb olmuşdur.[40] Günəş küləklərinin Yer maqnetizminə təsiri nəticəsində Yerin maqnit qütblərinə yaxın olan ərazilərində qütb parıltısı meydana gəlir.

Günəşin maqnetizmi Günəş sistemini kosmik şüalanmalardan qismən qoruyur. Bundan başqa maqnit sahəsinə sahib olan planetlər də, özünü bu şüalanmalardan qoruyur. Ulduzlararası mühitdə olan şüaların sıxlığı və Günəşin maqnit sahəsinin qüvvəsi çox uzun müddətlər ərzində fərqli göstəricilərə sahib olur. Bu səbəbdən də Günəş sistemi içindəki kosmik şüalanmaların səviyyəsi müxtəlif dövrlərdə fərqli olur, ancaq bu fərqin nə qədər olduğu bilinmir.[41]

Planetlərarası mühitdə ən azı iki disk tipli kosmik toz bölgəsi vardır. Birincisi Daxili Günəş sistemində yerləşən və Zodiak işıqlarına səbəb olan Zodiak toz bulududur. Böyük ehtimalla planetlərarası təsir səbəbindən Asteroid qurşağında baş verən toqquşmalar nəticəsində meydana gəlmişdir.[42] İkincisi isə 10-40 AV uzaqlıqda yerləşir. Bunun da Koyper qurşağında baş verən oxşar toqquşmalar nəticəsində meydana gəldiyi düşünülür.[43][44]

Daxili Günəş sistemi[redaktə | əsas redaktə]

Daxili Günəş sistemi Yerə oxşayan ilk dörd planetin və Asteroid qurşağının olduğu bölgəyə verilən addır. Əsasən silikatlarmetallardan meydana gəlmiş bu bölgədəki göy cismləri Günəşə olduqca yaxındır. Bu bölgənin radiusu YupiterSaturn arasında olan uzaqlıqdan daha kiçikdir. Əvvəllər bu bölgəyə daxili kosmos, Asteroid qurşağından kənarda qalan bölgəyə isə xarici kosmos deyilirdi.

Daxili planetlər[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Daxili planetlər
Daxili planetlər.
Soldan sağa: Merkuri, Venera, YerMars.

Dörd daxili planet yüksək sıxlığa və qaya səthə sahibdir. Təbii peykləri ya çox azdır, ya da heç yoxdur. Bu planetlərin halqaları yoxdur. Daxili planetlər yüksək ərimə nöqtəsinə sahib olan elementlərdən formalaşmışdır. Silikatlar qatı yer qabığını və yarı qatı olan mantiyanı meydana gətirir. Dəmirnikel kimi metallarsa planetlərin nüvəsini meydana gətirir. Daxili planetlərdən Venera, YerMarsın atmosferləri vardır. Daxili planetlərin hamısında göy cismlərinin toqquşması nəticəsində meydana gələn kraterlər, vulkanlar və vadilər kimi relyef formaları vardır.

Merkuri[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Merkuri

Merkuri Günəşə ən yaxın və ən kiçik planetdir. Təbii peyki yoxdur və meteor kraterlərindən başqa bilinən tək geoloji xüsusiyyəti böyük ehtimalla ilkin dövrlərində keçirdiyi büzülmə səbəbindən formalaşmış qırışıq silsilələrdir.[45] Merkurinin əhəmiyyət verilməyəcək dərəcədə az olan atmosferi Günəş küləkləri səbəbindən səthindən qopan atomlardan meydana gəlir.[46] Ölçüsünə görə böyük olan dəmir nüvəsi və nazik mantiyasının səbəbi hələ də tam olaraq bilinmir. Ehtimallar arasında böyük bir toqquşmanın xarici təbəqələrini parçaladığı ya da Günəşin enerjisi səbəbindən tam olaraq qarışma prosesi ilə böyüyə bilməməsi vardır.[47][48]

Venera[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Venera

Venera Günəşdən uzaqlığına görə ikinci planetdir və ölçüləri Yerə yaxındır. Yerə oxşayan dəmir nüvənin ətrafında qalın silikat mantiyası və diqqətəlayiq atmosferi vardır. Bundan başqa daxili geoloji aktivliyin olduğu haqqında sübutlar vardır. Geoloji aktivliyin olması haqqındakı sübutlar dəqiq olmasa da, Veneranın maqnit sahəsi olmaması səbəbindən uçub gedən atmosferinin partlayan vulkanlarla yeniləndiyi düşünülür.[49] Venera Yerdən çox qurudur və atmosferi 90 dəfə daha sıxdır. Veneranın təbii peyki yoxdur. İstiliyi 400 °C-dən daha çoxdur. Atmosferindəki qazlar istixana effekti yaradaraq onu ən isti planetə çevirmişdir.[50]

Yer[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Yer

Yer Günəşdən uzaqlığına görə üçüncü planetdir. Daxili planetlərin ən böyüyü və ən yüksək sıxlığa sahib olanıdır. Yer aktiv geoloji fəaliyyətə sahibdir və üzərində həyat olduğu sübut olunan tək planetdir. Sahib olduğu hidrosferin daxili planetlər arasında oxşarı yoxdur. Bundan başqa yer plitələrin tektonikasına sahib olan tək daxili planetdir. Yerin atmosferi digər planetlərin atmosferindən tamamilə fərqlənir. Yer atmosferi 21% oksigenə sahibdir.[51] Ay Yerin təbii peyki Aydır. Yer daxili planetlər içində ən böyük təbii peykə sahib olan planetdir.

Mars[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Mars

Mars Günəşdən uzaqlığına görə dördüncü planetdir. YerVeneradan daha kiçikdir. Böyük hissəsi CO2-dən ibarət olan atmosferi vardır. Olimp vulkanıValles Marineris kanyonu çox yaxın dövrlərədək Marsda geoloji aktivliyin olmasının sübutlarıdır.[52] Olimp vulkanı Günəş sisteminin ən hündür zirvəsi, Valles Marineris kanyonu isə Günəş sisteminin ən böyük və dərin kanyonudur. Marsın iki kiçik təbii peyki vardır. Bu peyklərdən böyüyü Fobos, kiçiyi isə Deymos adlanır. Bu peyklərin Marsın cazibə qüvvəsi tərəfindən tutulmuş asteroidlər olduğu düşünülür.[53]

Asteroid qurşağı[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Asteroid qurşağı

Asteroidlər qaya və uçucu olmayan minerallardan ibarət olan kiçik Günəş sistemi cismləridir. Əsas Asteroid qurşağı Marsla Yupiter arasında, Günəşdən 2,3-3,3 AV uzaqlıqda yerləşir. Günəş sisteminin formalaşdığı dövrlərdən qaldığı və Yupiterin cazibə qüvvəsi səbəbi ilə birləşib bir planet formalaşdıra bilmədikləri düşünülür.

Asteroidlərin böyüklükləri bir neçə yüz kilometrdən mikroskopik ölçülərə qədər dəyişir. Asteroid qurşağındakı ən böyük cism olan Serera asteroidlər sırasından çıxarılaraq cırtdan planetlər sırasına daxil edilmişdir. Vesta, PallasHaygiya kimi bəzi asteroidlərin də hidrostatik tarazlığa çatdıqları sübut olunarsa, onlar da cırtdan planetlər sırasına daxil ola bilər.

Asteroid qurşağı daxilində ölçüsü bir kilometri keçən milyonlarla göy cismi vardır.[54] Buna baxmayaraq əsas Asteroid qurşağındakı cismlərin kütlələrinin cəminin Yerin kütləsinin mində birini keçmədiyi düşünülür.[55] Əsas Asteroid qurşağı çox sıx deyildir və kosmik gəmilər buradan rahat keçə bilirlər. Ölçüləri 10-10−4 metr arasında dəyişən asteroidlərə meteor deyilir.[56]

Serera[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Serera

Serera Asteroid qurşağında yerləşən ən böyük cismdir. Ölçüsü 1000 kilometrdən biraz azdır. Bu da cazibə qüvvəsinin onu kürə formasına salmasına bəs edir. Serera XIX əsrdə kəşf edilərkən planet olduğu düşünülmüşdür. Buna baxmayaraq eyni bölgədə başqa asteroidlərin də kəşf edilməsi nəticəsində asteroid olaraq təsnif olunmuşdur.[57] 2006-cı ildən Serera cırtdan planetlər sırasına daxil edilmişdir.

Asteroid qrupları[redaktə | əsas redaktə]

Əsas Asteroid qurşağındakı asteroidlər orbitlərinin xüsusiyyətlərinə görə qruplara və ailələrə ayrılırlar. Asteroid peyklər daha böyük asteroidin ətrafında dönən asteroidlərə deyilir. Bu asteroid peyklər bəzən ətrafında döndüyü asteroidin böyüklüyündə olurlar. Asteroid qurşağında Yerdəki suyun mənbəyi ola biləcək əsas qurşaqdakı kometalar da vardır.[58]

Troyalı asteroidlər Yupiterin Laqreync nöqtələri olan L4 və L5 nöqtələrinin hər iki ətrafında yerləşən asteroidlərdir. Troyalı termini bundan başqa digər planet və peyklərin Laqreync nöqtələrində olan kiçik göy cismləri üçün də işlədilir. Hilda ailəsinə daxil olan asteroidlər Yupiterin orbiti ilə 2:3 nisbətində rezonansdadır, yəni Yupiterin Günəş ətrafında dolandığı hər iki dövrədə, Hilda asteroidləri üç dövrə vururlar.

Bunban başqa Daxili Günəş sistemi içində sərbəst asteroidlər də vardır ki, bunların orbitləri bəzən daxili planetlərin orbitləri ilə kəsişir.

Orta Günəş sistemi[redaktə | əsas redaktə]

Günəş sisteminin orta bölgəsində nəhəng qaz planetlər və onların təbii peykləri yerləşirlər. Kentavrlar kimi qısamüddətli kometalar da bu bölgədə yerləşirlər. Bu bölgə əvvəllər Xarici Günəş sisteminə daxil olsa da, bu termin artıq Neptundan kənar bölgələr üçün işlənir. Bu bölgədə olan qatı göy cismləri Daxili Günəş sisteminin qaya örtüklü cismlərinə nisbətən daha yüksək miqdarda buza[q 2] sahib olan bir quruluşa sahibdirlər.

Xarici planetlər[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Xarici planetlər
Nəhəng qaz planetləri.
Aşağıdan yuxarı: Yupiter, Saturn, UranNeptun.

Dörd xarici planet ya da nəhəng qaz planetləri Günəşin ətrafında dönən kütlənin 99%-ni təşkil edir. YupiterSaturunun atmosferləri əsasən hidrogenheliumdan ibarətdir. UranNeptunun atmosferlərində əhəmiyyətli dərəcədə su, ammonyakmetan buzu vardır. Bəzi astronomlar Uran və Neptunun nəhəng qaz planetləri kimi yox, nəhəng buz planetləri kimi təsnif olunmasını təklif etmişdir.[59] Xarici planetlərin dördünün də halqaları vardır. Saturunun halqaları Yerdən müşahidə edilə bilir.

Yupiter[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Yupiter

Yupiter Günəşdən uzaqlığına görə beşinci planetdir. Planetlər arasında ən böyük və ağır olanıdır. Əsasən hidrogenheliumdan formalaşmışdır. Yupiterin daxili istiliyi atmosferində bulud qurşaqları və Böyük Qırmızı Ləkə kimi müvəqqəti quruluşların yaranmasına səbəb olur. Yupiterin müəyyən olunmuş 63 təbii peyki vardır. Bunlardan ən böyükləri Qanimed, Kallisto, İoAvropadır. Bu peyklər vulkanik fəallıq və daxildən isinmə kimi xüsusiyyətlərinə görə daxili planetlərlə oxşardırlar.[60] Günəş sisteminin ən böyük təbii peyki olan Qanimed Merkuridən daha böyükdür.

Saturn[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Saturn

Saturn Günəşdən uzaqlığına görə altıncı planetdir. Böyüklüyünə və ağırlığına görə Yupiterdən sonra ikincidir. Saturn Yerdən müşahidə oluna bilən geniş halqaları ilə tanınır və atmosferinin xüsusiyyətləri Yupiterlə oxşarlıq göstərir. Saturunun 60 məlum olan və 3 təsdiqlənməmiş təbii peyki vardır. Bu peyklərdən TitanEnkelad buzdan təşkil olunmalarına baxmayaraq vulkanik aktiv peyklərdir.[61] Titan Merkuridən böyükdür və Günəş sistemində diqqətəlayiq qalın atmosferə sahib olan tək peykdir.

Uran[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Uran

Uran Günəşdən uzaqlığına görə yeddinci planetdir. Böyüklüyünə görə görə YupiterSaturndan sonra üçüncü olsa da, çəkisinə görə Neptundan daha yüngüldür və dördüncü pillədə durur. Planetlərin içində ekliptik ilə 90 dərəcədən çox bucaq altında meyilliyə sahib olan tək planetdir. Günəşin ətrafında yanı üstə yatmış formada dönür. Nüvəsi digər nəhəng qaz planetlərindən daha soyuqdur və kosmosa daha az istilik yayır.[62] Uranın 27 bilinən təbii peyki vardır. Bunlardan ən böyükləri Titaniya, Oberon, Umbriel, Ariel, Mirandadır.

Neptun[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Neptun

Neptun Günəşdən uzaqlığına görə səkkizinci planetdir. Neptun böyüklüyünə görə Yupiter, SaturnUrandan sonra dördüncü pillədə dursa da, Urandan daha ağırdır və ağırlığına görə üçüncü pillədə durur. Daxili istiliyi Yupiter və Saturndan daha azdır.[63] Neptunun bilinən on üç təbii peyki vardır. Ən böyük peyki olan Triton maye azotdan olan qeyzerləri ilə geoloji cəhətdən aktivdir.[64] Triton Neptunun öz oxu ətrafında hərəkətinin əksinə hərəkət edir. Bu xüsusiyyətinə görə əksinə hərəkət edən ən böyük təbii peykdir.

Kometalar[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Kometa

Kometalar bir neçə kilometr böyüklüyündə olan, əsasən uçucu buzlardan ibarət olan Günəş sisteminin kiçik göy cismlərindəndir. Olduqca dartılmış elliptik orbitləri vardır. Əsasən Günəşə ən yaxın olduqları yerləri daxili planetlərin orbitləri yaxınlığında, Günəşdən ən uzaq olduqları yerləri isə Plutonun orbitindən də kənarda yerləşir. Kometalar Günəşdən uzaqlaşdıqda donur. Günəşə yaxınlaşdıqda isə, istiliyin artması səbəbindən üzərində olan uçucu maddələrin buxarlanması səbəbindən müşahidə oluna bilən qaz və tozdan ibarət quyruğu əmələ gəlir.

Qısa dövrə sahib olan kometalar iki yüz ildən daha az olan orbitlərə sahibdirlər. Uzun dövrə sahib olan kometaların orbitləri minlərlə ilə bərabərdir. Qısa dövrə sahib olan kometaların Koyper qurşağında, uzun dövrə sahib olan kometalarınsa Oort buludunda meydana gəldiyi düşünülür. Kreutz kimi bir çox kometalar bir əsas kometanın parçalanması nəticəsində meydana gəlmişdir.[65] Hiperbolik orbitə sahib olan bir sıra kometalar Günəş sisteminə kənardan gəlmiş ola bilərlər. Buna baxmayaraq onların orbitlərini hesablamaq olduqca çətindir.[66] Uçucu maddələrinin əksəriyyəti Günəşə yaxınlaşarkən tamam buraxlanıb bitən və quyruqsuz qalan kometalar asteroid kimi təsnif olunurlar.[67]

Kentavrlar[redaktə | əsas redaktə]

Kentavrlar Yupiterlə Neptun arasındakı bölgədə orbitləri olan buzdan təşkil olunmuş kometalara oxşayan göy cismləridir. Bilinən ən böyük kentavr 10199 Xarikldır. Onun ölçüləri 200-250 km aralığında dəyişir.[68] İlk kəşf edilən 2060 Xiron kentavrı kometa kimi təsnif olunmuşdur, çünki Günəşə yaxınlaşdıqca onun da kometalar kimi quyruğu yaranırdı.[69] Bəzi astronomlar kentavrların Günəş sisteminin içlərinə səpələnmiş Koyper qurşağı cismləri olduğunu düşünürlər.[70]

Neptundan kənarda qalan bölgə[redaktə | əsas redaktə]

Neptundan kənarda qalan bölgə ya da Neptunxarici cisimlər hələ də bütünlüklə kəşf edilməmiş vəziyyətdədir. Bu bölgədə ən böyüyü Yerin beşdə biri qədər böyüklükdə olan böyük hissəsi buz və qayadan ibarət olan çoxlu kiçik göy cismləri vardır.

Koyper qurşağı[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Koyper qurşağı
Rezonans və Klassik Koyper qurşağını göstərən diaqram.

Koyper qurşağı da qədim dövrlərdən qalmışdır. Asteroid qurşağına oxşar şəkildə dağıntılardan ibarət olan halqadır, ancaq əsasən buzdan meydana gəlmişdir. Günəşdən 30-50 AV uzaqlıqda yerləşir. Bu bölgənin qısa dövrə sahib olan kometaların meydana gəldiyi yer olduğu düşünülür. Koyper qurşağındakı cismlər əsasən kiçikölçülüdür. Buna baxmayaraq 50000 Quaoar, 20000 Varuna, (136108) 2003 EL61, (136472) 2005 FY9Ork kimi Koyper qurşağının ən böyük cismləri cırtdan planet olaraq yenidən təsnif oluna bilərlər. Ölçüsü 50 kilometrdən daha çox olan 100 mindən artıq Koyper qurşağı cisminin olduğu təxmin olunur. Buna baxmayaraq onların ümumi kütləsinin Yerin kütləsinin onda biri, hətta yüzdə biri qədər belə olduğu düşünülür.[71] Bir çox Koyper qurşağı cisminin birdən artıq təbii peyki vardır. Koyper qurşağındakı cismlərin çoxunun orbitləri ekliptikdən kənara çıxır.

Koyper qurşağı rezonans qurşaq və klassik qurşaq olaraq iki yerə bölünür. Rezonans qurşaq orbitləri Neptunun orbitlərinə bağlı olan cismlərdən meydana gəlmişdir. Buna örnək olaraq Neptunun hər üç dönüşündə iki dəfə dönən, ya da Neptunun hər iki dönüşündə bir dəfə dönən cismləri göstərmək olar. Klassik qurşaqda isə orbitləri Neptunla bağlı olmayan cismlər yerləşir. Klassik qurşaqdakı cismlər Günəşdən 39,4-47,7 AV uzaqlıqda yerləşirlər.[72] Klassik qurşağa daxil olan cismlər kəşf olunan ilk cism olan (15760) 1992 QB1-in adına uyğun olaraq kubeuano adlandırılırlar.[73]

Pluton və Xaron[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Pluton
Əsas məqalə: Xaron
Pluton-Xaron sisteminin hərəkəti.
İçəridə olan Pluton, kənarda olan Xaron.

Pluton Koyper qurşağında yerləşən ən böyük göy cismidir. 2006-cı ildən planetlər sırasından çıxarılaraq cırtdan planetlər sırasında daxil edilmişdir. Plutonun orbiti ekliptik ilə 17 dərəcəlik bucaq əmələ gətirir. Günəşə ən yaxın olduğu yerdə ondan 29,7 AV uzaqlıqda yerləşərək Neptunun orbitindən daha yaxın olur. Günəşə ən uzaq olduğu yerdə isə ondan 49,5 AV daha uzaqlıqda yerləşir.

Plutonun ən böyük təbii peyki olan Xaronun peyk yoxsa cırtdan planet olduğu dəqiqləşdirilməmişdir. Pluton və Xaronun hər ikisi eyni ağırlıq mərkəzinin ətrafında hərəkət edirlər və Pluton-Xaron ikili sistemini əmələ gətirirlər. Daha kiçik olan NiksHaydra peykləri isə Pluton-Xaron sisteminin ətrafında hərəkət edir. Plutonun orbiti Neptunla 3:2 nisbətində rezonans təşkil edir, yəni Neptun Günəşin ətrafında üç dəfə döndükdə, Pluton iki dəfə dönür. Koyper qurşağındakı bu cür rezonansa sahib olan cismlərə plutinolar deyilir.[74]

Seyrək disk[redaktə | əsas redaktə]

Erida və onun təbii peyki Disnomiya.

Seyrək disk Koyper qurşağı ilə üst-üstə düşür, ancaq daha da çölə doğru uzanır. Seyrək diskdə yerləşən göy cismlərinin Koyper qurşağından gəldiyi düşünülür. Bu cismlər Neptunun formalaşması mərhələsindəki çölə doğru hərəkəti ərzində meydana gələn cazibə qüvvəsinin təsiri nəticəsində qərarsız orbitlərə saçılmışdır. Seyrək diskdə yerləşən cismlərin çoxunun Günəşə ən yaxın nöqtəsi Koyper qurşağının içindədir, ancaq onların Günəşə ən uzaq olan nöqtəsi 150 AV daha uzaqda yerləşir. Bu cismlərin orbitləri ekliptiklə müqayisədə meyillidir. Bəzi astronomlar Seyrək diski Koyper qurşağının bir hissəsi kimi qəbul edilər və buradakı cismləri Seyrək Koyper qurşağı cismləri olaraq adlandırırlar.[75]

Erida[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Erida

Erida Seyrək diskdə yerləşən ən böyük göy cismidir. Təqribən 2400 kilometrlik ölçüləri ilə Plutondan 5% daha böyük olub, bir planetin tərifinin necə olması mübahisələrini başlatmışdır. Erida məlum olan cırtdan planetlərin ən böyüyüdür.[76] Disnomiya adlı təbii peykə sahibdir. Günəşə ən yaxın olduğu nöqtə 38,2 AV, Günəşdən ən uzaq olduğu nöqtə isə 97,6 AV-dir.

Daha kənar bölgələr[redaktə | əsas redaktə]

Günəş sisteminin başa çatıb ulduzlararası boşluğun başladığı sərhəd tam şəkildə müəyyən olunmamışdır, çünki xarici sərhədlər iki ayrı qüvvə olan Günəş küləyi və Günəşin cazibə qüvvəsi tərəfindən formalaşır. Günəş küləyinin Plutonun uzaqlığından təqribən dörd dəfə daha uzaqlığa yayıldıqdan sonra ulduzlararası boşluqda gücünü itirdiyi düşünülür. Buna baxmayaraq Günəşin cazibə qüvvəsi kürəsinin təsir dairəsinin min dəfə daha uzağa çatdığı düşünülür.

Heliopaus[redaktə | əsas redaktə]

Voyager kosmik gəmilərinin Heliopausa daxil olması.

Günəş sisteminin sərhəddini təşkil edən kürə iki bölgəyə ayrılır. Günəş küləyi 95 AV məsafəyə çatdıqdan sonra gücünü itirir. Bu bölgənin sərhəddi Günəş küləyinin ulduzlararası boşluqdan gələn küləklərlə toqquşduğu nöqtədir. Burada Günəş küləyi yavaşlayır, sıxlaşır və daha qarışıq formaya düşür. Bir kometanın quyruğu kimi görünən və hərəkət edən Günəş qını deyilən böyük oval bir quruluş meydana gətirir. Bu oval quruluş ulduz küləyi istiqamətində 40 AV, əksi istiqamətində isə bundan bir neçə dəfə daha çox məsafədə uzanır. Günəş sisteminin sərhəddini təşkil edən kürənin xarici sərhəddinə Heliopaus deyilir. Bura Günəş küləyinin tamam başa çatıb, ulduzlararası boşluğun başladığı yerdir.[77]

Günəş sisteminin sərhəddini təşkil edən kürənin xarici sərhəddinin forması həm ulduzlararası boşluqla olan təsirlərin axıcı dinamikasına görə[78], həm də cənuba doğru yönələn Günəşin maqnit sahəsi ilə müəyyən olunur. Buna örnək olaraq şimal yarımkürədə, cənub yarımkürəyə görə 9 AV daha xaricə uzandığını göstərmək olar. Heliopausun kənarında təqribən 230 AV uzaqlığa qədər Günəş sisteminin Süd Yolunda irəliləyərkən geriyə buraxdığı plazma mövcud olur.[79]

Oort buludu[redaktə | əsas redaktə]

Əsas məqalə: Oort buludu
Oort buludunun yerləşdiyi mövqeni təsvir edən Günəş sisteminin profili.

Mövcud olduğu ehtimal olunan Oort buludu bir trilyon göy cismindən ibarət olan uzun periodlu kometaların meydana gəldiyi yer kimi qəbul olunmuşdur. Günəş sistemini 50 AV uzaqlıqdan əhatə etməyə başlayaraq 50000 AV uzaqlığa qədər yayılır. Oort buludunun 100000 AV-yə qədər uzantısı olduğu düşünülür. Xarici planetlərlə olan cazibə qüvvəsi təsiri nəticəsində Daxili Günəş sistemindən xaricə atılmış göy cismlərindən meydana gəldiyi düşünülür. Oort buludu çox yavaş hərəkət edir və toqquşmalar keçən ulduzun cazibə qüvvəsinin təsirləri ya da qalaktik qabarma-çəkilmələr kimi hadisələrdən təsirlənir.[80][81]

Sedna və Daxili Oort buludu[redaktə | əsas redaktə]

90377 Sedna-nın teleskopdan görünüşü.

90377 Sedna Plutona oxşayan qızılı rəngdə olan göy cismidir. Çox böyük ekliptik orbiti vardır. Günəşə ən yaxın olduğu nöqtə 76 AV, Günəşə ən uzaq olduğu nöqtə isə 928 AV-dir. Günəşin ətrafında tam dövrə vurması üçün 12050 il lazımdır. Onu 2003-cü ildə tapan Mayk Braun Sednanın nə Seyrək diskin, nə də Koyper qurşağının nümayəndəsi ola bilməyəcəyini, çünki Günəşə ən yaxın nöqtəsinin Neptunun çölə doğru hərkətlərindən təsirlənə bilməyəcək dərəcədə uzaqda olduğunu bildirir. Onunla birlikdə bəzi astronomlar 45 AV-lik Günəşə ən yaxın məsafə, 415 AV-lik isə Günəşə ən uzaq məsafəyə sahib olan 2000 CR105 göy cismi ilə birlikdə Sednanın ayrı bir təsnifata aid ola biləcəyini düşünürlər.[82] Mayk Braun bu yeni təsnifatı Daxili Oort buludu olaraq adlandırmışdır. Günəşə yaxın olsa da, Oort buludunun formalaşmasına oxşar bir proses nəticəsində meydana gəldiyi düşünülür.[83]

Sərhədlər[redaktə | əsas redaktə]

Günəş sisteminin böyük hissəsi hələ də məlum deyildir. Günəşin cazibə qüvvəsinin sahəsinin təqribən 125000 AV olduğu düşünülür. Bu sahəyə qədər Günəşin cazibə qüvvəsinin gücü ətrafdakı ulduzların cazibə qüvvəsinin gücünü üstələyir. Buna əsasən Oort buludunun xarici hissəsi 50000 AV-dən çox ola bilməz.[84] Sedna kimi kəşflərə baxmayaraq Koyper qurşağı ilə Oort buludu arasında qalan on minlərlə AV ölçüyə sahib olan bölgənin xəritəsi hazırlana bilməmişdir. Eyni zamanda Merkuri ilə Günəş arasındakı bölgə haqqında da tədqiqatlar davam etməkdədir.[85] Günəş sisteminin xəritəsinin hazırlanmadığı bölgələrdə, hələ də kəşf edilməmiş göy cismləri ola bilər.

Süd Yolundakı yeri[redaktə | əsas redaktə]

Günəş sisteminin Süd Yolu qalaktikasındakı mövqeyi.

Günəş sistemi təqribən 100000 işıq ili ölçüsündə olan və içində 200 milyarda qədər ulduz olan Süd Yolu qalaktikasında yerləşir.[86] Günəş sistemi Süd Yolunun Orion qolu deyilən xarici spiral qollarından birinin içindədir.[87] Günəşin Qalaktika mərkəzindən uzaqlığı təqribən 30 min işıq ilidir. Günəş sisteminin Süd Yolundakı sürəti təqribən 220 km/s-yə bərabərdir və tam dövrəsini 225–250 milyon ilə başa vurur. Bu dövrə Günəş sisteminin Qalaktik ili olaraq qəbul olunmuşdur.[88]

Günəş sisteminin qalaktika içindəki mövqeyi böyük ehtimalla Yerdə həyatın mövcud olmasına səbəb olmuşdur. Günəş sisteminin orbiti təqribən dairə formasındadır və spiral qollarla eyni sürətə sahibdir, yəni nadir hallarda spiral qolların içindən keçir. Spiral qollar təhlükəli ifrat yeni ulduzların daha sıx şəkildə mövcud olduğu bölgədir. Bu xüsusiyyət Yerdə həyatın formalaşa bilməsi üçün çox uzunmüddətli qərarlılıq dövrələrini təmin etmişdir.[89] Bundan başqa Günəş sistemi qalaktika mərkəzinin ulduzlarla dolu olan yerindən də uzaqdır. Günəş sistemi qalaktika mərkəzinə yaxın yerləşsə idi, yaxındakı ulduzların cazibə qüvvələrinin təsirləri Oort buludunda olan göy cismlərinə təsir göstərər və Daxili Günəş sistemində daha çox kometanın dolaşmasına şərait yaradardı. Qalaktika mərkəzinin sıx şüalanması da Yerdə mürəkkəb həyat növlərinin yaranmasının qarşısını ala bilərdi.[89] Astronomların yanaşmalarına görə Günəş sisteminin indiki mövqeyində belə, yaxın keçmişdə yaranmış ifrat yeni ulduzlar radioaktiv toz dənəcikləri və kometa oxşarı göy cismlərini Günəş sisteminə göndərməklə son 35000 ildə Yerdəki həyata mənfi təsir göstərə bilər.

Yaxın ətrafı[redaktə | əsas redaktə]

Kəşf və tədqiqatlar[redaktə | əsas redaktə]

Teleskopla müşahidələr[redaktə | əsas redaktə]

Kosmik gəmilərlə müşahidələr[redaktə | əsas redaktə]

Alçaqdan uçuşlar[redaktə | əsas redaktə]

Orbit, eniş və gəzən robotlar[redaktə | əsas redaktə]

İnsanlı tədqiqatlar[redaktə | əsas redaktə]

Həmçinin bax[redaktə | əsas redaktə]

İstinadlar[redaktə | əsas redaktə]

  1. Scott S. Sheppard. "The Jupiter Satellite Page". University of Hawaii.
  2. International Astronomical Union. "Dwarf Planets and their Systems". Planetary Names.
  3. Astronomers say a Neptune-sized planet lurks beyond Pluto
  4. EVIDENCE FOR A DISTANT GIANT PLANET IN THE SOLAR SYSTEM
  5. Akwagyiram, Alexis (20 Ağustos 2005). "Farewell Pluto?". BBC News.
  6. The Final IAU Resolution on the definition of "planet" ready for voting
  7. The Solar System
  8. Amir Alexander (2006). "New Horizons Set to Launch on 9-Year Voyage to Pluto and the Kuiper Belt". The Planetary Society.
  9. M Woolfson. "The origin and evolution of the solar system" (PDF). University of York.
  10. Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latın: Opera Philosophica et Mineralia (İngiliscə: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Cild 1)
  11. The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System
  12. 12,0 12,1 12,2 12,3 12,4 "Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System". University of Arizona.
  13. Jeff Hester (2004). "New Theory Proposed for Solar System Formation". Arizona State University.
  14. Irvine, W. M.. "The chemical composition of the pre-solar nebula". Amherst College, Massachusetts.
  15. Further considerations on contracting solar nebula
  16. 16,0 16,1 Yoshimi Kitamura; Munetake Momose, Sozo Yokogawa, Ryohei Kawabe, Shigeru Ida and Motohide Tamura. "Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage". The Astrophysical Journal 581 (1): 357–380. DOI:10.1086/344223.
  17. Further considerations on contracting solar nebula
  18. Further considerations on contracting solar nebula
  19. Greaves, Jane S. (7 Ocak 2005). "Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems". Science 307 (5706): 68–71. DOI:10.1126/science.1101979.
  20. "Present Understanding of the Origin of Planetary Systems". National Academy of Sciences.
  21. Manfred Küker, Thomas Henning and Günther Rüdiger (2003). "Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems". Science Magazine.
  22. Chrysostomou and Phil W Lucas "The formation of stars". Department of Physics Astronomy & Mathematics University of Hertfordshire.
  23. Peter Goldreich and William R. Ward (1973). "The Formation of Planetesimals". The American Astronomical Society.
  24. Jean-Marc Petit and Alessandro Morbidelli (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt" (PDF). Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice.
  25. Mummma, M. J.; M. A. DiSanti, N. Dello Russo, K. Magee-Sauer, E. Gibb, and R. Novak (Haziran 2003). "Remote infrared observations of parent volatiles in comets: A window on the early solar system" (PDF). Advances in Space Research 31 (12): 2563–2575. DOI:10.1016/S0273-1177(03)00578-7.
  26. Edward W. Thommes, Martin J. Duncan and Harold F. Levison. "The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter–Saturn region of the Solar System". Department of Physics, Queen's University, Kingston, Ontario; Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado.
  27. Elmegreen, B. G. (Kasım 1979). "On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind" (PDF). Astronomy and Astrophysics 80 (1): 77–78.
  28. Heng Hao (November 1979). "Disc-Protoplanet interactions" (PDF). Astronomy and Astrophysics 80 (1): 77–78.
  29. JEFF HECHT (1994). "Science: Fiery future for planet Earth". NewScientist.
  30. The fading : red giants and white dwarfs
  31. Pogge, Richard W. (1997). "The Once & Future Sun" (lecture notes). New Vistas in Astronomy.
  32. Smart, R. L.; Carollo, D.; Lattanzi, M. G.; McLean, B.; Spagna, A. (2001). "The Second Guide Star Catalogue and Cool Stars". Perkins Observatory.
  33. Kasting, J.F.; Ackerman, T.P. (1986). "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere". Science 234: 1383–1385.
  34. Richard W. Pogge (1997). "The Once and Future Sun". Perkins Observatory.
  35. T. S. van Albada, Norman Baker (1973). "On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters". Astrophysical Journal 185: 477–498.
  36. Charles H. Lineweaver (2000). "An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect". University of New South Wales.
  37. The Solar Wind
  38. The Sun Does a Flip
  39. "Artist's Conception of the Heliospheric Current Sheet". Wilcox Solar Observatory.
  40. Lundin, Richard (9 Mart 2001). "Erosion by the Solar Wind". Science 291 (5510): 1909. DOI:10.1126/science.1059763.
  41. Langner, U. W.; M.S. Potgieter (2005). "Effects of the position of the solar wind termination shock and the heliopause on the heliospheric modulation of cosmic rays". Advances in Space Research 35 (12): 2084–2090. DOI:10.1016/j.asr.2004.12.005.
  42. "Long-term Evolution of the Zodiacal Cloud". 1998.
  43. "ESA scientist discovers a way to shortlist stars that might have planets". ESA Science and Technology.
  44. Landgraf, M.; Liou, J.-C.; Zook, H. A.; Grün, E. (Mayıs 2002). "Origins of Solar System Dust beyond Jupiter". The Astronomical Journal 123 (5): 2857–2861. DOI:10.1086/339704.
  45. Schenk P., Melosh H.J. (1994), Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury's Lithosphere, Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference, 1994LPI....25.1203S
  46. Bill Arnett (2006). "Mercury". The Nine Planets.
  47. Benz, W., Slattery, W. L., Cameron, A. G. W. (1988), Collisional stripping of Mercury's mantle, Icarus, v. 74, p. 516–528.
  48. Cameron, A. G. W. (1985), The partial volatilization of Mercury, Icarus, v. 64, p. 285–294.
  49. Paul Rincon (1999). "Climate Change as a Regulator of Tectonics on Venus" (PDF). Johnson Space Center Houston, TX, Institute of Meteoritics, University of New Mexico, Albuquerque, NM.
  50. Mark Alan Bullock (1997) (PDF). The Stability of Climate on Venus
  51. Anne E. Egger, M.A./M.S.. "Earth's Atmosphere: Composition and Structure". VisionLearning.com.
  52. David Noever (2004). "Modern Martian Marvels: Volcanoes?". NASA Astrobiology Magazine.
  53. Scott S. Sheppard, David Jewitt, and Jan Kleyna (2004). "A Survey for Outer Satellites of Mars: Limits to Completeness". The Astronomical Journal.
  54. "New study reveals twice as many asteroids as previously believed". ESA. 2002.
  55. Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I. "Hidden Mass in the Asteroid Belt". Icarus 158 (1): 98–105. DOI:10.1006/icar.2002.6837.
  56. Beech, M.; Duncan I. Steel. "On the Definition of the Term Meteoroid". Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 36 (3): 281–284.
  57. "History and Discovery of Asteroids" (DOC). NASA.
  58. Phil Berardelli (2006). "Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water". SpaceDaily.
  59. Jack J. Lissauer, David J. Stevenson (2006). "Formation of Giant Planets" (PDF). NASA Ames Araştırma Merkezi; California Institute of Technology.
  60. Pappalardo, R T (1999). "Geology of the Icy Galilean Satellites: A Framework for Compositional Studies". Brown University.
  61. J. S. Kargel (1994). "Cryovolcanism on the icy satellites". U.S. Geological Survey.
  62. Hawksett, David; Longstaff, Alan; Cooper, Keith; Clark, Stuart (2005). "10 Mysteries of the Solar System". Astronomy Now.
  63. Podolak, M.; Reynolds, R. T.; Young, R. (1990). "Post Voyager comparisons of the interiors of Uranus and Neptune". NASA, Ames Research Center.
  64. Duxbury, N.S., Brown, R.H. (1995). "The Plausibility of Boiling Geysers on Triton". Beacon eSpace.
  65. Sekanina, Zdenek (2001). "Kreutz sungrazers: the ultimate case of cometary fragmentation and disintegration?". Publications of the Astronomical Institute of the Academy of Sciences of the Czech Republic 89 p. 78–93.
  66. Królikowska, M. (2001). "A study of the original orbits of hyperbolic comets". Astronomy & Astrophysics 376 (1): 316–324. DOI:10.1051/0004-6361:20010945.
  67. Fred L. Whipple (04/1992). "The activities of comets related to their aging and origin".
  68. Stansberry (2005). "TNO/Centaur diameters and albedos".
  69. Patrick Vanouplines (1995). "Chiron biography". Vrije Universitiet Brussel.
  70. "List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects". IAU: Minor Planet Center.
  71. Audrey Delsanti and David Jewitt (2006). "The Solar System Beyond The Planets" (PDF). Institute for Astronomy, University of Hawaii.
  72. M. W. Buie, R. L. Millis, L. H. Wasserman, J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, E. I. Chiang, A. B. Jordan, K. J. Meech, R. M. Wagner, D. E. Trilling (2005). "Procedures, Resources and Selected Results of the Deep Ecliptic Survey". Lowell Observatory, University of Pennsylvania, Large Binocular Telescope Observatory, Massachusetts Institute of Technology, University of Hawaii, University of California at Berkeley.
  73. E. Dotto1, M.A. Barucci2, and M. Fulchignoni (2006-08-24). "Beyond Neptune, the new frontier of the Solar System" (PDF).
  74. Fajans, J.; L. Frièdland (October 2001). "Autoresonant (nonstationary) excitation of pendulums, Plutinos, plasmas, and other nonlinear oscillators". American Journal of Physics 69 (10): 1096–1102. DOI:10.1119/1.1389278.
  75. David Jewitt (2005). "The 1000 km Scale KBOs". University of Hawaii.
  76. Mike Brown (2005). "The discovery of 2003 UB313 Eris, the 10th planet largest known dwarf planet.". CalTech.
  77. "Voyager Enters Solar System's Final Frontier". NASA.
  78. Fahr, H. J.; Kausch, T.; Scherer, H. (2000). "A 5-fluid hydrodynamic approach to model the Solar System-interstellar medium interaction". Institut für Astrophysik und Extraterrestrische Forschung der Universität Bonn.
  79. P. C. Frisch (2002). "The Sun's Heliosphere & Heliopause". University of Chicago.
  80. Stern SA, Weissman PR. (2001). "Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort cloud.". Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado.
  81. Bill Arnett (2006). "The Kuiper Belt and the Oort Cloud". nineplanets.org.
  82. David Jewitt (2004). "Sedna - 2003 VB12". University of Hawaii
  83. Mike Brown. "Sedna". CalTech.
  84. T. Encrenaz, JP. Bibring, M. Blanc, MA. Barucci, F. Roques, PH. Zarka (2004). The Solar System: Third edition. Springer. s. 1
  85. Durda D.D.; Stern S.A.; Colwell W.B.; Parker J.W.; Levison H.F.; Hassler D.M. (2004). "A New Observational Search for Vulcanoids in SOHO/LASCO Coronagraph Images".
  86. A.D. Dolgov (2003). "Magnetic fields in cosmology".
  87. R. Drimmel, D. N. Spergel (2001). "Three Dimensional Structure of the Milky Way Disk".
  88. Leong, Stacy (2002). "Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)". The Physics Factbook.
  89. 89,0 89,1 Leslie Mullen (2001). "Galactic Habitable Zones". Astrobiology Magazine.

Qeydlər[redaktə | əsas redaktə]

Xarici keçidlər[redaktə | əsas redaktə]