Sluneční soustava: Porovnání verzí
značky: editace z mobilu editace z mobilního webu |
Bez shrnutí editace značka: možný vandalismus |
||
| Řádek 4: | Řádek 4: | ||
| titul = Internetová jazyková příručka |
| titul = Internetová jazyková příručka |
||
| kapitola = Velká písmena – hvězdářská jména |
| kapitola = Velká písmena – hvězdářská jména |
||
| vydavatel = [[Ústav pro jazyk český Akademie věd České |
| vydavatel = [[Ústav pro jazyk český Akademie věd České ]].<ref name="wudka">{{Citace elektronické monografie |
||
| datum vydání = 2008 |
|||
| datum přístupu = 2011-03-01 |
|||
}} |
|||
</ref>) je [[planetární soustava|planetární systém]] hvězdy známé pod názvem [[Slunce]], ve kterém se nachází naše domovská planeta [[Země]]. |
|||
Systém tvoří především 8 [[planeta|planet]], 5 [[trpasličí planeta|trpasličích planet]], přes 150 [[Měsíc (satelit)|měsíců]] planet (především u [[Měsíce Jupiteru|Jupitera]], [[Měsíce Saturnu|Saturnu]], [[Měsíce Uranu|Uranu]] a [[Měsíce Neptunu|Neptuna]]) a další menší tělesa jako [[planetka|planetky]], [[kometa|komety]], [[meteoroid]]y apod. Pravděpodobně ale existuje i [[devátá planeta]]. |
|||
== Planety == |
|||
Planety ve sluneční soustavě obíhají po eliptických drahách kolem Slunce, které je ve společném ohnisku oběžných elips. Měsíce obíhají kolem planet také po eliptických drahách. Dráhy nejsou dokonale eliptické, protože tělesa sluneční soustavy se vzájemně ovlivňují, navíc je potřeba počítat s relativistickými efekty, především blízko Slunce. |
|||
Sluneční soustava je součástí [[Galaxie Mléčná dráha|Galaxie]] nepřesně nazývané [[Galaxie Mléčná dráha|Mléčná dráha]]. Ta je dále součástí tzv. [[Místní skupina galaxií]], kam patří [[Galaxie v Andromedě|galaxie M 31]] v [[Souhvězdí Andromedy|Andromedě]] a přes 30 dalších menších vesmírných objektů. Místní skupina galaxií pak patří do [[Místní nadkupa galaxií|Místní nadkupy galaxií]] (Supergalaxie). |
|||
Zhruba 99,866 % celkové [[hmotnost]]i sluneční soustavy tvoří samo Slunce, které svou [[gravitace|gravitační]] silou udržuje soustavu pohromadě. Zbylých 0,133 % připadá na planety a jiná tělesa. Soustava se rozkládá do vzdálenosti přibližně 2 světelných let, pásmo komet do vzdálenosti přibližně 1 000 astronomických jednotek [[Astronomická jednotka|AU]], planetární soustava 50 AU. Soustava vznikla asi před 5 miliardami let (různé zdroje uvádějí rozmezí 4,55–5 miliard let). |
|||
Planety jsou v pořadí od Slunce [[Merkur (planeta)|Merkur]] ({{unicode|☿}}), [[Venuše (planeta)|Venuše]] (♀), [[Země]] ({{unicode|♁}}), [[Mars (planeta)|Mars]] (♂), [[Jupiter (planeta)|Jupiter]] ([[Soubor:Jupiter symbol.svg|20px|Astronomický symbol Jupitera]]), [[Saturn (planeta)|Saturn]] ({{unicode|♄}}), [[Uran (planeta)|Uran]] ({{unicode|♅}}/[[Soubor:X - Uranus B.png|10px|Astronomický symbol Uranu]]) a [[Neptun (planeta)|Neptun]] ({{unicode|♆}}). |
|||
Po svém objevení byly mezi planety na čas zařazeny i [[Ceres (trpasličí planeta)|Ceres]] (do 1850) a [[Pluto (trpasličí planeta)|Pluto]] (do 2006). Ty však nejsou ve svých zónách dominantními objekty, a tak jsou od roku [[2006]] označovány jako trpasličí planety. K nim se přidal v roce [[2005]] objekt s provizorním názvem 2003 UB<sub>313</sub>, dnes nazývaný [[Eris (trpasličí planeta)|Eris]], který je pouze nepatrně menší, ale hmotnější než Pluto. |
|||
Důležitými složkami sluneční soustavy jsou také planetky tzv. [[hlavní pás|hlavního pásu]] na drahách mezi Marsem a Jupiterem. Překvapivě mnoho poměrně velkých těles je především v posledním desetiletí nacházeno v oblasti tzv. [[Kuiperův pás|Kuiperova pásu]] za drahou Neptunu ([[Quaoar (planetka)|Quaoar]], [[Orcus (planetka)|Orcus]] aj.), případně i dále ([[Sedna (planetka)|Sedna]]). Úplný okraj naší soustavy pak tvoří obrovská zásobárna [[Jádro komety|kometárních jader]] – tzv. [[Oortův oblak]]. |
|||
== Vznik == |
|||
{{Podrobně|Vznik a vývoj sluneční soustavy}} |
|||
Vědecká [[Mlhovinová hypotéza|teorie jejího vzniku]] předpokládá, že před více než 4,6 miliardami let se v Galaxii začaly shlukovat částečky prachu a plynu – vznikal jakýsi obrovský prachoplynný mrak. Pravděpodobně přeměna nedaleké hvězdy v [[supernova|supernovu]], kterýžto děj doprovázely tlakové vlny, přiměla mračno k pohybu. Částečky prachu a plynu se zformovaly do prstenců rotujících kolem hustého a hmotného středu mraku. Jak se mračno hroutilo, prach a plyny byly gravitační silou přitahovány do jeho středu, kde se zvyšovala teplota. Jádro mračna se ohřálo natolik, že v něm začala probíhat [[termonukleární fúze|termonukleární reakce]]. Vzniklo Slunce a s ním se objevil [[sluneční vítr]], jenž „rozfoukal“ zbylý prach a plyn směrem ke vznikajícím planetám. Malé částečky v [[protoplanetární disk|protoplanetárním mračnu]] do sebe začaly narážet a spojovat se do stále větších a větších kusů hmoty. Největší z nich se staly [[planetesimála]]mi – základními kameny budoucích planet. Díky působení gravitace vznikaly stále větší objekty a nakonec celé planety, mnoho planetek a ještě více komet. Dál od středu byly teploty nižší, díky čemuž vznikli čtyři plynoví obři. |
|||
=== Zánik === |
|||
[[Soubor:Sun red giant.svg|thumb|Porovnání rozměru Slunce po jeho přeměně na [[červený obr|červeného obra]] se současným rozměrem]] |
|||
Budoucí vývoj sluneční soustavy závisí od vývoje Slunce. Slunce má jaderné palivo dostačující ještě na 5, maximálně na 7 miliard let postupného hoření. Po jeho spotřebování se začnou vnější vrstvy Slunce pomalu nafukovat a pohlcovat vnitřní planety sluneční soustavy. Slunce přejde do dalšího stadia svého vývoje, které nazýváme [[červený obr]]. V něm zůstane Slunce přibližně na 35 milionů let stabilní a zatím bude ve svém jádru spalovat helium ("odpad" původních fúzních reakcí) na uhlík a kyslík.<ref>{{Cite book |
|||
| author=[[Vojtech Rušin]] |
|||
| title=Slnko, naša najbližšia hviezda |
|||
| pages=strana 222 |
|||
| publisher=Vydavateľstvo slovenskej akadémie vied, Bratislava |
|||
| |origdate=2005 |
|||
| isbn=80-224-0864-6 |
|||
}}</ref>Po vyčerpání zásob hélia však bude rozpínání slunečního povrchu pokračovat až se nakonec změní na mladou [[planetární mlhovina|planetární mlhovinu]], která pohltí i ty nejvzdálenější části sluneční soustavy. Z jádra Slunce se stane malá horká a velmi hustá hvězda - [[bílý trpaslík]]. Vnější obálky se budou jako planetární mlhovina nadále rozpínat, až se nakonec smíchají s mezihvězdným prostředí a mohou posloužit při vzniku dalších nových hvězd.<ref>{{Cite web |
|||
| url=http://www.astro.cz/clanek/2620 |
|||
| title=Bílý trpaslík naznačuje osud Sluneční soustavy |
|||
| author=Martinek František |
|||
| language=česky |
|||
}}</ref> |
|||
== Složení soustavy == |
|||
=== Slunce === |
|||
{{Podrobně|Slunce}} |
|||
[[File:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819-02.jpg|thumb|Slunce]] |
|||
Slunce je pomyslným centrálním bodem sluneční soustavy. Je výrazně nejhmotnějším tělesem celé soustavy, což mj. způsobuje, že obíhá v těsné blízkosti jejího [[těžiště]]. I tak se toto povětšinou nachází mimo samotné Slunce. Vlivem [[gravitační síla|gravitačních sil]] úměrných sluneční hmotnosti je k němu celá soustava vázána. Tato hvězda září přibližně 4,5 miliardy let a předpokládá se, že bude zářit cca dalších 7 miliard let. Po vyčerpání většiny [[vodík]]u se jádro gravitací smrští a z „popela“ předcházející reakce se stane „palivo“ pro následující, přičemž s prudkým vzrůstem [[tlak]]u a [[teplota|teploty]] se postupně budou „zapalovat“ další reakce doprovázené vznikem těžších prvků – [[uhlík]]u, [[kyslík]]u, [[neon]]u a [[hořčík]]u.<ref>{{Citace elektronické monografie |
|||
| příjmení = Ullmann |
|||
| jméno = Vojtěch |
|||
| url = http://astronuklfyzika.cz/Gravitace4-1.htm |
|||
| titul = Astro Nukl Fyzika |
|||
| kapitola = 4.1. Úloha gravitace při vzniku a evoluci hvězd |
|||
| datum přístupu = 2008-10-25 |
|||
}}</ref> |
|||
Samotná existence soustavy nicméně není bezprostředně vázána na tyto přeměny a tak bude velmi pravděpodobně existovat i po útlumu slunečních [[termonukleární fúze|termonukleárních reakcí]] a jeho proměně v rudého obra a následné smrštění se v „bílého trpaslíka“.<ref>{{Citace elektronické monografie |
|||
| příjmení = Martinek |
|||
| jméno = František |
|||
| url = http://www.astro.cz/clanek/2620 |
|||
| titul = Bílý trpaslík naznačuje osud Sluneční soustavy |
|||
| vydavatel = Česká astronomická společnost |
|||
| datum vydání = 2007-01-03 |
|||
| datum přístupu = 2008-10-25 |
|||
}}</ref> |
|||
=== Vnitřní planety === |
|||
==== Merkur ==== |
|||
{{Podrobně|Merkur (planeta)}} |
|||
[[Soubor:Mercury-real color.jpg|thumb|Merkur]] |
|||
Merkur je [[Slunce|Slunci]] nejbližší a současně i nejmenší planetou sluneční soustavy,<ref name="ceman">{{Citace monografie |
|||
| příjmení = Čeman |
|||
| jméno = Róbert |
|||
| odkaz na autora = |
|||
| titul = Vesmír 1 Sluneční soustava |
|||
| vydání = 1 |
|||
| vydavatel = Mapa Slovakia Bratislava |
|||
| místo = Bratislava |
|||
| rok = 2002 |
|||
| strany = 108 |
|||
| isbn = 80-8067-072-2 |
|||
}}</ref> která dosahuje pouze o 40 % větší velikosti než pozemský [[Měsíc]] a je tak menší než Jupiterův měsíc [[Ganymed (měsíc)|Ganymed]] a Saturnův [[Titan (měsíc)|Titan]].<ref name="solarviews">{{Citace elektronické monografie |
|||
| příjmení = Calvin J. |
|||
| jméno = Hamilton |
|||
| odkaz na autora = |
|||
| titul = Solarviews.com – Mercury |
|||
| url = http://www.solarviews.com/eng/mercury.htm |
|||
| datum vydání = |
|||
| datum aktualizace = |
|||
| datum přístupu = 2009-1-22 |
|||
| vydavatel = Solarviews.com |
|||
| místo = |
|||
| jazyk = anglicky |
|||
}}</ref> Jeho [[oběžná dráha]] je ze všech planet nejblíže ke [[Slunce|Slunci]]<ref name="Astronomia">{{Citace elektronické monografie |
|||
| příjmení = |
|||
| jméno = |
|||
| odkaz na autora = |
|||
| titul = Astronomia: Merkur |
|||
| url = http://planety.astro.cz/merkur/ |
|||
| datum vydání = |
|||
| datum aktualizace = |
|||
| datum přístupu = 2009-1-11 |
|||
| vydavatel = Astronomia |
|||
| místo = |
|||
| jazyk = |
|||
}}</ref> a jeden oběh kolem Slunce trvá pouze 87,969 dne. Dráha Merkuru má největší [[Excentricita dráhy|výstřednost dráhy]] ze všech planet sluneční soustavy a nejmenší [[sklon rotační osy]]. Během dvou oběhů kolem Slunce dojde ke třem otočením kolem rotační osy. [[Perihélium]] jeho dráhy se stáčí ke Slunci o 43 [[vteřina|vteřin]] za století; fenomén, který ve 20. století vysvětlil [[Albert Einstein]] [[obecná teorie relativity|obecnou teorií relativity]].<ref name="wudka">{{Citace elektronické monografie |
|||
| příjmení = Wudka |
| příjmení = Wudka |
||
| jméno = Jose |
| jméno = Jose |
||
| Řádek 121: | Řádek 17: | ||
| jazyk = anglicky |
| jazyk = anglicky |
||
}}</ref> Při pohledu ze Země dosahuje Merkur jasnosti mezi −2,0 až 5,5<sup>m</sup>, takže je viditelný i pouhým okem, ale jelikož se nevzdaluje od Slunce nikdy dále než na 28,3° je velice těžko pozorovatelný. Nejlepší podmínky tak nastávají při soumraku či úsvitu než vyjde Slunce nad horizont. |
}}</ref> Při pohledu ze Země dosahuje Merkur jasnosti mezi −2,0 až 5,5<sup>m</sup>, takže je viditelný i pouhým okem, ale jelikož se nevzdaluje od Slunce nikdy dále než na 28,3° je velice těžko pozorovatelný. Nejlepší podmínky tak nastávají při soumraku či úsvitu než vyjde Slunce nad horizont. |
||
značí velkými písmeny [[latinka|latinské abecedy]], obíhá kolem planety také početná rodina [[měsíc (satelit)|měsíců]], jichž je roku 2008 známo 60. Největší z nich je [[Titan (měsíc)|Titan]], který má jako jediný měsíc ve sluneční soustavě hustou [[Atmosféra Titanu|atmosféru]]. |
|||
Pozorování planety pozemskými teleskopy je složité kvůli blízkosti Slunce. Detailnější znalosti přinesla až dvojice sond, která kolem planety prolétla. První sondou u Merkuru byla americká sonda [[Mariner 10]] v 70. letech, která nasnímala přibližně 45 % povrchu. V roce 2008 dorazila k planetě další sonda [[MESSENGER]], která provedla tři průlety kolem Merkuru a v v roce [[2011]] byla navedena na oběžnou dráhu kolem planety. Po vyčerpání veškerého paliva ukončila svou misi plánovaným pádem na povrch Merkuru dne 30. dubna 2015. Snímky z těchto dvou sond umožnily prozkoumat povrch planety, t silně připomíná měsíční krajinu plnou impaktních kráterů, nízkých pohoří a [[měsíční moře|lávových planin]]. Vlivem neustálých dopadů těles všech velikostí na [[povrch Merkuru]] je většina povrchu [[eroze|erodována]] drobnými krátery. Povrch je nejspíše vlivem smršťování planety rozpraskán množstvím útesových [[zlom]]ů dosahujících výšky několika [[metr|kilometrů]] a délky stovek kilometrů. Současně je povrch neustále bombardován [[foton]]y i [[Sluneční vítr|slunečním větrem]] – proudem nabitých částic směřujících vysokou rychlostí od Slunce. Nepřítomnost atmosféry je příčinou velkých rozdílů [[teplota|teplot]] mezi osvětlenou a neosvětlenou polokoulí. Rozdíly dosahují hodnot téměř 700 [[Stupeň Celsia|°C]]. Na polokouli přivrácené ke Slunci může teplota vystoupit na téměř 430 °C. Na polokouli odvrácené panuje mráz až −180 °C. |
|||
==== Venuše ==== |
|||
{{Podrobně|Venuše (planeta)}} |
|||
[[Soubor:Venuspioneeruv.jpg|thumb|Venuše]] |
|||
Venuše je druhá [[planeta]] od [[Slunce]] ve sluneční soustavě. Je pojmenovaná po [[římská mytologie|římské bohyni]] [[láska|lásky]] a krásy [[Venuše (mytologie)|Venuši]]. Jedná se o jedinou planetu sluneční soustavy, která je pojmenována po ženě. Venuše je [[terestrická planeta]], co do velikosti a hrubé skladby velmi podobná [[Země|Zemi]]; někdy se proto nazývá „sesterskou planetou“ Země. Ačkoliv orbity všech ostatních planet jsou [[elipsa]]mi, orbita Venuše je jediná téměř [[kružnice|kružnicí]], se Sluncem pouze o 0,7 % mimo skutečný střed Venušiny oběžné dráhy. Okolo Slunce oběhne jednou za 224,7 pozemského dne. Protože je Venuše ke Slunci blíže než Země, je na obloze vždy zhruba ve stejné vzdálenosti od Slunce (největší [[elongace]] je 47,8°) a lze ji ze Země vidět jen před [[svítání]]m nebo po [[soumrak]]u, kdy je i nejjasnější. Proto je Venuše někdy označována jako „jitřenka“ či „večernice“ a pokud se objeví, jde o zdaleka nejsilnější bodový zdroj světla na obloze po Slunci a [[Měsíc]]i o [[Hvězdná velikost|magnitudě]] −4,6. Výjimečně lze Venuši pouhým okem spatřit i ve dne. |
|||
Venuše je zcela zakryta vrstvou husté oblačnosti, která nedovoluje spatřit její povrch v oblasti viditelného světla. To zapříčinilo velkou řadu [[spekulace|spekulací]] o jejím povrchu, které přetrvávaly až do [[20. století]], kdy byl její povrch prozkoumán pomocí přistávacích modulů a [[radar]]ového mapování povrchu. Venuše má nejhustější atmosféru ze všech terestrických planet, která je tvořena převážně z [[oxid uhličitý|oxidu uhličitého]]. Pro absenci [[Koloběh uhlíku|uhlíkového cyklu]] ve formě navázání do [[hornina|hornin]] či na [[biomasa|biomasu]] z atmosféry docházelo k jeho enormnímu nárůstu až do současné podoby. Vznikl tak silný [[Skleníkový efekt|skleníkový jev]], který ohřál planetu na teploty znemožňující výskyt kapalné [[voda|vody]] na jejím povrchu a učinil z Venuše suchý a prašný svět. Existují teorie, že Venuše měla dříve podobně jako Země [[oceán]]y kapalné vody. Voda se vlivem narůstající teploty vypařila a následně se pro absenci magnetického pole vodní molekuly střetly s částicemi [[sluneční vítr|slunečního větru]], což vedlo k jejich rozpadu na kyslík a vodík a úniku volných částic z atmosféry.<ref name="solarwind">{{Citace elektronické monografie |
|||
| datum vydání = 2007-11-28 |
|||
| titul = Caught in the wind from the Sun |
|||
| vydavatel = ESA (Venus Express) |
|||
| url = http://www.esa.int/SPECIALS/Venus_Express/SEM0G373R8F_0.html |
|||
| datum přístupu = 2008-07-12 |
|||
}}</ref> V současnosti dosahuje tlak na povrchu Venuše přibližně 92násobku tlaku na Zemi. |
|||
Venuše byla známa již starým [[Babylonie|Babyloňanům]] kolem roku 1600 př. n. l. a pravděpodobně byla pozorována dlouho předtím v prehistorických dobách díky své jasné viditelnosti. Jejím symbolem je stylizované znázornění bohyně Venuše držící zrcadlo: kruh s malým křížem pod ním (v [[Unicode]]: ♀). V rámci sovětského programu [[Veněra]], který probíhal v letech 1961–1983 bylo k Venuši vypuštěno 16 sond. První mapa povrchu mohla být zhotovena teprve v 90. letech 20. století v rámci projektu [[Magellan (sonda)|Magellan]]. Tyto snímky přinesly poznatky o silné [[vulkanismus|sopečné aktivitě]] na povrchu Venuše, což spolu s přítomností síry v atmosféře vedlo k domněnkám, že se na Venuši nachází aktivní vulkanismus i v současnosti. Při průzkumu snímků ale nebyly nalezeny žádné doklady [[lávový proud|lávových proudů]], které by pocházely z nedávné doby. Na povrchu bylo překvapivě pozorováno jen malé množství [[impaktní kráter|impaktních kráterů]] naznačující, že celý povrch je relativně mladý o stáří přibližně půl [[miliarda|miliardy]] let. |
|||
==== Země ==== |
|||
{{Podrobně|Země}} |
|||
[[Soubor:Earth Eastern Hemisphere.jpg|thumb|Země]] |
|||
Země je třetí [[planeta]] sluneční soustavy, zároveň největší [[terestrická planeta]] v soustavě a jediné planetární těleso, na němž je dle současných vědeckých poznatků potvrzen [[život]]. Země nejspíše vznikla před 4,6 [[miliarda]]mi [[rok|let]] a krátce po svém vzniku získala svůj jediný [[přirozený satelit]] – [[Měsíc]]. Země obíhá kolem Slunce po téměř kružnicové dráze s velmi malou excentricitou. Země jako domovský svět [[lidstvo|lidstva]] má mnoho názvů v závislosti na [[národ]]u, mezi nejznámější patří název latinského původu [[Terra (mytologie)|Terra]], Tellus či řecký název [[Gaia]]. |
|||
Země je dynamickou planetou, která se skládá z jednotlivých [[sféra|zemských sfér]]. Jedná se o nedokonalou kouli s poloměrem 6378 km, uprostřed se nachází malé [[Zemské jádro|pevné jadérko]] obklopené polotekutým [[zemské jádro|vnějším jádrem]], dále pak [[zemský plášť|pláštěm]] a [[zemská kůra|zemskou kůrou]], která se dělí na [[oceánská kůra|oceánskou]] a [[kontinentální kůra|kontinentální]]. Zemská kůra je tvořena [[Tektonická deska|litosférickými deskami]], které jsou v neustálém [[litosférické rozhraní|pohybu]] vlivem procesu nazývaného [[desková tektonika]]. Na povrchu Země se vyskytuje [[hydrosféra]] v podobě souvislého [[Světový oceán|oceánu]] kapalné [[voda|vody]], který zabírá přibližně 71 % [[Povrch Země|zemského povrchu]]. Na velmi úzkém pásu rozhraní mezi [[litosféra|litosférou]] a [[Atmosféra Země|atmosférou]] se nachází [[biosféra]], živý obal Země, který je tvořen živými [[organismus|organismy]]. Jeho činností došlo k přeměně části litosféry na půdní obal Země tzv. [[pedosféra|pedosféru]]. Celou planetu obklopuje hustá atmosféra tvořená převážně [[dusík]]em a [[kyslík]]em vytvářející směs obvykle nazývanou jako [[vzduch]]. |
|||
Její [[astronomický symbol]] sestává z kříže v kruhu, reprezentujícího [[poledník]] a [[Zemský rovník|rovník]]; v jiných variantách je kříž vysunut nad kruh ([[Unicode]]: ⊕ nebo ♁). Kromě slov odvozených od ''Terra'', jako je ''terestrický'', obsahují pojmy vztahující se k Zemi také prefix ''telur-'' nebo ''tellur-'' (např. telurický, [[tellurit]] podle bohyně ''[[Tellūs]]'') a ''geo-'' (např. [[geocentrický model]], [[geologie]]). Země je domovským světem [[lidstvo|lidstva]], které je na Zemi rozděleno na přibližně 200 nezávislých [[stát]]ů, které jsou spolu ve vzájemném působení skrze [[diplomacie|diplomacii]], [[cestování]] a [[obchod]]. |
|||
==== Mars ==== |
|||
{{Podrobně|Mars (planeta)}} |
|||
[[Soubor:Mars Hubble.jpg|thumb|Mars]] |
|||
Mars je čtvrtá planeta sluneční soustavy, druhá nejmenší planeta soustavy po [[Merkur (planeta)|Merkuru]]. Je pojmenována po římském bohu války [[Mars (mytologie)|Martovi]]. Jedná se o planetu [[Terestrická planeta|terestrického]] typu, tj. má pevný horninový povrch pokrytý [[impaktní kráter|impaktními krátery]], vysokými [[sopka]]mi, hlubokými [[kaňon]]y a dalšími útvary. Má dva malé měsíce nepravidelného tvaru pojmenované [[Phobos (měsíc)|Phobos]] a [[Deimos (měsíc)|Deimos]]. |
|||
V období, kdy je Mars v [[opozice (astronomie)|opozici]] ke [[Slunce|Slunci]] a [[Země]] se tak nachází mezi těmito dvěma tělesy, je Mars pozorovatelný na obloze po celou noc. Spolehlivé informace o prvních pozorováních Marsu jako planety neexistují, ale je pravděpodobné, že k nim došlo mezi lety 3000 až 4000 př. n. l. Všechny starověké civilizace, [[Starověký Egypt|Egypťané]], [[Mezopotámie|Babylóňané]] a [[Starověké Řecko|Řekové]], znaly tuto „putující hvězdu“ a měly pro ni svá pojmenování. Kvůli jejímu načervenalému nádechu, způsobenému červenou barvou zoxidované půdy na jejím povrchu, považovaly staré národy Mars většinou za symbol ohně, krve a zániku. |
|||
Detailní zkoumání planety umožnilo od 60. let 20. století takřka 20 úspěšných [[planetární sonda|automatických sond]]. V současné době jsou na oběžné dráze kolem Marsu tři funkční sondy ([[Mars Odyssey]], [[Mars Express]] a [[Mars Reconnaissance Orbiter]]) a na povrchu planety se pohybují dvě vozítka ([[Opportunity]] a [[Mars Science Laboratory|Curiosity]]) která poskytla data, jež umožnila zmapovat větší část povrchu, definovat základní historická období či porozumět základním jevům odehrávajícím se na planetě. |
|||
=== Hlavní pás asteroidů === |
|||
{{Podrobně|Hlavní pás}} |
|||
[[Soubor:Asteroid Belt.jpg|thumb|Hlavní pás asteroidů]] |
|||
Hlavní pás asteroidů je soustava planetek, které obíhají v prostoru mezi drahami Marsu a [[Jupiter (planeta)|Jupiteru]], zhruba ve vzdálenostech od 2 [[Astronomická jednotka|AU]] do 4 AU. Z větší části se vytvořily z [[protoplanetární disk|protoplanetárního disku]] v oblasti, kde se v důsledku [[gravitace|gravitačního]] vlivu Jupiteru nemohlo vytvořit jediné velké těleso. Mnohé vznikly dodatečně rozpadem původně vniklých těles při jejich vzájemných srážkách. |
|||
V roce 2006 bylo známo přes 300 000 těles v této oblasti. |
|||
=== Vnější planety === |
|||
==== Jupiter ==== |
|||
{{Podrobně|Jupiter (planeta)}} |
|||
[[Soubor:Jupiter Earth Comparison.png|thumb|Jupiter:Země]] |
|||
Jupiter je největší [[planeta]] sluneční soustavy, v pořadí pátá od [[Slunce]]. Sluneční soustava je někdy popisována jako dvojsystém skládající se ze [[Slunce]] a Jupiteru jako hlavních dvou členů a dalších menších těles. Jupiter, [[Saturn (planeta)|Saturn]], [[Uran (planeta)|Uran]], a [[Neptun (planeta)|Neptun]] jsou označovány jako [[plynný obr|plynní obři]], či planety jupiterského typu. Jupiter má hmotnost přibližně jedné tisíciny Slunce, což je okolo dva a půl krát více než všechny ostatní planety sluneční soustavy dohromady. Planeta je pojmenována po [[římská mytologie|římském bohu]] [[Jupiter (mytologie)|Jovovi]] (v 1. pádě Jupiter). Symbolem planety je stylizované znázornění božského [[blesk]]u (v [[Unicode]]: ♃). Jupiter byl pozorován již od pradávna, při pohledu ze Země má Jupiter [[hvězdná velikost|magnitudu]] −2,8, což z něj činí třetí nejjasnější objekt na [[noční obloha|noční obloze]] po [[Měsíc]]i a [[Venuše (planeta)|Venuši]] (v některých případech se před Jupiter v jasnosti dostane [[Mars (planeta)|Mars]], když je v ideální pozici během svého oběhu vůči Zemi). |
|||
Okolo planety se nacházejí [[Prstence Jupiteru|slabé prstence]], které jsou ze [[Země]] špatně viditelné. Současně ho obklopuje silné [[radiační pole]]. Při pohledu z okolního vesmíru jsou viditelné horní vrstvy [[atmosféra Jupiteru|atmosféry]] rozčleněny v závislosti na planetární šířce do různě barevných pruhů a skvrn, které jsou [[atmosférická bouře|atmosférickými bouřemi]]. Nejznámější takovouto bouří je [[Velká rudá skvrna]], která je známá minimálně od [[17. století|17. století]]. Dosud není přesně známo, jaké vrstvy planetu tvoří, jelikož současné technické prostředky neumožňují její průzkum do větší hloubky. Předpokládá se, že Jupiter je složen převážně z [[vodík]]u, [[helium|hélia]] a [[organická sloučenina|organických sloučenin]]. Je možné, že planeta má tvrdé kamenné jádro tvořené těžšími prvky. |
|||
Jupiter byl prozkoumán několika automatickými [[planetární sonda|sondami]], nejčastěji na začátku [[program Pioneer|programu Pioneer]] a [[program Voyager|programu Voyager]], kdy všechny tyto sondy kolem planety proletěly. Později k Jupiteru zamířila sonda [[Sonda Galileo|Galileo]], která kolem planety po necelých osm let obíhala. Nejnovější data pocházejí ze sondy [[New Horizons]], která v únoru [[2007]] použila planetu pro zvýšení rychlosti na své cestě k [[Pluto (trpasličí planeta)|Plutu]]. V současnosti se plánují další mise do soustavy Jupiteru, které by měly za cíl prozkoumat převážně hypotetické oceány pod ledovou kůrou jeho měsíce [[Europa (měsíc)|Europy]]. Jupiter má nejméně 63 měsíců. První z nich objevil v roce [[1610]] [[Galileo Galilei]] a nezávisle na něm pravděpodobně i [[Simon Marius]]. Jde o čtyři velké měsíce [[Io (měsíc)|Io]], [[Europa (měsíc)|Europu]], [[Ganymed (měsíc)|Ganymed]] a [[Callisto]] (nyní známé jako [[Galileovy měsíce]]), u jejichž nebeského pohybu bylo zřetelné, že jeho centrem není Země. Tato skutečnost byla hlavním bodem obhajoby [[Mikuláš Koperník|Koperníkovy]] [[Heliocentrismus|heliocentrické teorie]] o pohybu planet; Galileiho vyhlášení podpory Koperníkově teorii jej dostalo do problémů s [[inkvizice|inkvizicí]]. |
|||
==== Saturn ==== |
|||
{{Podrobně|Saturn (planeta)}} |
|||
[[Soubor:Saturn-cassini-March-27-2004.jpg|thumb|Saturn]] |
|||
Saturn je šestá, po [[Jupiter (planeta)|Jupiteru]] druhá největší planeta sluneční soustavy. Planeta byla pozorována již starověkými astronomy a byla pojmenována po římském bohu [[Saturn (bůh)|Saturnovi]], který byl obdobou řeckého boha [[Kronos|Krona]]. [[Astronomický symbol]] pro Saturn je ♄. |
|||
Saturn patří mezi velké [[plynný obr|plynné obry]], pro které je typické, že nemají pevný povrch, ale pouze hustou [[atmosféra|atmosféru]], která postupně přechází do pláště. Atmosféra je tvořena převážně lehkými [[plyn]]y, a to hlavně [[vodík]]em, který tvoří 96,3 % jejího [[objem]]u. Při pozorování Saturnu z dálky je planeta světle žlutá, což způsobuje vrstva [[Oblak|mraků]] s nejasnými pásy různých barevných odstínů, které jsou přibližně rovnoběžné s [[Zemský rovník|rovníkem]] planety. [[Teplota]] v horní oblačné vrstvě atmosféry dosahuje −140 °C. Objem planety je 764krát větší než objem [[Země]], má však ze všech planet nejmenší hustotu, která dosahuje pouze 0,6873 g/cm<sup>3</sup>. Jedná se o jedinou planetu ve sluneční soustavě, která má menší střední [[hustota|hustotu]] než voda.<ref>{{Citace elektronické monografie |
|||
| titul = Planety naší soustavy – Saturn |
|||
| url = http://planety.topweb.cz/saturn.php |
|||
| datum přístupu = 2008-9-3 |
|||
| vydavatel = Apu.cz |
|||
}}</ref> Saturn je znám svou mohutnou soustavou [[planetární prstenec|planetárních prstenců]], které jsou viditelné ze Země i malým dalekohledem. Vedle prstenců, které se značí velkými písmeny [[latinka|latinské abecedy]], obíhá kolem planety také početná rodina [[měsíc (satelit)|měsíců]], jichž je roku 2008 známo 60. Největší z nich je [[Titan (měsíc)|Titan]], který má jako jediný měsíc ve sluneční soustavě hustou [[Atmosféra Titanu|atmosféru]]. |
|||
Jeden oběh okolo [[Slunce]] vykoná Saturn za 29,46 pozemského [[rok]]u. Na [[noční obloha|noční obloze]] je snadno pozorovatelný pouhým okem jako nažloutlý neblikavý objekt, [[Hvězdná velikost|jasností]] srovnatelný s nejjasnějšími [[hvězda]]mi. Od [[ekliptika|ekliptiky]] se nikdy nevzdálí na větší úhlovou vzdálenost než 2,5°. Přechod jedním znamením [[zvěrokruh]]u trvá více než 2 roky. |
Jeden oběh okolo [[Slunce]] vykoná Saturn za 29,46 pozemského [[rok]]u. Na [[noční obloha|noční obloze]] je snadno pozorovatelný pouhým okem jako nažloutlý neblikavý objekt, [[Hvězdná velikost|jasností]] srovnatelný s nejjasnějšími [[hvězda]]mi. Od [[ekliptika|ekliptiky]] se nikdy nevzdálí na větší úhlovou vzdálenost než 2,5°. Přechod jedním znamením [[zvěrokruh]]u trvá více než 2 roky. |
||
Verze z 21. 10. 2016, 10:23
Sluneční soustava (podle Pravidel českého pravopisu psáno s malým s, tedy sluneční soustavaChybná citace: Chybí ukončovací </ref> k tagu <ref> Při pohledu ze Země dosahuje Merkur jasnosti mezi −2,0 až 5,5m, takže je viditelný i pouhým okem, ale jelikož se nevzdaluje od Slunce nikdy dále než na 28,3° je velice těžko pozorovatelný. Nejlepší podmínky tak nastávají při soumraku či úsvitu než vyjde Slunce nad horizont.
značí velkými písmeny latinské abecedy, obíhá kolem planety také početná rodina měsíců, jichž je roku 2008 známo 60. Největší z nich je Titan, který má jako jediný měsíc ve sluneční soustavě hustou atmosféru.
Jeden oběh okolo Slunce vykoná Saturn za 29,46 pozemského roku. Na noční obloze je snadno pozorovatelný pouhým okem jako nažloutlý neblikavý objekt, jasností srovnatelný s nejjasnějšími hvězdami. Od ekliptiky se nikdy nevzdálí na větší úhlovou vzdálenost než 2,5°. Přechod jedním znamením zvěrokruhu trvá více než 2 roky.
Uran
Uran je sedmá planeta od Slunce, třetí největší a čtvrtá nejhmotnější planeta ve sluneční soustavě. Řadí se mezi plynné obry a společně s Neptunem i mezi tzv. ledové obry. Jméno má po řeckém bohu Úranovi, bohu nebes. Symboly planety Uran jsou znak ♅ (užívaný v astrologii) nebo Astronomický symbol Uranu (užívaný v astronomii). I přes to, že je možné Uran za příznivých podmínek pozorovat pouhým okem na noční obloze, nebyl antickými astronomy rozpoznán jako planeta, ale byl považován za hvězdu kvůli pomalé rychlosti a slabé záři.[1] Objev Uranu ohlásil William Herschel 13. března 1781, čímž poprvé v moderní době posunul známé hranice sluneční soustavy.
Chemickým složením se Uran podobá Neptunu. Obě planety mají rozdílné zastoupení plynů oproti Jupiteru či Saturnu. Přesto je atmosféra Uranu složením podobná atmosféře Jupiteru či Saturnu. Tvoří ji převážně plynné formy vodíku a helia, ale obsahuje i výrazný podíl vody, čpavku či metanu se stopami uhlovodíků.[2] Atmosféra Uranu je nejchladnější atmosférou ve sluneční soustavě, minimální teploty se pohybují okolo 49 K. Její struktura je vrstevnatá: v nejnižších patrech se nacházejí mraky vody, ve svrchních patrech mraky tvořené především metanem.[2] Sama planeta je nejspíše složena především z ledu a kamene.[3]
Podobně jako další plynné planety má i Uran planetární prstence, magnetosféru a obíhá ho řada měsíců. Zvláštností Uranu je sklon jeho rotační osy: osa leží téměř v rovině, ve které planeta obíhá. Severní a jižní pól se proto nacházejí v oblastech, jež jsou u jiných planet charakteristické pro rovník.[4] Při pohledu ze Země se proto občas stane, že se prstence Uranu jeví jako terč s Uranem ve středu.
Když v roce 1986 kolem Uranu proletěla sonda Voyager 2, nepozorovala v atmosféře planety žádné větší množství mračen a bouřkových systémů, což je typické pro jiné plynné obry.[4] Pozemská pozorování však přinesla náznaky sezónních změn počasí, s čímž souvisí i větry vanoucí v atmosféře. Ty mohou dosahovat rychlosti až 900 km/h.[5]
Neptun
Neptun je osmá a od Slunce nejvzdálenější planeta sluneční soustavy a řadí se mezi představitele plynných obrů.[6] S rovníkovým průměrem okolo 50 000 km spadá mezi menší plynné obry sluneční soustavy. Podobně jako u ostatních plynných obrů je možno přímo pozorovat pouze svrchní vrstvy atmosféry, ve kterých je vidět několik velkých temných skvrn připomínajících skvrny v atmosféře Jupiteru.[6] Neptun má charakteristicky modrou barvu, která je zapříčiněna množstvím metanu v atmosféře.[7][8]
Planeta Neptun je značně podobná Uranu, obě planety mají rozdílné složení než další plynní obři sluneční soustavy Jupiter a Saturn. Uran a Neptun jsou proto někdy vyčleňováni do zvláštní kategorie jako tzv. „ledoví obři“. Atmosféra Neptunu je složena převážně z vodíku a helia s větším podílem vody, čpavku a metanu. Vnitřní stavba planety je spíše kamenitá a obohacená navíc vodním ledem.
Planeta byla objevena v roce 1846 Johannem Gallem a studentem astronomie Louisem d’Arrestem jako vůbec jediná na základě matematických výpočtů gravitačních odchylek okolních těles.[6][9] Následně planeta dostala své jméno podle starořímského boha moří Neptuna.[10]
Komety
Kometa je malé těleso sluneční soustavy podobné planetce, složené především z ledu a prachu a obíhající většinou po velice výstředné (excentrické) dráze kolem Slunce. Komety jsou známé pro své nápadné ohony. Naprostá většina komet se po většinu času zdržuje daleko za oběžnou dráhou Pluta, odkud občas přilétne do vnitřních částí sluneční soustavy. Velmi často jsou popisované jako „špinavé sněhové koule“ – z velké části je tvoří zmrzlý oxid uhličitý, metan a voda smíchaná s prachem a různými nerostnými látkami.
V závislosti na gravitační interakci komety s planetami se dráha komet může změnit z eliptické na hyperbolickou (a definitivně opustit sluneční soustavu) nebo na méně výstřednou. Například Jupiter je známý tím, že mění dráhy komet a zachycuje je na krátkých oběžných dráhách. Proto existují i komety, které se ke Slunci vrací pravidelně a často. Mezi ně patří například Halleyova, Hale-Boppova nebo Kohoutkova kometa. Často v tomto smyslu znamená jednou za několik let až staletí.
Kuiperův pás
Kuiperův pás je oblast ve sluneční soustavě, která se nachází za dráhou Neptuna ve vzdálenosti 30 až 50 AU od Slunce. Předpokládá se, že je složen z několika desítek tisíc těles větších než 100 km a řádově miliardy objektů větších než 1 km. Obsahuje tak absolutně nejvíce všech těles sluneční soustavy. Pojmenován je po Gerardu Kuiperovi, který v roce 1951 navrhl teorii o původu některých komet v bližší oblasti než Oortův oblak.
Rozptýlený a oddělený disk
Rozptýlený disk je vzdálená oblast sluneční soustavy, která je řídce osídlena ledovými planetkami, označovanými jako objekty rozptýleného disku. Tyto objekty jsou podskupinou širší skupiny transneptunických těles (TNO). Výstřednost oběžných drah těles rozptýleného disku dosahuje až hodnoty 0,8 a sklon k rovině ekliptiky až 40°. Jejich perihélium je větší než 30 astronomických jednotek (AU). Extrémní oběžné dráhy jsou zřejmě výsledkem rozptýlení těchto těles způsobeném gravitačním vlivem plynných obrů a stále je svou gravitací narušuje planeta Neptun.
Některá transneptunická tělesa se však ani při svém největším přiblížení Slunci nedostávají do gravitačního vlivu vnějších planet, a jejich dráhy tak zůstávají nerušeny. Jako takové se tedy jeví být ve sluneční soustavě „oddělené“.[11][12] Tato skupina objektů tedy bývá označována jako oddělený disk. Mezi populacemi rozptýleného a odděleného disku však nejsou žádné pevné hranice.
Heliopauza
Heliopauza je oblast (rozhraní), kde přestává působit sluneční vítr. Podle současných poznatků vane sluneční vítr neztenčenou intenzitou asi do vzdálenosti 95 AU. Pak se ve větší míře střetává s mezihvězdným médiem, zpomaluje se a mění se v chuchvalce, které vypadají a chovají se spíše jako ohony komet. Tyto chuchvalce mohou zasahovat do vzdálenosti dalších přibližně 40 AU, pokud sluneční vítr vane proti směru proudění mezihvězdného média. V opačném směru to může být několikrát více.
Oortův oblak
Oortův oblak je řídká kulovitá obálka kolem naší sluneční soustavy. Nachází se daleko za Kuiperovým pásem, přibližně 50 000 až 100 000 AU od Slunce. Jde o pozůstatek prapůvodní planetární mlhoviny, ze které naše sluneční soustava vznikla. Skládá se z bilionů komet, z nichž některé pravděpodobně vlivem gravitace jiných těles změnily během minulých miliard let svou dráhu směrem k Slunci.
Oortův oblak nese svůj název po holandském astronomovi Janu Oortovi, který hypotézu o jeho existenci poprvé zveřejnil v roce 1950. Jeho existence nebyla dosud prokázána, ale většina astronomů jej považuje za reálný.
Hranice sluneční soustavy
Není známo, že by se v oblasti za Oortovým oblakem nacházela další tělesa patřící do naší sluneční soustavy. To však neznamená, že zde nemohou být, protože gravitační působení Slunce sahá až do vzdálenosti asi 2 světelných let (125 000 AU), což je více než odhadovaný průměr Oortova oblaku. Lidstvo však zatím nemá nástroje pro podrobnější průzkum této oblasti.
Související články
- Dějiny průzkumu sluneční soustavy
- ORBITER Space Flight Simulator – simulátor letů do vesmíru pro PC/Win, freeware
Reference
- ↑ MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program [online]. [cit. 2007-08-27]. (Monterey Institute for Research in Astronomy). Dostupné online.
- ↑ a b LUNINE, Jonathan. I. The Atmospheres of Uranus and Neptune. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1993, roč. 31, s. 217–263. Dostupné online. DOI 10.1146/annurev.aa.31.090193.001245.
- ↑ PODOLAK, M., Weizman, A.; Marley, M. Comparative models of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci.. 1995, roč. 43, čís. 12, s. 1517–1522. Dostupné online. DOI 10.1016/0032-0633(95)00061-5.
- ↑ a b SMITH, B.A., Soderblom, L.A.; Beebe, A.; et al. Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results. Science. 1986, roč. 233, s. 97–102. Dostupné online. DOI 10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889.
- ↑ SROMOVSKY, L.A., Fry, P.M. Dynamics of cloud features on Uranus. Icarus. 2005, roč. 179, s. 459–483. Dostupné online. DOI 10.1016/j.icarus.2005.07.022.
- ↑ a b c Neptun [online]. Astronomia – astronomie pro každého [cit. 2008-12-26]. Dostupné online.
- ↑ WAGNER, Jiří. Sluneční soustava – Neptun [online]. [cit. 2008-12-27]. Dostupné online.
- ↑ Neptun [online]. [cit. 2008-12-28]. Dostupné online.
- ↑ HAMILTON, Calvin J. solarviews.com – Neptune [online]. solarviews.com [cit. 2008-12-28]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ Neptune [online]. nineplanets.org [cit. 2008-12-28]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ P. S. Lykawka; T. Mukai. An Outer Planet Beyond Pluto and the Origin of the Trans-Neptunian Belt Architecture. Astronomical Journal. 2008, s. 1161. DOI 10.1088/0004-6256/135/4/1161. Bibcode 2008AJ....135.1161L. arXiv 0712.2198.
- ↑ D. Jewitt, A. Delsanti The Solar System Beyond The Planets in Solar System Update: Topical and Timely Reviews in Solar System Sciences , Springer-Praxis Ed., ISBN 3-540-26056-0 (2006) Preprint of the article (pdf)
Externí odkazy
Obrázky, zvuky či videa k tématu Sluneční soustava na Wikimedia Commons - Seznam děl v Souborném katalogu ČR, jejichž tématem je Sluneční soustava
Slovníkové heslo sluneční soustava ve Wikislovníku
Kniha Sluneční soustava ve Wikiknihách- Články České astronomické společnosti
- Vznik sluneční soustavy na stránkách Galaxie
- Vznik sluneční soustavy na Matematicko-fyzikálním webu Magdy Vlachové
- Web o sluneční soustavě na stránkách ZČU v Plzni
- (anglicky) Porovnání planet mezi sebou, planet se Sluncem, Jupiter a Slunce s dalšími hvězdami
- National Geographic
- Sluneční soustava nebo sluneční soustava – diskuse o pravopisu
