Sistemul solar

De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Salt la: Navigare, căutare
Sistemul solar
Ilustrația imaginii Sistemul solar
Planetele și planetele pitice din sistemul solar. Dimensiunile sunt la scară. Distanțele de la Soare nu sunt la scară.
Caracteristici generale
Vârstă 4,568 Ga
Localizare Norul Interstelar Local, Bula Locală, Brațul Orion, Calea Lactee
Masă 1,9919x1030 kg
(1,0014 M)
Cea mai apropiată stea Proxima Centauri (4,22 al), sistemul Alpha Centauri (4,37 al)
Cel mai apropiat sistem planetar Sistemul Alpha Centauri (4,37 al)
Sistem
Semiaxa mare a celei mai îndepărtate planete
(Neptun)
4,503 miliarde de km
(30,10 ua)
Stele 1: Soarele
Planete 8: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun
Planete pitice 5 (UAI): Ceres, Pluto, Haumea, Makemake și Eris; sute de candidați suplimentari[1]
Nr. sateliților naturali cunoscuți ≈ 420 (173 ai planetelor[2], 8 ai planetelor pitice și 240 de corpuri pitice[3])
Nr. planetelor minore catalogate 624.731 (16 iulie 2013)[4]
625.782 (13 septembrie 2013)[2]
622.545, dintre care 369.956 fiind numerotați (13 septembrie 2013)[2]
3.263, dintre care 364 fiind numerotate (15 aprilie 2014)[2]
Nr. sateliților sferici identificați 19
Orbita în jurul centrului galactic
Înclinarea planului invariabil în raport cu planul galactic 60,19°
Distanța de la centrul galaxiei (27 000 ± 1 000) al
Viteză orbitală 220 km/s
Perioadă orbitală 225–250 Ma
Proprietățile stelei (stelelor)
Tip spectral G2V
Distanța liniei de gheață ≈ 5 ua[5]
Distanța falezei Kuiper ≈ 50 ua
Distanța șocului terminal ≈ 75 - 90 ua
Distanța heliopauzei ≈ 120 ua
Raza sferei lui Hill ≈ 1–2 al

Sistemul solar[a] este format din Soare împreună cu sistemul său planetar (care cuprinde opt planete împreună cu sateliții lor naturali) și alte obiecte non-stelare.[b] Sistemul este situat într-unul dintre brațele exterioare ale galaxiei Calea Lactee (mai precis în Brațul Orion), galaxie care are cca. 200 de miliarde de stele.

El s-a format acum 4,6 miliarde de ani, ca urmare a colapsului gravitațional al unui gigant nor molecular. Cel mai masiv obiect este steaua centrală - Soarele, al doilea obiect ca masă fiind planeta Jupiter. Cele patru planete interioare mici, Mercur, Venus, Pământul și Marte, numite și planete terestre / planete telurice, sunt compuse în principal din roci și metal. Cele patru planete exterioare, numite și giganți gazoși, sunt mult mai masive decât cele terestre. Cele mai mari două planete, Jupiter și Saturn, sunt compuse în principal din hidrogen și heliu; cele două planete mai îndepărtate, Uranus și Neptun, sunt compuse în mare parte din substanțe cu o temperatură de topire relativ ridicată (comparativ cu hidrogenul și heliu), numite ghețuri, cum ar fi apa, amoniacul și metanul. Ele sunt denumite „giganți de gheață” (termen distinct de cel de „gigant gazos”). Toate planetele au orbite aproape circulare dispuse într-un disc aproape plat numit plan ecliptic.

Sistemul solar prezintă câteva regiuni unde se află diferite obiecte mici.[b] Centura de asteroizi, situată între Marte și Jupiter, este similară din punct de vedere al compoziției cu planetele terestre, deoarece o mare parte dintre obiecte sunt compuse din rocă și metal. Dincolo de orbita lui Neptun se află centura Kuiper și discul împrăștiat; multe dintre obiectele transneptuniene sunt în mare parte compuse din ghețuri. Printre aceste obiecte, de la câteva zeci până la mai mult de zece mii de obiecte pot fi suficient de mari pentru a fi fost rotunjite de propria gravitație.[10] Astfel de obiecte sunt denumite planete pitice. Planetele pitice identificate până în prezent includ asteroidul Ceres și obiectele transneptuniene: Pluto, Eris, Haumea și Makemake.[b] În plus, în aceste două regiuni se află diferite alte corpuri mici, cum ar fi comete, centauri și materie interplanetară. Șase planete, cel puțin trei planete pitice și multe alte corpuri mici au sateliți naturali care se rotesc în jurul lor.[c] Fiecare planetă exterioară este înconjurată de inele planetare alcătuite din praf și alte obiecte mici.

Vântul solar (un flux de plasmă de la Soare) creează în mediul interstelar o bulă cunoscută ca heliosferă, care se extinde până la marginea discului împrăștiat. La limita sa exterioară se află Norul lui Oort, care reprezintă doar un câmp de resturi rămase după crearea planetelor, fiind considerat a fi sursa pentru cometele cu perioadă lungă. El se întinde până la o distanță aproximativ de o mie de ori mai mare decât heliosfera. Heliopauza este punctul în care presiunea vântului solar este egală cu presiunea opusă a vântului interstelar.

Descoperire și explorare[modificare | modificare sursă]

Planetele sistemului solar reprezentate la scară: Jupiter și Saturn (rândul de sus), Uranus și Neptun (mijloc), Pământul și Venus (jos mijloc), Marte și Mercur jos

Timp de câteva mii de ani umanitatea, cu puține excepții, nu a recunoscut existența sistemului solar. Oamenii credeau că Pământul se află în centrul Universului și este cu totul diferit de celelalte obiecte divine și eterice care se mișcă pe cer. Deși filozoful grec Aristarh din Samos a speculat despre reorganizarea heliocentrică a cosmosului,[11] Nicolaus Copernicus a fost primul astronom care a dezvoltat un sistem matematic heliocentric predictiv.[12] Succesorii săi din secolul al XVII-lea (Galileo Galilei, Johannes Kepler și Isaac Newton) au avut o înțelegere a fizicii care i-a condus la admiterea graduală a ideii că Pământul se rotește de fapt în jurul Soarelui și că celelalte planete sunt guvernate de aceleași legi ale fizicii care guvernează și Pământul. În plus, inventarea telescopului a condus la descoperirea unor planete și sateliți noi. În timpurile mai recente, îmbunătățiri ale telescoapelor și folosirea navelor spațiale fără echipaj au deschis drumul studierii fenomenelor geologice din sistemul solar (studiul munților și craterelor de impact) și a fenomenelor meteorologice sezoniere de pe unele planete (cum ar fi norii, furtunile de nisip și calotele de gheață).

Structură și compoziție[modificare | modificare sursă]

Orbitele obiectelor din sistemul solar la scară progresivă (în sensul acelor de ceasornic, începând din stânga sus).
Reprezentare a sistemului solar în care se poate observa planul orbitei Pământului în jurul Soarelui în 3D. Mercur, Venus, Pământul și Marte sunt arătate în ambele imagini; cea din dreapta reprezintă o revoluție completă a planetei Jupiter, în timp ce Saturn și Uranus efectuează mai puțin decât o revoluție întreagă.

Componentul principal al sistemului solar este Soarele, o stea de tip G2 din secvența principală ce conține 99,86% din masa cunoscută a sistemului și îl domină din punct de vedere gravitațional.[13] Cele mai mari patru corpuri ce orbitează în jurul Soarelui, giganții gazoși, constituie circa 99% din masa rămasă, Jupiter și Saturn deținând împreună mai mult de 90%.[d]

Majoritatea obiectelor mari care orbitează în jurul Soarelui se află în apropierea planului orbitei Pământului, cunoscut și ca ecliptică. Orbitele planetelor sunt foarte apropiate de ecliptică în timp ce orbitele cometelor și ale obiectelor din centura Kuiper au adesea unghiuri de intersecție cu ecliptica destul de mari.[17][18] Toate planetele și majoritatea celorlalte obiecte orbitează în jurul Soarelui în aceeași direcție în care se rotește acesta (în sens invers acelor de ceasornic, privit de deasupra polului nordic solar).[19] Există excepții, cum ar fi cometa Halley.

Structura generală a regiunilor cartografiate ale sistemului solar constă din: steaua centrală – Soarele, patru planete interioare relativ mici înconjurate de o centură de asteroizi din rocă și, alți patru giganți de gaz – înconjurați la rândul lor de centura Kuiper și alte obiecte înghețate. Sistemul Solar interior include primele patru planete terestre și centura de asteroizi. Sistemul solar exterior se află dincolo de centura de asteroizi, incluzând cei patru giganți gazoși (cunoscuți și ca planete joviene).[20] După descoperirea centurii Kuiper, zonele mărginașe ale sistemului solar sunt considerate a fi o regiune distinctă, aflată dincolo de orbita planetei Neptun.[21]

Majoritatea planetelor din sistemul solar posedă un sistem secundar propriu, fiind orbitate de obiecte planetare denumite sateliți naturali, sau luni (dintre care două sunt mai mari decât planeta Mercur) sau, în cazul giganților gazoși, de către inele planetare (benzi subțiri de particule mici care gravitează în jurul planetei la unison). Majoritatea celor mai mari sateliți naturali se află în rotație sincronă cu perioada lor de revoluție, una dintre fețele lor fiind totdeauna îndreptată către planeta orbitată.

Legile lui Kepler cu privire la mișcarea planetară descriu orbitele obiectelor din jurul Soarelui. Urmând legile lui Kepler, fiecare dintre aceste obiecte se mișcă de-a lungul unei elipse, într-unul dintre focarele acesteia aflându-se Soarele. Obiectele mai apropiate de Soare (cu o semiaxă mare mai mică) se deplasează mai repede, fiind influențate mai puternic de către gravitația Soarelui. Pe o orbită eliptică, distanța unui corp față de Soare variază de-a lungul perioadei sale de revoluție (denumită „an”). Cel mai apropiat punct față de Soare de pe orbita unui obiect este numit periheliu, în timp ce punctul cel mai îndepărtat se numește afeliu. Orbitele planetelor sunt aproape circulare, dar multe comete, asteroizi și obiecte din cadrul centurii Kuiper au orbite foarte eliptice. Pozițiile corpurilor în sistemul solar pot fi prezise folosindu-se modele numerice.

Deși Soarele domină sistemul prin masa sa, el măsoară doar 2% din momentul cinetic[22], datorat rotației diferențiale din interiorul Soarelui gazos.[23] Planetele, dominate de Jupiter, măsoară cea mai mare parte din restul momentului cinetic datorat combinației dintre masele, orbitele și distanțele lor față de Soare, cometele având cel mai probabil și ele o contribuție semnificativă la total.[22]

Datorită distanțelor vaste implicate, multe reprezentări ale sistemului solar arată orbitele la aceeași depărtare. În realitate cu cât o planetă sau o centură este mai departe de Soare, cu atât distanța dintre ea și orbita precedentă este mai mare, existând totuși și unele excepții. De exemplu, Venus se află la aproximativ 0,33 unități astronomice (UA)[e] mai departe de Soare decât Mercur, în timp ce Saturn se află la 4,3 UA depărtare de Jupiter, iar Neptun la 10,5 UA de Uranus. Au fost făcute încercări pentru a determina relația dintre aceste distanțe orbitale (de exemplu, legea Titius–Bode),[24] dar nu a fost acceptată nicio teorie de acest fel.

Soarele – ce cuprinde aproape toată materia din sistemul solar – este compus în proporție de aproximativ 98% din hidrogen și heliu.[25] Jupiter și Saturn, care cuprind aproape întreaga materie rămasă, au în compoziția atmosferei circa 98% din aceleași elemente.[26][27] Există un gradient al compoziției în sistemul solar, determinat de căldura și presiunea de radiație a luminii care provin de la Soare; obiectele care sunt mai aproapiate de Soare, sunt mult mai afectate de căldură și presiunea luminii, fiind compuse din elemente cu temperaturi de topire ridicate. Obiectele care sunt mai depărtate de Soare sunt compuse în mare parte din materiale cu temperaturi de topire mai mici.[28] Granița din sistemul solar, dincolo de care aceste substanțe volatile se pot condensa este cunoscută sub numele de linia de îngheț și se află la aproximativ 5 UA de la Soare.[5]

Obiectele din sistemul solar interior sunt compuse în mare parte din roci,[29] materiale ce conțin compuși cu puncte de topire ridicate cum sunt silicații, fierul sau nichelul, care au rămas în stare solidă în aproape toate condițiile din nebuloasa protoplanetară.[30] Jupiter și Saturn sunt compuși în mare parte din gaze, materiale cu puncte de topire extrem de scăzute și presiunea de vapori mare, cum ar fi hidrogenul molecular, heliul și neonul, care s-au aflat întotdeauna în fază gazoasă în nebuloasa inițială.[30] Ghețurile, ca apa înghețată, metanul, amoniacul, hidrogenul sulfurat și dioxidul de carbon,[29] au puncte de topire de până la câteva sute de grade kelvin, în timp ce stările lor depind de presiunea și temperatura ambiante.[30] Ele pot fi găsite sub formă de gheață, lichide sau gaze, în diferite locuri din sistemul solar, în timp ce în nebuloasa inițială ele erau fie în stare solidă, fie în stare gazoasă.[30] Substanțe înghețate se găsesc în compoziția majorității sateliților planetelor gigante, precum și în cea a planetelor Uranus și Neptun (așa-numiții giganți de gheață) și în numeroase obiecte mici care se află dincolo de orbita lui Neptun.[29][31] Împreună, gazele și ghețurile sunt cunoscute și ca volatile.[32]

Un număr de modele ale sistemului solar de pe Pământ au încercat să redea la scară relativă obiectele sistemului solar, dar în mediul antropic. Unele astfel de modele sunt mecanice - cunoscute și ca planetarii - în timp ce altele se pot extinde de-a lungul mai multor orașe sau regiuni. [33] Cel mai mare model la scară, Sistemul Solar Suedez, folosește arena Ericsson Globe de 110 metri amplasată în Stockholm drept Soare și, respectând scara, un Jupiter de 7,5 metri la Aeroportul Internațional Arlanda, de la 40 km depărtare, în timp ce cel mai depărtat obiect, Sedna, este o sferă de 10 cm din Luleå, de la 912 km depărtare.[34][35]


Unitate astronomică Unitate astronomică Unitate astronomică Unitate astronomică Unitate astronomică Unitate astronomică Unitate astronomică Unitate astronomică Unitate astronomică Unitate astronomică Discul împrăștiat Centura Kuiper Cometa Halley Soare Eris (planetă pitică) Makemake (planetă pitică) Haumea (planetă pitică) Pluto Ceres (planetă pitică) Neptun Uranus Saturn Jupiter Centura de asteroizi Marte (planetă) Pământ Venus Mercur (planetă) Unitate astronomică Unitate astronomică Planetă pitică Planetă pitică Cometă Planetă

Distanța corpurilor din sistemul solar față de Soare. Marginile din stânga și din dreapta ale fiecărei bare corespund periheliului și afeliului corpului respectiv. Barele lungi denotă excentricitatea orbitală mare.

Geneză și evoluție[modificare | modificare sursă]

Reprezentare artistică a sistemului solar la începuturi

Sistemul solar s-a format acum 4,568 miliarde de ani, în urma colapsului gravitațional al unei regiuni din cadrul unui vast nor molecular.[36] Acest nor inițial avea un diametru de mai mulți ani-lumină și a dat naștere, probabil, mai multor stele.[37] La fel ca și majoritatea norilor moleculari, acesta era constituit, în principal, din hidrogen, mai puțin heliu și cantități mici de elemente mai grele formate în generațiile anterioare de stele. Când regiunea care avea să devină sistemul solar, denumită și nebuloasă pre-solară,[38] a suferit un colaps, conservarea momentului cinetic a determinat-o să se rotească mai repede. Centrul, unde s-a concentrat cea mai mare parte a masei, a devenit din ce în ce mai fierbinte în raport cu discul din jur.[37] Nebuloasa în contracție, rotindu-se tot mai repede, a început să se aplatizeze și a luat forma unui disc protoplanetar cu un diametru de aproximativ 200 UA,[37] având o protostea fierbinte și densă în centru.[39][40] Protoplanetele formate în urma acreției din acest disc de praf și gaz[41] interacționau gravitațional, formând - prin contopire - corpuri din ce în ce mai mari. Sute de protoplanete au putut exista în sistemul solar timpuriu, dar acestea fie au fuzionat, fie au fost distruse, formând planete și planete pitice, iar resturile devenind obiecte minore.

Din cauza punctului lor de fierbere foarte mare, numai metalele și silicații au putut rezista în sistemul solar interior fierbinte, aproape de Soare, iar acestea au format planetele de rocă Mercur, Venus, Terra și Marte. Deoarece elementele metalice constituiau doar o fracțiune foarte mică din nebuloasa solară, planetele terestre nu au putut deveni foarte mari. Giganții gazoși (Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun) s-au format mai departe de Soare, dincolo de linia de îngheț: punctul dintre orbita lui Marte și a lui Jupiter începând de la care materia este suficient de rece pentru a permite compușilor volatili să rămână solizi. Ghețurile care formau aceste planete au fost mai numeroase decât metalele și silicații, care formau planetele terestre interioare, permițându-le să devină destul de masive pentru a capta atmosfere mari de hidrogen și heliu, elementele cele mai ușoare și mai abundente. Resturile care nu au devenit planete s-au concentrat în regiuni ca centura de asteroizi, centura Kuiper și norul lui Oort. Modelul de la Nisa este o explicație a creării acestor regiuni, precum și a modului în care planetele exterioare s-au putut forma în poziții diferite și au migrat, ajungând să aibă orbitele lor actuale prin diverse interacțiuni gravitaționale.

După 50 de milioane de ani, presiunea și densitatea hidrogenului din centrul protostelei au devenit suficient de mari pentru ca să înceapă fuziunea termonucleară.[42] Temperatura, viteza de reacție, presiunea, precum și densitatea au crescut până când a fost atins echilibrul hidrostatic: presiunea termică a egalat forța gravitațională. În acel moment, Soarele a devenit o stea din secvența principală de stele.[43] Vântul solar a creat heliosfera și a măturat gazul și praful rămase din discul protoplanetar în spațiul interstelar, punând capăt procesului de formare a planetelor.

Sistemul solar va rămâne aproximativ așa cum îl știm astăzi până când hidrogenul din nucleul Soarelui va fi complet transformat în heliu, eveniment ce va avea loc peste 5,4 miliarde de ani. Acest lucru va pune sfârșit perioadei principale de viață a Soarelui. În acel moment, nucleul Soarelui va suferi un colaps, iar energia produsă va fi mult mai mare decât în prezent. Straturile exterioare ale Soarelui se vor extinde, diametrul ajungând de circa 260 de ori mai mare decât în momentul actual și Soarele va deveni o gigantă roșie. Din cauza faptului că suprafața sa va crește foarte mult, ea va fi considerabil mai rece decât va fi fost în perioada principală a vieții lui (cu maximum 2600 K).[44] În urma măririi Soarelui, Mercur și Venus se vor vaporiza iar planeta Pământ va deveni nelocuibilă, zona locuibilă mutându-se la orbita lui Marte. În cele din urmă, nucleul nu va mai fi suficient de fierbinte pentru fuziunea heliului; Soarele va arde heliul pentru o fracțiune a timpului în care a ars hidrogenul din nucleu. Soarele nu este destul de masiv pentru a începe fuziunea elementelor mai grele, și reacțiile nucleare din nucleu vor scădea. Straturile sale exterioare vor fi ejectate în spațiu, lăsând în urmă o pitică albă, un obiect extraordinar de dens, având jumătate din masa inițială a Soarelui (de mărimea Pământului).[45] Straturile exterioare ejectate vor forma ceea ce este cunoscut sub numele de nebuloasă planetară, împrăștiind în mediul interstelar unele din materialele din care s-a format Soarele, dar și elemente mai grele, cum ar fi carbonul, create în Soare.

Soarele[modificare | modificare sursă]

Tranzit al planetei Venus prin fața discului solar

Soarele este steaua sistemului solar și de departe cel mai important component al acestuia. Masa sa mare (egală cu 332.900 de mase terestre)[46] produce în nucleul său temperaturi și densități suficient de ridicate ca să susțină fuziunea nucleară,[47] care eliberează o cantitate enormă de energie, din care cea mai mare parte radiază în restul sistemului sub formă de radiații electromagnetice, cu vârful situat în spectrul de 400-700 nm al luminii vizibile.[48]

Soarele este clasificat ca fiind o pitică galbenă de tipul G2, dar acest nume poate induce în eroare, din moment ce comparativ cu majoritatea stelelor din galaxia noastră, Soarele este mai mare și mai luminos.[49] Stelele sunt clasificate cu ajutorul diagramei Hertzsprung–Russell, o diagramă care reprezintă grafic luminozitatea stelelor împreună cu temperatura de la suprafața lor. În general, stelele mai fierbinți sunt mai luminoase. Stelele care satisfac această relație sunt denumite stele din secvența principală, iar Soarele se află chiar în mijlocul acestei secvențe. Totuși, stelele mai luminoase și mai fierbinți decât Soarele sunt rare, în timp ce stelele cu mult mai fade și mai reci, cunoscute și ca pitice roșii, sunt comune, reprezentând 85% din totalul stelelor din galaxie.[49][50]

Unele dovezi sugerează că poziția Soarelui în secvența principală poate înseamna că acesta se află la mijlocul ciclului de viață al unei stele, pentru că nu și-a consumat încă rezerva de hidrogen folosit pentru fuziunea nucleară. Soarele devine tot mai luminos; mai devreme în evoluția sa, luminozitatea era doar 70% din cea actuală.[51]

Soarele face parte din populația I de stele; a luat naștere în faza târzie a evoluției universului și astfel conține mai multe elemente mai grele decât hidrogenul și heliul (numite „metale”, în context astronomic) decât stelele mai vechi ce fac parte din populația a II-a.[52] Elementele chimice mai grele decât hidrogenul și heliul s-au format în nucleele stelelor vechi care au explodat, așadar prima generație de stele a trebuit să dispară pentru ca universul să se poată îmbogăți cu aceste elemente. Stelele mai vechi conțin mai puține metale, în timp ce stelele născute mai târziu conțin mai multe. Se crede că acest conținut mai bogat în metale a fost crucial pentru ca Soarele să dezvolte un sistem planetar, deoarece planetele se formează prin acreția „metalelor”.[53]

Mediul interplanetar[modificare | modificare sursă]

Împreună cu lumina, Soarele radiază un flux continuu de particule încărcate (plasmă) cunoscute ca vânt solar. Acest flux de particule se răspândește spre exterior, cu o viteză de aproximativ 1,5 milioane de kilometri pe oră,[54] creând o atmosferă fragilă (heliosfera) care pătrunde în sistemul solar până la cel puțin 100 UA (vezi heliopauză).[55] Această materie extrem de rarefiată este cunoscută sub numele de mediu interplanetar. Activitatea de pe suprafața Soarelui, cum ar fi erupțiile solare și ejecția masei coronale, perturbă heliosfera, generând vremea cosmică și cauzând furtuni geomagnetice.[56] Cea mai mare structură din cadrul heliosferei este stratul de curent heliosferic, în formă de spirală, creat de acțiunea câmpului magnetic rotativ al Soarelui asupra mediului interplanetar.[57][58]

Câmpul magnetic al Pământului împiedică atmosfera sa de a fi deposedată de vântul solar. Venus și Marte nu au câmp magnetic și ca rezultat, vântul solar face ca atmosferele lor să se împrăștie treptat în spațiu.[59] Ejecțiile masei coronale și alte fenomene similare aruncă în spațiu un câmp magnetic și cantități imense de materie de pe suprafața Soarelui. Interacțiunea acestui câmp magnetic și a materialelor cu câmpul magnetic al Pământului provoacă apariția de particule încărcate în atmosfera superioară a Pământului, unde interacțiunea lor creează aurorele observabile în apropierea polilor magnetici.

Radiațiile cosmice provin din afara sistemului solar. Heliosfera și câmpurile magnetice planetare (pentru planetele care le au) apără parțial sistemul solar de particulele interstelare cu înaltă energie care formează razele cosmice. Densitatea razelor cosmice în mediul interstelar și puterea câmpului magnetic al Soarelui se schimbă în perioade lungi de timp, astfel încât nivelul de penetrare a radiațiilor cosmice în sistemul solar variază, deși este necunoscut cât de mult.[60]

Mediul interplanetar conține cel puțin două regiuni în formă de disc alcătuite din praf cosmic. Prima, norul de praf zodiacal, se află în sistemul solar interior și cauzează lumina zodiacală. Probabil ea s-a format în urma coliziunilor din centura de asteroizi provocate de interacțiunea cu planetele.[61] Cea de-a doua se întinde de la aproximativ 10 UA până la aproximativ 40 UA și a fost creată, probabil, de coliziuni similare din cadrul centurii Kuiper.[62][63]

Sistemul solar interior[modificare | modificare sursă]

Sistemul solar interior este numele tradițional pentru regiunea care cuprinde planetele terestre și asteroizii.[64] Obiectele din această regiune sunt compuse în mare parte din silicați și metale, fiind relativ aproape de Soare; raza întregii regiuni este mai mică decât distanța dintre orbitele lui Jupiter și Saturn.

Planete interioare[modificare | modificare sursă]

Planetele interioare. De la stânga la dreapta: Mercur, Venus, Pământ și Marte în culorile originale, cu dimensiuni la scară (excepție fac distanțele dintre planete).

Cele patru planete interioare sau telurice / terestre au o compoziție densă, de roci, cu puțini sau chiar fără sateliți și fără sisteme de inele. Ele sunt compuse în mare parte din minerale refractare, cum ar fi silicații, care formează scoarțele și mantalele planetelor, și metale ca fierul și nichelul, care formează nucleele planetare. Trei din cele patru planete interioare (Venus, Terra și Marte) au o atmosferă destul de densă pentru a genera vremea; toate au cratere de impact și caracteristici tectonice de suprafață, cum ar fi rifturi și vulcani. Termenul de „planetă interioară” nu trebuie confundat cu termenul de „planetă inferioară”, care desemnează planetele mai apropiate de Soare decât Pământul (adică Mercur și Venus).

Mercur[modificare | modificare sursă]

Mercur (0,4 UA de la Soare) este cea mai apropiată planetă de Soare și cea mai mică planetă din sistemul solar (0,055 mase terestre). Mercur nu are niciun satelit natural, iar singurele caracteristici geologice cunoscute, în afara craterelor de impact, sunt crestăturile din scoarță, care cel mai probabil se datorează unei perioade timpurii de contracție din trecutul său.[65] Atmosfera planetei Mercur este aproape neobservabilă și este formată din atomi desprinși de pe suprafața sa de către vântul solar.[66] Apariția nucleului său de fier relativ mare și mantaua subțire nu au fost încă suficient explicate. Ipotezele includ faptul că straturile exterioare au fost dezagregate în urma impactului cu un obiect gigantic și că acreția completă a fost împiedicată de energia Soarelui tânăr.[67][68]

Venus[modificare | modificare sursă]

Planeta Venus (0,7 UA de la Soare) este asemănătoare ca mărime cu Pământul (0,815 mase terestre) și, la fel ca și Terra, are o manta subțire de silicat deasupra unui nucleu de fier, o atmosferă substanțială și indicii ale unei activități geologice interne. Totuși, planeta este mult mai uscată decât Pământul iar atmosfera sa este de nouăzeci de ori mai densă. Venus nu are niciun satelit natural. Este cea mai fierbinte planetă, temperaturile de la suprafață depășind 400 °C, cel mai probabil din cauza cantității de gaze cu efect de seră din atmosferă.[69] Nu a fost detectată nici o dovadă definitivă a unei activități geologice la momentul actual pe Venus, dar planeta nu are un câmp magnetic care să prevină epuizarea atmosferei sale substanțiale, ceea ce sugerează că aceasta este încontinuu alimentată de către erupțiile vulcanice.[70]

Pământ[modificare | modificare sursă]

Pământul (de asemena și Terra; 1 UA de la Soare) este cea mai mare și cea mai densă planetă interioară, singura despre care se cunoaște la momentul actual că este geologic activă și singurul loc din sistemul solar unde se cunoaște că există viață.[71] Hidrosfera sa lichidă este unică printre planetele terestre, iar Terra este singura planetă unde au fost observate plăci tectonice. Atmosfera Pământului diferă radical față de cea a altor planete, fiind shimbată de prezența vieții și conținând aproximativ 21% de oxigen liber.[72] Planeta Pământ are doar un satelit natural, Luna, care este singurul satelit mare al unei planete terestre din sistemul solar.

Marte[modificare | modificare sursă]

Marte (1,5 UA de la Soare) este mai mic decât Terra și Venus (are 0,107 mase terestre). Planeta posedă o atmosferă formată în mare parte din dioxid de carbon, cu o presiune la suprafață de 6,1 milibari (aproximativ 0,6% din presiunea atmosferică de la suprafața Pământului).[73] Suprafața sa, brăzdată de vulcani vaști ca Olympus Mons și rifturi cum ar fi Valles Marineris, reprezintă o dovadă a activităților geologice care au persistat până relativ recent, cu două milioane de ani în urmă.[74] Culoarea sa roșiatică provine de la oxizii de fier (rugină) din sol.[75] Marte are doi sateliți naturali foarte mici (Deimos și Phobos) despre care se crede că au fost asteroizi capturați de gravitația planetei.[76]

Centura de asteroizi[modificare | modificare sursă]

Imagine ce reprezintă centura de asteroizi (cu alb), troienii lui Jupiter (cu verde), familia Hilda (cu portocaliu) şi asteroizii din apropierea Pământului.

Asteroizii sunt obiecte mici din sistemul solar[b], compuse în mare parte din roci refractare și minerale metalice, la care se mai adăugă gheața.[77]

Centura de asteroizi se află între planetele Marte și Jupiter, la o distanță cuprinsă între 2,3 și 3,3 UA de la Soare. Se crede ea e alcătuită din resturile rămase în urma formării sistemului solar, care nu au reușit să se unească din cauza interferenței gravitaționale a lui Jupiter.[78]

Mărimea asteroizilor variază de la câteva sute de kilometri până la mărimi microscopice. Toți asteroizii, cu excepția celui mai mare, Ceres, sunt clasificați ca obiecte mici ale sistemului solar.[79]

Centura de asteroizi conține zeci de mii, posibil milioane, de obiecte ce au un diametru mai mare de un kilometru.[80] Cu toate acestea, masa totală a centurii de asteroizi măsoară în jur de o miime din masa terestră.[16] În centura de asteroizi, obiectele sunt foarte rarefiate; navele spațiale au trecut cu ușurință prin aceasta fără niciun incident. Asteroizii cu diametre între 10 și 10−4 metri sunt denumiți meteoroizi.[81]

Ceres[modificare | modificare sursă]

Ceres (2,77 UA de la Soare) este cel mai mare asteroid, o protoplanetă și o planetă pitică.[b] Are un diametru puțin mai mic de 1000 km și o masă destul de mare pentru ca propria gravitație să-i confere o formă sferică. Când a fost descoperită în secolul al XIX-lea, Ceres a fost considerată o planetă, dar a fost reclasificată ca asteroid în anii 1850, când observațiile mai ample au dezvăluit existența altor asteroizi asemănători.[82] În anul 2006 a fost clasificată ca planetă pitică.

Grupuri de asteroizi[modificare | modificare sursă]

Asteroizii din centura de asteroizi sunt divizați în grupuri de asteroizi și familii de asteroizi, în funcție de caracteristicile orbitale pe care le au. Sateliții asteroidali sunt asteroizii care orbitează în jurul unor asteroizi mai mari. Ei nu sunt distinși atât de clar ca și sateliții planetari, câteodată fiind la fel de mari ca și asteroidul în jurul căruia gravitează. Centura de asteroizi conține de asemenea și comete de centură principală, care se poate să fi fost sursa de apă a Pământului.[83]

Troienii lui Jupiter sunt localizați în punctele Lagrange L4 sau L5 ale lui Jupiter (regiuni stabile din punct de vedere gravitațional care precedă sau urmează planeta pe orbita sa); termenul de troian este folosit de asemenea pentru a desemna corpuri mici din orice punct Lagrange al unei planete sau unui satelit. Asteroizii din familia Hilda sunt într-o rezonanță de 2:3 cu planeta Jupiter; aceasta înseamnă că ei orbitează în jurul Soarelui de trei ori la fiecare două orbitări ale lui Jupiter.[84]

În sistemul solar interior există de asemenea asteroizi hoinari, mulți dintre ei traversând orbitele planetelor interioare.[85]

Sistemul solar exterior[modificare | modificare sursă]

Regiunea exterioară a sistemului solar este locul unde se află giganții gazoși și sateliții lor. Multe comete cu perioadă scurtă, inclusiv centaurii, orbitează de asemenea în această regiune. Din cauza distanței foarte mari de la Soare, obiectele solide din sistemul solar exterior conțin o proporție mai mare de substanțe volatile cum ar fi apa, amoniacul și metanul, decât planetele de roci din sistemul solar interior, deoarece temperaturile mai reci permit menținerea acestor compuși în stare solidă.

Planetele exterioare[modificare | modificare sursă]

De sus în jos: Neptun, Uranus, Saturn și Jupiter (Montaj cu culorile și dimensiunile aproximative)

Cele patru planete exterioare sau giganții gazoși (uneori numite planete joviene), dețin împreună 99% din masa care orbitează în jurul Soarelui.[d] Jupiter și Saturn au, fiecare, o masă de zeci de ori mai mare decât cea a Pământului și sunt formate preponderent din hidrogen și heliu; Uranus și Neptun sunt mai puțin masive (având sub 20 de mase terestre) și sunt compuși mai mult din ghețuri. Din această cauză, mulți astronomi cred că ei fac parte dintr-o categorie aparte, „giganții de gheață”.[86] Toți cei patru giganți gazoși au inele, deși doar sistemul de inele al lui Saturn este ușor de observat de pe Pământ. Termenul de planetă exterioară nu trebuie confundat cu cel de planetă superioară, care desemnează planete din afara orbitei Pământului și include, astfel, atât planetele exterioare cât și pe Marte.

Jupiter[modificare | modificare sursă]

Jupiter (5,2 UA), cu o masă de 318 ori mai mare ca cea a Pământului, este de 2,5 mai masiv decât toate celelalte planete din sistemul solar laolaltă. El este compus în mare parte din hidrogen și heliu. Căldura sa internă destul de mare creează un număr de caracteristici semi-permanente ale atmosferei sale, cum ar fi benzile de nori și Marea Pată Roșie.
Jupiter are 67 de sateliți cunoscuți. Cei mai mari patru sateliți, Ganymede, Callisto, Io și Europa prezintă similarități cu planetele terestre, cum ar fi vulcanismul și încălzirea internă.[87] Ganymede, cel mai mare satelit din sistemul solar, este mai mare decât planeta Mercur.

Saturn[modificare | modificare sursă]

Saturn (9,5 UA), care se distinge prin sistemul său de inele ușor de observat de pe Pământ, este asemănător cu Jupiter din punctul de vedere al compoziției atmosferice și al magnetosferei. Deși Saturn are 60% ​​din volumul lui Jupiter, el are mai puțin de o treime din masa acestuia (95 de mase terestre), fiind cea mai puțin densă planetă din sistemul solar. Inelele lui Saturn sunt alcătuite din particule mici de rocă și gheață.
Saturn are 62 de sateliți confirmați; doi dintre ei, Titan și Enceladus, poartă semne de activitate geologică, deși aceștia sunt în mare parte alcătuiți din gheață (criovulcani).[88] Titan, al doilea satelit ca mărime din sistemul solar, este mai mare decât Mercur și singurul satelit din sistemul solar care posedă o atmosferă substanțială.

Uranus[modificare | modificare sursă]

Uranus (19,6 UA), de 14 ori mai masiv ca Pământul, are masa cea mai mică dintre toate planetele exterioare. Este singura planetă care orbitează în jurul Soarelui înclinată „pe o parte”; înclinația axei de rotație este de peste nouăzeci de grade față de normala la ecliptică. Planeta are un nucleu mult mai rece decât ceilalți giganți gazoși și cantitatea de căldură radiată în spațiu este foarte mică. [89]
Uranus are 27 de sateliți cunoscuți, cei mai mari fiind Titania, Oberon, Umbriel, Ariel și Miranda.

Neptun[modificare | modificare sursă]

Neptun (30 UA), deși este puțin mai mic decât Uranus, este mult mai masiv (aproximativ 17 mase terestre) și prin urmare, mult mai dens. El radiază mai multă căldură internă, dar nu la fel de multă ca Jupiter sau Saturn.[90]
Neptun are 13 sateliți cunoscuți. Cel mai mare, Triton, este geologic activ, având probabil gheizere de azot lichid.[91] Triton este singurul satelit mare cu o orbită retrogradă. Neptun este însoțit pe orbita sa de o mulțime de planete minore, numite troienii lui Neptun, care au o rezonanță orbitală de 1:1 cu el.

Centauri[modificare | modificare sursă]

Centaurii sunt obiecte de gheață asemănătoare cometelor, cu o semiaxă mare mai mare decât cea al lui Jupiter (5,5 UA) și mai mică decât cea a lui Neptun (30 UA). Cel mai mare centaur cunoscut, 10199 Chariklo, are un diametru de aproximativ 250 km.[92] Primul centaur descoperit, 2060 Chiron, a fost, de asemenea, clasificat drept cometă (95P) deoarece acesta dezvoltă o coadă ca și cometele, atunci când se apropie de Soare.[93]

Comete[modificare | modificare sursă]

Cometele sunt obiecte mici din sistemul solar,[b] de obicei cu dimensiuni de doar câțiva kilometri, compuse în mare parte din gheață volatilă. Au orbite puternic excentrice și în general periheliul lor se află între orbitele planetelor interioare iar afeliul, la mare distanță dincolo de planeta pitică Pluto. Când o cometă intră în sistemul solar interior, apropierea sa de Soare cauzează sublimarea și ionizarea suprafeței sale înghețate, creându-se astfel o coamă, urmată de o coadă lungă de gaz și praf care este adesea vizibilă cu ochiul liber.

Cometele de perioadă scurtă au perioada orbitală mai scurtă de două sute de ani, iar cele de perioadă lungă au perioade orbitale de ordinul miilor de ani. Se crede că cometele de perioadă scurtă își au originea în centura Kuiper, în timp ce cele de perioadă lungă (cum ar fi Hale–Bopp), în norul lui Oort. Multe grupuri de comete, ca Kreutz Sungrazers, s-au format prin fragmentarea unei comete-părinte.[94] Unele comete cu orbite hiperbolice pot să provină din afara sistemului solar, dar determinarea precisă a orbitelor lor este dificilă.[95] Cometele bătrâne, care și-au consumat mare parte a materialului volatil datorită încălzirii solare, sunt categorizate de obicei ca asteroizi.[96]

Regiunea transneptuniană[modificare | modificare sursă]

Zona de dincolo de Neptun sau „regiunea transneptuniană” este în mare parte neexplorată. Ea conține o mulțime de lumi mici (cea mai mare având un diametru de doar o cincime din cel al Pământului și o masă mult mai mică decât cea a Lunii), compuse în principal din roci și gheață. Această regiune este uneori cunoscută sub numele de „sistemul solar exterior”, deși alții folosesc acest termen pentru a desemna regiunea de dincolo de centura de asteroizi. În literatura astronomică internațională, corpurile cerești situate în regiunea transneptuniană sunt abreviate, de obicei, ca TNO (Trans-Neptunian Object).[97]

Centura Kuiper[modificare | modificare sursă]

Reprezentarea grafică a tuturor obiectelor din Centura Kuiper cunoscute în anul 2007

Centura Kuiper este un inel mare, plin cu resturi, similar cu centura de asteroizi, în el fiind în principal obiecte care sunt compuse în primul rând din gheață.[98] Aceasta se întinde între 30 și 50 UA de la Soare. Deși se consideră că conține zeci de planete pitice, ea este compusă în principal din corpuri mici ale sistemului solar. Multe dintre obiectele mai mari din centura Kuiper, ca Quaoar, Varuna și Orcus, pot fi recunoscute ca planete pitice dacă vor fi date suplimentare despre ele. Se estimează că acolo sunt peste 100.000 de obiecte cu un diametru mai mare de 50 km, dar masa totală a centurii Kuiper se consideră a fi doar o zecime sau chiar o sutime din masa Pământului.[15] Multe obiecte din centura Kuiper au mai mulți sateliți,[99] iar cele mai multe au orbite care le duc în afara planului ecliptic.[100]

Centura Kuiper poate fi împărțită în centura clasică și rezonantă.[98] Obiectele rezonante au o orbită legată de cea a lui Neptun (de exemplu, orbitează în jurul Soarelui de două ori pentru fiecare trei orbitări ale lui Neptun, sau o dată la fiecare două). Prima rezonanță are loc în orbita lui Neptun. Centura clasică constă în obiecte care nu au rezonanță cu Neptun, și se întinde de la aproximativ 39,4 UA până la 47,7 UA.[101] Obiectele din centura clasică Kuiper se clasifică ca cubewano, după ce a fost descoperit primul obiect de acest fel, (15760) 1992 QB1, și până acum au o orbită asemănătoare cu orbita lor inițială care avea o excentricitate mică.[102]

Pluto și Charon[modificare | modificare sursă]

Perioada orbitală a lui Pluto este de 248 de ani; orbita lui Pluto are o formă unică printre celelalte planete ale sistemului solar.

Planeta pitică Pluto (distanța medie de la Soare: aprox. 39 UA) este cel mai mare obiect cunoscut din centura Kuiper. Când a fost descoperit în 1930, era considerat a noua planetă; această clasificare s-a schimbat în 2006, când s-a adoptat o definție formală mai riguroasă a unei planete. Pluto are o orbită relativ excentrică, înclinată la 17 grade față de planul eclipticei, iar distanța sa față de Soare variază între 29,7 UA la periheliu (situat în interiorul orbitei lui Neptun) și 49,5 UA la afeliu.

Charon, cel mai mare satelit al lui Pluto, este câteodată descris ca alcătuind un sistem binar cu Pluto, deoarece cele două corpuri orbitează în jurul unui baricentru gravitațional comun situat deasupra suprafețelor lor (aceasta înseamnă că ele par a se „orbita reciproc”). În afară de Charon, sunt cunoscuți alți patru sateliți mai mici care orbitează în jurul planetei Pluto, și anume: P5, Nix, P4, și Hydra.

Comparaţie artistică între Eris, Pluto, Makemake, Haumea, Sedna, 2007 OR10, Quaoar, Orcus și planeta Pământ.

Pluto are un raport de rezonanță orbitală de 3:2 cu Neptun, aceasta însemnând că Pluto efectuează două revoluții complete în jurul Soarelui la fiecare trei revoluții complete ale lui Neptun. Obiectele din centura Kuiper care posedă aceeași rezonanță orbitală sunt cunoscute ca obiecte obiecte plutino.[103]

Makemake și Haumea[modificare | modificare sursă]

Planeta pitică Makemake (distanța medie de la Soare: 45,79 UA), deși este mai mică decât Pluto, este cel mai mare obiect cunoscut din centura Kuiper clasică (adică el nu prezintă un raport confirmat de rezonanță orbitală cu Neptun). Makemake este cel mai luminos obiect din centura Kuiper după Pluto. A fost denumită și desemnată ca planetă pitică în 2008.[7] Orbita sa este mult mai înclinată decât cea a lui Pluto, la 29°.[104]

Haumea (distanța medie de la Soare: 43,13 UA) are o orbită similară cu cea a lui Makemake, cu excepția faptului că prezintă o rezonanță orbitală de 7:12 cu Neptun.[105] Este de aproape aceeași mărime ca și Makemake și are doi sateliți naturali. O rotație rapidă, cu o perioadă de 3,9 ore, îi conferă o formă alungită și aplatizată. A fost denumită și desemnată ca planetă pitică în 2008.[106]

Discul împrăștiat[modificare | modificare sursă]

Discul împrăștiat, ce se suprapune peste centura lui Kuiper dar se extinde mult în afara acesteia, este posibila sursă a cometelor de perioadă scurtă. Se crede că obiectele din discul împrăștiat au fost transformate în obiecte neregulate datorită influenței gravitaționale a migrației timpurii a lui Neptun. Multe astfel de obiecte au periheliul undeva în centura Kuiper dar afeliul mult în afara sa (unele obiecte au afeliul și la 150 UA depărtare de Soare). Orbitele obiectelor din discul împrăștiat sunt de asemenea foarte înclinate față de planul eclipticei, și adesea sunt chiar perpendiculare pe acesta. Unii astronomi consideră discul împrăștiat a fi pur și simplu o altă regiune a centurii Kuiper, iar obiectele discului împrăștiat sunt considerate „obiecte împrăștiate din centura Kuiper”.[107] Unii astronomi de asemenea clasifică centaurii ca obiecte împrăștiate de interior ale centurii Kuiper împreună cu obiectele împrăștiate din discul împrăștiat.[108]

Eris[modificare | modificare sursă]

Eris (68 UA distanță medie față de Soare) este cel mai mare obiect cunoscut din discul împrăștiat și a provocat incertitudini în ceea ce privește definirea unei planete, deoarece este cu 25% mai masiv decât Pluto[109] și are aproximativ același diametru. Este cea mai masivă dintre planetele pitice cunoscute. Are un singur satelit, Dysnomia. Ca și în cazul lui Pluto, orbita sa este foarte excentrică, cu periheliul situat la 38,2 UA (aproximativ distanța de la Pluto la Soare) și afeliul la 97,6 UA, fiind de asemenea puternic înclinată față de planul eclipticei.

Regiuni mai îndepărtate[modificare | modificare sursă]

Punctul în care se încheie sistemul solar și începe spațiul interstelar nu este definit cu precizie, deoarece granițele sale exterioare sunt modelate de două forțe distincte: vântul solar și gravitația Soarelui. Limita exterioară a influenței vântului solar este de aproximativ de patru ori distanța de la Pluto la Soare; această heliopauză este considerată începutul mediului interstelar.[55] Cu toate acestea, sfera lui Hill a Soarelui, raza efectivă de dominație gravitațională a sa, se crede că se extinde până la o mie de ori mai departe.[110]

Heliopauză[modificare | modificare sursă]

Harta atomilor energetic neutrali a helioînvelişului și heliopauzei de IBEX. Acreditare: NASA/Goddard Space Flight Center Scientific Visualization Studio.

Heliosfera este împărțită în două regiuni distincte. Vântul solar călătorește cu o viteză de până la aproximativ 400 km/s până când se ciocnește cu vântul interstelar; un flux de plasmă în mediul interstelar. Coliziunea are loc la încetarea șocului, care este aproximativ de 80-100 UA de la Soare din direcția opusă vântului mediului interstelar și aproximativ 200 UA de la Soare din direcția vântului.[111] Aici vântul încetinește dramatic, se condensează și devine mai turbulent,[111] formând o structură ovală mare cunoscută sub numele de helioînveliș. Această structură se crede că arată și se comportă foarte mult ca coada unei comete și se extinde în exterior până la 40 UA în partea direcției opuse vântului, dar coada este de mai multe ori că distanța decât distanța direcției vântului; dar probele de pe Cassini și nava spațială Interstellar Boundary Explorer sugerează că aceasta este, de fapt, forțată într-o formă de bule sub acțiunea de constrângere a câmpului magnetic interstelar.[112] Voyager 1 și Voyager 2 au raportat că au trecut încetarea șocului și au intrat în helioînveliș, la 94 UA și respectiv 84 UA de la Soare.[113][114] Limita exterioară a heliosferei, heliopauza, este punctul în care vântul solar în cele din urmă se termină și se începe spațiului interstelar.[55]

Forma și marginea exterioară a heliosferei sunt probabil afectate de dinamica fluidelor a interacțiunilor cu mediul interstelar[111] precum și de câmpuri magnetice solare existente la sud, de exemplu este direct modelat de emisfera nordică care se extinde cu 9 UA mai departe decât emisfera sudică. Dincolo de heliopauza, în jurul valorii de 230 UA, se află arcul de șoc, o „urmă” de plasmă lăsată de Soare când acesta călătorește prin Calea Lactee.[115]

Nici o navă spațială încă nu a depășit heliopauza, așa că este imposibil să cunoaște condițiile din spațiul interstelar local. Se așteaptă ca nava spațială Voyager NASA va trece în următorul deceniu heliopauza și va transmite date valoroase privind nivelurile de radiații și vântul solar ce se întoarce spre Pământ.[116] Cât de bine Heliosfera apără sistemul solar de razele cosmice este încă rău cunoscut. O echipă finanțată de NASA a dezvoltat un concept de „Misiune Viziune”, care are scopul de a trimite o sondă spre heliosferă.[117][118]

Sedna[modificare | modificare sursă]

90377 Sedna (525,86 UA mediu) eu un obiect mare, roșiatic, cu o orbită eliptică care este de aproximativ 76 UA la periheliu și 928 UA la afeliu și care durează 12.050 de ani. Mike Brown, omul care a descoperit acest obiect în 2003, afirmă că aceast obiect nu poate face parte din discul împrăștiat sau centura Kuiper astfel cum periheliu este prea îndepărtat ca să poată fi afectat de migrațiea lui Neptun. El și alți astronomi consideră că acest obiect este de un tip cu totul nou, în care mai poate fi inclus obiectul 2000 CR105, care are un periheliu de 45 UA și un afeliu de 415 UA, și o perioadă orbitală de 3.420 de ani.[119] Brown denumește această populație ca „norul lui Oort interior”, așa cum este posibil să se fi format printr-un proces similar, deși este mult mai aproape de Soare.[120] Sedna este foarte asemănătoare cu o planetă pitică, deși forma sa încă nu este determinată.

Norul lui Oort[modificare | modificare sursă]

O redare artistică a norului lui Oort, norului lui Hill şi centurii Kuiper

Norul lui Oort este un nor ipotetic de formă sferică cu până la un trilion de obiecte de gheață, care este considerat a fi sursa pentru toate comete de lungă durată și înconjoară sistemul solar la o distastanță de aproximativ 50.000 UA (în jur de 1 an-lumină (al)), și posibil până la 100.000 UA (1,87 al). Acesta este considerat a fi compus din comete care au fost aruncate din sistemul solar interior de interacțiunile gravitaționale cu planetele exterioare. Obiectele din norul lui Oort se mișcă foarte încet, și pot fi perturbate de evenimente rare, cum ar fi coliziunile, efectele gravitaționale ale unei stele în trecere sau mareea galactică, o forță mareică exercitată de către Calea Lactee.[121][122]

Limite[modificare | modificare sursă]

Vezi și: Vulcanoid (asteroid), Planeta X, Nemesis (stea ipotetică) și Tyche (planetă ipotetică)

O mare parte din sistemul solar este încă necunoscut. Câmpul gravitațional al Soarelui este estimat să domine forțele gravitaționale ale stelelor din apropierea de 2 ani-lumină (125.000 UA). Estimările mai mici pentru raza norului lui Oort, ca contrast, nu-l pun mai departe de 50.000 UA.[123] În ciuda descoperirilor cum ar fi Sedna, regiunea dintre centura Kuiper și norul lui Oort, o zonă cu raza de zeci de mii de UA, este încă practic necunoscută. Există, de asemenea, studii în curs de desfășurare ale regiunii dintre Mercur și Soare.[124] Mai pot fi descoperite obiecte în regiunile neexplorate ale sistemului solar.

În noiembrie 2012, NASA a anunțat că Voyager 1 a abordat zona de tranzit cu limita exterioară a sistemului solar, instrumentele sale detectând o intensificare bruscă a câmpului magnetic. Nici o schimbare în direcția câmpului magnetic n-a avut loc, ceea ce oamenii de știință din NASA interpretează în a indica că Voyager 1 nu a părăsit sistemul solar.[125]

Contextul galactic[modificare | modificare sursă]

Localizarea sistemului solar în raport cu galaxia noastră.

Sistemul solar este localizat în galaxia Calea Lactee, o galaxie spiralată cu un diametru de aproximativ 100 000 de ani-lumină, ce conține în total circa 200 de miliarde de stele.[126] Ca localizare generală, Soarele se află în cadrul uneia dintre brațele (sau spiralele) exterioare ale Căii Lactee, cunoscut ca Brațul Orion, sau „Pintenul Local”.[127] Soarele se află la aproximativ 25 000 și 28 000 de ani lumină distanță de Centrul Galactic,[128] iar viteza sa în raport cu galaxia este de aproximativ 220 de kilometri pe secundă, astfel completează o revoluție galactică odată la 225-250 de milioane de ani. Această revoluție este cunoscută în limbajul științific ca an galactic al sistemului solar.[129] Apexul solar, punctul spre care Soarele se deplasează în mișcarea lui prin Calea Lactee, se află în apropierea stelei strălucitoare Vega, dar la zona mărginașă dintre constelațiile Lira și Hercule.[130] Planul eclipticei se află la un unghi de aproximativ 60° față de planul galactic.[f]

Localizarea sistemului solar în galaxie este factorul care a determinat evoluția vieții pe Pământ. Orbita sa este aproape circulară, și vitezele orbitale din apropierea Soarelui sunt aproape la fel de rapide ca și cele ale brațelor spirale. Prin urmare, Soarele tranzitează brațele galaxiei foarte rar. Deoarece în zona orbitală a Soarelui (adică în zona brațelor spirale) există mai puține supernove, instabilități gravitaționale și radiații care ar putea distruge sistemul solar, astfel Pământul a avut lungi perioade de stabilitate în care viața a putut să prospere.[132] De asemenea, sistemul solar se află poziționat cu mult în afara zonelor foarte aglomerate cu stele ale centrului galactic. În apropierea centrului, forțele gravitaționale venite de la alte stele ar putea smulge obiectele afla în Norul lui Oort și să trimită multe comete înspre sistemul solar interior, producând coliziune cu probabile implicații catastrofale pentru viața de pe Pământ. Radiațiile intense ale centrului galactic ar putea, de asemenea, să perturbe evoluția formelor de viață complexe.[132] Chiar și pentru localizarea curentă a sistemului solar, unii savanți au presupus ca acum 35 000 de ani, unele supernove să fi afectat negativ viața de pe Pământ, prin aruncarea unor fragmente de nucleu stelar spre Soare sub forma unor fire de praf radioactive și chiar obiecte mai mari, asemănătoare cometelor.[133]

Vecinătate[modificare | modificare sursă]

În imediata vecinătate galactică a sistemului solar se află Norul Local Interstelar, un nor astronomic dens dintr-o altă regiune împrăștiată cunoscută ca Bula Locală, o cavitate în formă de clepsidră din mediul interstelar de cel puțin 300 de ani lumină în lungime. Bula este saturată cu plasmă de temperatură înaltă ceea ce sugerează că a fost produsă recent de unele supernove.[134]

Sunt relativ câteva stele aflate la mai puțin de zece ani lumină (95 de trilioane de km) de Soare. Cel mai apropiat este sistemul triplu stele Alfa Centauri, din constelația Centaurul, aflat la 4,4 ani lumină distanță și compus dintr-o pereche de stele (Alfa Centauri A și B) asemănătoare Soarelui, în jurul cărora gravitează la o distanță de 0,2 ani-lumină pitica roșie Alfa Centauri C, de o luminozitate relativ mică. Aceasta din urmă este steaua cea mai apropiată de Soare, la o distanță de 4,24 ani-lumină, motiv pentru care mai este numită „Proxima Centauri”. Următoarele cele mai apropiate stele față de Soare sunt piticele roșii Steaua lui Barnard (la 5,9 ani lumină), Wolf 359 (7,8 ani lumină) și Lalande 21185 (8,3 ani lumină). Cea mai mare stea din lista celor mai apropiate este de departe Sirius, o stea luminoasă din secvența principală de stele a cărei masă este asemănătoare cu cea a Soarelui și orbitată de către o pitică albă denumită Sirius B. Se află la aproximativ 8,6 ani lumină distanță. Celelalte sisteme stelare mai apropiate de zece ani lumină sunt sistemul binar Luyten 726-8 dintre două stele pitice albe și roșii (la 8,7 ani lumină) și pitica roșie solitară Ross 154 (9,7 ani lumină).[135] Cea mai apropiată stea solitară asemănătoare Soarelui este Tau Ceti, localizată la 11,9 ani lumină depărtare. Ea are aproximativ 80% din masa Soarelui, dar doar 60% din luminozitatea sa.[136] Cea mai apropiată planetă extrasolară de sistemul solar se află în preajma stelei Alpha Centauri B. Una dintre planetele confirmate ale acesteia, Alpha Centauri Bb, are cel puțin 1,1 din masa Pământului și orbitează steaua la fiecare 3,236 zile.[137]

O diagramă care arată localizarea noastră în Universul observabil. (Click aici pentru o imagine alternativă.)
O diagramă care arată localizarea noastră în Universul observabil. (Click aici pentru o imagine alternativă.)

Sistemul solar în imagini[modificare | modificare sursă]

Câteva exemple vizuale ale celor mai apropiate obiecte din sistemul solar, selectate după mărime și detalii și sortate după volum. Soarele este de aproximativ 10 000 de ori mai mare și de 41 de trilioane de ori mai voluminos decât cele mai mic obiect prezentat (Prometeu). Listele mai includ: lista obiectelor din sistemul solar după mărime, listă de sateliți naturali, lista planetelor minore și lista cometelor.


Sistemul solar
TheSun.png
Jupiter by Cassini-Huygens.jpg
Saturn during Equinox.jpg
Uranus2.jpg
Neptune.jpg
The Earth seen from Apollo 17.jpg
Venus-real.jpg
Soare
(stea)
Jupiter
(planetă)
Saturn
(planetă)
Uranus
(planetă)
Neptun
(planetă)
Pământ
(planetă)
Venus
(planetă)
Mars Hubble.jpg
Ganymede g1 true 2.jpg
Two Halves of Titan.png
Mercury in color - Prockter07-edit1.jpg
Callisto.jpg
Io highest resolution true color.jpg
FullMoon2010.jpg
Marte
(planetă)
Ganymede
(satelitul lui Jupiter)
Titan
(satelitul lui Saturn)
Mercur
(planetă)
Callisto
(satelitul lui Jupiter)
Io
(satelitul lui Jupiter)
Lună
(satelitul Pământului)
Europa-moon.jpg
Triton Voyager 2.jpg
Titania (moon) color cropped.jpg
PIA07763 Rhea full globe5.jpg
Voyager 2 picture of Oberon.jpg
Iapetus as seen by the Cassini probe - 20071008.jpg
PIA00040 Umbrielx2.47.jpg
Europa
(satelitul lui Jupiter)
Triton
(satelitul lui Neptun)
Titania
(satelitul lui Uranus)
Rhea
(satelitul lui Saturn)
Oberon
(satelitul lui Uranus)
Iapetus
(satelitul lui Saturn)
Umbriel
(satelitul lui Uranus)
Ariel-NASA.jpg
Dione (Mond) (30823363).jpg
Inset-sat tethys-large.jpg
Vesta full mosaic.jpg
Enceladus from Voyager.jpg
Miranda.jpg
Proteus Voyager 2 croped.jpg
Ariel
(satelitul lui Uranus)
Dione
(satelitul lui Saturn)
Tethys
(satelitul lui Saturn)
Vesta
(asteroid)
Enceladus
(satelitul lui Saturn)
Miranda
(satelitul lui Uranus)
Proteu
(satelitul lui Neptun)
Mimas moon.jpg
Hyperion in natural colours.jpg
Phoebe cassini.jpg
PIA12714 Janus crop.jpg
PIA09813 Epimetheus S. polar region.jpg
Prometheus 12-26-09a.jpg
Flying By Pandora.jpg
Mimas
(satelitul lui Saturn)
Hyperion
(satelitul lui Saturn)
Phoebe
(satelitul lui Saturn)
Janus
(satelitul lui Saturn)
Epimetheus
(satelitul lui Saturn)
Prometheus
(satelitul lui Saturn)
Pandora
(satelitul lui Saturn)
Soarele și planetele de la Mercur la Neptun desenate la scară conform distanței și mărimeilor.
Soarele și planetele de la Mercur la Neptun desenate la scară conform distanței și mărimeilor.

Note[modificare | modificare sursă]

  1. ^ Scrierea numelui cu inițiale majuscule nu este unanim acceptată. UAI, organul care deține autoritatea în domeniul nomenclaturii astronomice, specifică că trebuie scrise cu majuscule numele tuturor obiectelor individuale astronomice (Sistemul solar). Cu toate acestea, numele este frecvent scris cu litere mici (sistemul solar) – de exemplu în Dicționarul Oxford al limbii engleze și Merriam-Webster's 11th Dicționarul enciclopedic
  2. ^ a b c d e f În acord cu definiția curentă, obiectele cu o orbită în jurul Soarelui sunt clasificate dinamic și fizic în trei categorii: planete, planete pitice și mici corpuri cerești din sistemul solar:
    • O planetă este un corp care orbitează în jurul Soarelui, are o masă suficientă pentru a lua o formă sferică și, are o dominație orbitală asupra tuturor obiectelor mai mici. Conform acestei definiții, în sistemul solar sunt opt planete: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Tot conform acestei definiții Pluto nu este planetă, deoarece el nu are o dominație orbitală asupra obiectelor din centura Kuiper[6]
    • O planetă pitică este un corp ceresc ce orbitează Soarele, fiind destul de masiv ca sub acțiunea propriei forțe gravitaționale să capete o formă sferică, dar care nu are dominație orbitală și nu este satelit.[6] UAI a recunoscut cinci planete pitice: Ceres, Pluto, Haumea, Makemake și Eris.[7] Cu toate acestea se crede că numai Ceres și Pluto au toate caracteristicile necesare conform acestei definiții. Altor obiecte precum Sedna, Orcus și Quaoar, li s-ar putea acorda statutul de planetă pitică în viitor.[8] Planetele pitice care orbitează în regiunea transneptuniană sunt numite „plutoizi”, deși acest termen nu este utilizat foarte des.[9]
    • Restul obiectelor care orbitează în jurul Soarelui sunt obiectele mici din sistemul solar.[6]
  3. ^ Vezi Lista de sateliți naturali, pentru o listă completă a sateliților naturali ai celor opt planete și ai primelor cinci planete pitice.
  4. ^ a b Masa sistemului solar (excluzând Soarele, Jupiter și Saturn), poate fi determinată prin însumarea tuturor maselor calculate pentru obiectele mai mari și folosind calcule brute pentru masele Norului lui Oort (care are masa aproximativ de 3 ori mai mare ca cea a Pământului)[14], Centura Kuiper (care are aproximativ 0,1 din masa Pământului)[15] și centura de asteroizi (estimată a avea 0,0005 din masa Pământului)[16]. Totalul, rotunjit, dă o valoare aproximativă de ~37 mase ale Pământului sau 8,1% din masa care orbitează în jurul Soarelui. Cu masele combinate ale lui Uranus si Neptun (~31 mase trestre) scăzute, restul de materie, de ~6 mase terestre, cuprinde 1,3% din total.
  5. ^ Măsurătorile astronomice ale distanței în cadrul sistemului solar se fac în unități astronomice (UA). O UA este egală cu distanța medie dintre Pământ și Soare, sau 149,598,000 km. În medie, Pluto se află la 39 de UA de Soare iar Jupiter la aproximativ 5,2 UA. Un an lumină este echivalent cu 63,241 UA.
  6. ^ Dacă ψ reprezintă unghiul dintre polul nord al eclipticei și polul nord galactic, atunci:
    \cos\psi=\cos(\beta_g)\cos(\beta_e)\cos(\alpha_g-\alpha_e)+\sin(\beta_g)\sin(\beta_e),
    unde \beta_g=27° 07′ 42.01″ și \alpha_g=12h 51m 26.282 reprezintă declinația și ascensia dreaptă a polului nord galactic,[131] în timp ce \beta_e=66° 33′ 38.6″ și \alpha_e=18h 0m 00 sunt cele pentru polul nord al eclipticei. (Ambele perechi de coordonate sunt pentru epoca J2000.) Rezultatul calculului este de 60.19°.

Referințe[modificare | modificare sursă]

  1. ^ Mike Brown (23 august 2011). „"Free the dwarf planets!"” (în engleză). "Mike Brown's Planets (self-published)". http://www.mikebrownsplanets.com/2011/08/free-dwarf-planets.html. 
  2. ^ a b c d How Many Solar System Bodies” (în engleză). NASA/JPL Solar System Dynamics. http://ssd.jpl.nasa.gov/?body_count. Accesat la 16 iulie 2013. 
  3. ^ Wm. Robert Johnston (28 octombrie 2012). „Asteroids with Satellites” (în engleză). Johnston's Archive. http://www.johnstonsarchive.net/astro/asteroidmoons.html. Accesat la 16 iulie 2013. 
  4. ^ Minor Planet Center, Uniunea Astronomică Internațională. Accesat pe 4 martie 2013.
  5. ^ a b doi:10.1016/S0273-1177(03)00578-7 10.1016/S0273-1177(03)00578-7
  6. ^ a b c The Final IAU Resolution on the definition of "planet" ready for voting”. IAU. 24 august 2006. http://www.iau.org/iau0602.423.0.html. Accesat la 2 martie 2007. 
  7. ^ a b Dwarf Planets and their Systems”. Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). U.S. Geological Survey. 7 noiembrie 2008. http://planetarynames.wr.usgs.gov/append7.html#DwarfPlanets. Accesat la 13 iulie 2008. 
  8. ^ Ron Ekers. „IAU Planet Definition Committee”. International Astronomical Union. http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0601/newspaper/. Accesat la 13 octombrie 2008. 
  9. ^ Plutoid chosen as name for Solar System objects like Pluto”. International Astronomical Union. June 11, 2008, Paris. http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0804. Accesat la 11 iunie 2008. 
  10. ^ "Today we know of more than a dozen dwarf planets in the solar system".The PI's Perspective
  11. ^ WC Rufus (1923). „The astronomical system of Copernicus”. Popular Astronomy 31: 510. Bibcode1923PA.....31..510R. 
  12. ^ Weinert, Friedel (2009). Copernicus, Darwin, & Freud: revolutions in the history and philosophy of science. Wiley-Blackwell. p. 21. ISBN 978-1-4051-8183-9 
  13. ^ M Woolfson (2000). „The origin and evolution of the solar system”. Astronomy & Geophysics 41 (1): 1.12. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. 
  14. ^ Davoust, Emmanuel. "A hundred years of science at the Pic du Midi Observatory". arXiv:astro-ph/9707201
  15. ^ a b Audrey Delsanti and David Jewitt (2006). „The Solar System Beyond The Planets” (PDF). Institute for Astronomy, University of Hawaii. Arhivat din original la 29 ianuarie 2007. http://web.archive.org/web/20070129151907/http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/2006/DJ06.pdf. Accesat la 3 ianuarie 2007. 
  16. ^ a b Krasinsky, G. A. (1 iulie 2002). „Hidden Mass in the Asteroid Belt”. Icarus 158 (1): 98–105. doi:10.1006/icar.2002.6837. Bibcode2002Icar..158...98K. 
  17. ^ Levison, H. F. (27 noiembrie 2003). „Formarea Centurii Kuiper prin transportul exterior al corpurilor în timpul migrației planetei Neptun”. Nature 426 (6965): 419–421. doi:10.1038/nature02120. PMID 14647375. http://www.nature.com/nature/journal/v426/n6965/abs/nature02120.html. Accesat la 2 martie 2013. 
  18. ^ Harold F. Levison, Martin J Duncan (1997). „From the Kuiper Belt to Jupiter-Family Comets: The Spatial Distribution of Ecliptic Comets”. Icarus 127 (1): 13–32. doi:10.1006/icar.1996.5637. Bibcode1997Icar..127...13L. 
  19. ^ Grossman, Lisa (13 august 2009). „Planet found orbiting its star backwards for first time”. NewScientist. http://www.newscientist.com/article/dn17603-planet-found-orbiting-its-star-backwards-for-first-time.html. Accesat la 2 martie 2013. 
  20. ^ nineplanets.org. „An Overview of the Solar System. http://www.nineplanets.org/overview.html. Accesat la 2 martie 2013. 
  21. ^ Amir Alexander (2006). „New Horizons Set to Launch on 9-Year Voyage to Pluto and the Kuiper Belt”. The Planetary Society. http://www.planetary.org/news/2006/0116_New_Horizons_Set_to_Launch_on_9_Year.html. Accesat la 2 martie 2013. 
  22. ^ a b Marochnik, L. and Mukhin, L. (1995). „"Is Solar System Evolution Cometary Dominated?”. in Shostak, G. S.. Progress in the Search for Extraterrestrial Life. 74. pp. 83. http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ASPC...74...83M. 
  23. ^ Bi, S. L.; Li, T. D.; Li, L. H.; Yang, W. M. (2011). „Solar Models with Revised Abundance”. The Astrophysical Journal 731 (2): L42. doi:10.1088/2041-8205/731/2/L42. Bibcode2011ApJ...731L..42B.  modificare
  24. ^ Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System”. Space Physics Center: UCLA. 2005. Arhivat din original la 24 mai 2012. https://archive.is/HXLq. Accesat la 2 martie 2013. 
  25. ^ The Sun's Vital Statistics”. Stanford Solar Center. http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html. Accesat la 2 martie 2013. , citând Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA. p. 37. NASA SP-402. http://history.nasa.gov/SP-402/contents.htm 
  26. ^ Williams, Dr. David R. (7 septembrie 2006). „Saturn Fact Sheet”. NASA. http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html. Accesat la 31 iulie 2007. 
  27. ^ Williams, Dr. David R. (16 noiembrie 2004). „Jupiter Fact Sheet”. NASA. http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html. Accesat la 2 martie 2013. 
  28. ^ Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson (2007). Encyclopedia of the solar system. Academic Press. p. 615. ISBN 0-12-088589-1 
  29. ^ a b c Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1 decembrie 1995). „Comparative models of Uranus and Neptune”. Planetary and Space Science 43 (12): 1517–1522. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. Bibcode1995P&SS...43.1517P.  modificare
  30. ^ a b c d Podolak, M.; Podolak, J. I.; Marley, M. S. (1 februarie 2000). „Further investigations of random models of Uranus and Neptune”. Planetary and Space Science 48 (2–3): 143–151. doi:10.1016/S0032-0633(99)00088-4. Bibcode2000P&SS...48..143P.  modificare
  31. ^ Michael Zellik (2002). Astronomy: The Evolving Universe (ed. 9th). Cambridge University Press. p. 240. ISBN 0-521-80090-0. OCLC 223304585 46685453 
  32. ^ Placxo, Kevin W.; Gross, Michael (2006). Astrobiology: a brief introduction. JHU Press. p. 66. ISBN 978-0-8018-8367-5. http://books.google.com/?id=2JuGDL144BEC&pg=PA66&dq=inventory+volatiles+hydrogen&q=inventory%20volatiles%20hydrogen 
  33. ^ Guy Ottewell (1989). „The Thousand-Yard Model |subtitle The Earth as a Peppercorn”. NOAO Educational Outreach Office. http://www.noao.edu/education/peppercorn/pcmain.html. Accesat la 2 martie 2013. 
  34. ^ Tours of Model Solar Systems”. University of Illinois. http://internal.psychology.illinois.edu/~wbrewer/solarmodel.html. Accesat la 2 martie 2013. 
  35. ^ Luleå är Sedna. I alla fall om vår sol motsvaras av Globen i Stockholm.”. Norrbotten Kuriren (in swedish). http://www.kuriren.nu/arkiv/2005/11/17/Lokalt/1510647/Lule%C3%A5-%C3%A4r-Sedna.aspx. Accesat la 2 martie 2013. 
  36. ^ Data se bazează pe cele mai vechi incluziuni identificate în meteoriți și se consideră a fi data de formare a primului material solid în perioada colapsului nebuloasei.
    A. Bouvier and M. Wadhwa. "The age of the solar system redefined by the oldest Pb-Pb age of a meteoritic inclusion." Nature Geoscience, în presă, 2010. doi:10.1038/NGEO941
  37. ^ a b c Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System”. University of Arizona. http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html. Accesat la 9 martie 2013. 
  38. ^ Irvine, W. M. (1983). „The chemical composition of the pre-solar nebula”. Cometary exploration; Proceedings of the International Conference. 1. pp. 3. Bibcode1983coex....1....3I. 
  39. ^ Greaves, Jane S. (7 ianuarie 2005). „Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems”. Science 307 (5706): 68–71. doi:10.1126/science.1101979. PMID 15637266. Bibcode2005Sci...307...68G. 
  40. ^ Present Understanding of the Origin of Planetary Systems”. National Academy of Sciences. 5 aprilie 2000. http://www.nap.edu/openbook.php?record_id=1732&page=21. Accesat la 11 martie 2013. 
  41. ^ Boss, A. P.; Durisen, R. H. (2005). „Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation”. The Astrophysical Journal 621 (2): L137. doi:10.1086/429160. Bibcode2005ApJ...621L.137B. 
  42. ^ Sukyoung Yi; Pierre Demarque; Yong-Cheol Kim; Young-Wook Lee; Chang H. Ree; Thibault Lejeune; Sydney Barnes (2001). „Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The Y^{2} Isochrones for Solar Mixture”. Astrophysical Journal Supplement 136: 417. doi:10.1086/321795. Bibcode2001ApJS..136..417Y. 
  43. ^ A. Chrysostomou, P. W. Lucas (2005). „The Formation of Stars”. Contemporary Physics 46 (1): 29. doi:10.1080/0010751042000275277. Bibcode2005ConPh..46...29C. 
  44. ^ K. P. Schroder, Robert Cannon Smith (2008). „Distant future of the Sun and Earth revisited”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1): 155–163. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. Bibcode2008MNRAS.386..155S. 
  45. ^ Pogge, Richard W. (1997). „The Once & Future Sun” (lecture notes). New Vistas in Astronomy. Arhivat din original la 27 mai 2005. http://web.archive.org/web/20050527094435/http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/Vistas/. Accesat la 11 martie 2013. 
  46. ^ Sun: Facts & Figures”. NASA. Arhivat din original la 2 ianuarie 2008. http://web.archive.org/web/20080102034758/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric. Accesat la 2 martie 2013. 
  47. ^ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. 120–127. ISBN 978-0-691-05781-1 
  48. ^ Why is visible light visible, but not other parts of the spectrum?”. The Straight Dome. 2003. http://www.straightdope.com/columns/read/2085/why-is-visible-light-visible-but-not-other-parts-of-the-spectrum. Accesat la 2 martie 2013. 
  49. ^ a b Than, Ker (30 ianuarie 2006). „Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single”. SPACE.com. http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html. Accesat la 2 martie 2013. 
  50. ^ Smart, R. L.; Carollo, D.; Lattanzi, M. G.; McLean, B.; Spagna, A. (2001). „The Second Guide Star Catalogue and Cool Stars”. in Hugh R. A. Jones and Iain A. Steele. Ultracool Dwarfs: New Spectral Types L and T. Springer. pp. 119. Bibcode2001udns.conf..119S. 
  51. ^ Nir J. Shaviv (2003). „Towards a Solution to the Early Faint Sun Paradox: A Lower Cosmic Ray Flux from a Stronger Solar Wind”. Journal of Geophysical Research 108 (A12): 1437. doi:10.1029/2003JA009997. Bibcode2003JGRA..108.1437S. 
  52. ^ T. S. van Albada, Norman Baker (1973). „On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters”. Astrophysical Journal 185: 477–498. doi:10.1086/152434. Bibcode1973ApJ...185..477V. 
  53. ^ Charles H. Lineweaver (9 martie 2001). „An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect”. Icarus 151 (2): 307–313. doi:10.1006/icar.2001.6607. Bibcode2001Icar..151..307L. 
  54. ^ Solar Physics: The Solar Wind”. Marshall Space Flight Center. 16 iulie 2006. http://solarscience.msfc.nasa.gov/SolarWind.shtml. Accesat la 3 octombrie 2006. 
  55. ^ a b c Voyager Enters Solar System's Final Frontier”. NASA. http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/voyager_agu.html. Accesat la 2 aprilie 2007. 
  56. ^ Phillips, Tony (15 februarie 2001). „The Sun Does a Flip”. Science@NASA. http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm. Accesat la 4 februarie 2007. 
  57. ^ A Star with two North Poles, April 22, 2003, Science @ NASA
  58. ^ Riley, Pete (2002). „Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations”. Journal of Geophysical Research 107. doi:10.1029/2001JA000299. Bibcode2002JGRA.107g.SSH8R. http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/monthly_highlights/2002-July-2001JA000299.pdf. 
  59. ^ Lundin, Richard (9 martie 2001). „Erosion by the Solar Wind”. Science 291 (5510): 1909. doi:10.1126/science.1059763. PMID 11245195. 
  60. ^ Langner, U. W. (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. Bibcode2005AdSpR..35.2084L. 
  61. ^ Long-term Evolution of the Zodiacal Cloud”. 1998. http://astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/1997/zodiac/backman/IIIc.html. Accesat la 3 februarie 2007. 
  62. ^ ESA scientist discovers a way to shortlist stars that might have planets”. ESA Science and Technology. 2003. http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=29471. Accesat la 3 februarie 2007. 
  63. ^ Landgraf, M. (1 mai 2002). „Origins of Solar System Dust beyond Jupiter”. The Astronomical Journal 123 (5): 2857–2861. doi:10.1086/339704. Bibcode2002AJ....123.2857L. http://astron.berkeley.edu/~kalas/disksite/library/ladgraf02.pdf. Accesat la 9 februarie 2007. 
  64. ^ Inner Solar System”. NASA Science (Planets). http://nasascience.nasa.gov/planetary-science/exploring-the-inner-solar-system. Accesat la 9 mai 2009. 
  65. ^ 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
  66. ^ Bill Arnett (2006). „Mercury”. The Nine Planets. http://www.nineplanets.org/mercury.html. Accesat la 2 martie 2013. 
  67. ^ Benz, W., Slattery, W. L., Cameron, A. G. W. (1988), Collisional stripping of Mercury's mantle, Icarus, v. 74, p. 516–528.
  68. ^ Cameron, A. G. W. (1985), The partial volatilization of Mercury, Icarus, v. 64, p. 285–294.
  69. ^ Mark Alan Bullock (1997) (PDF). The Stability of Climate on Venus. Southwest Research Institute. http://www.boulder.swri.edu/~bullock/Homedocs/PhDThesis.pdf. Accesat la 3 martie 2013. 
  70. ^ 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. http://www.boulder.swri.edu/~bullock/Homedocs/Science2_1999.pdf. Accesat la 3 martie 2013. 
  71. ^ What are the characteristics of the Solar System that lead to the origins of life?”. NASA Science (Big Questions). http://science.nasa.gov/planetary-science/big-questions/what-are-the-characteristics-of-the-solar-system-that-lead-to-the-origins-of-life-1/. Accesat la 3 martie 2013. 
  72. ^ Anne E. Egger, M.A./M.S.. „Earth's Atmosphere: Composition and Structure”. VisionLearning.com. http://www.visionlearning.com/library/module_viewer.php?c3=&mid=107&l=. Accesat la 3 martie 2013. 
  73. ^ David C. Gatling, Conway Leovy (2007). „Mars Atmosphere: History and Surface Interactions”. in Lucy-Ann McFadden et. al.. Encyclopaedia of the Solar System. pp. 301–314 
  74. ^ David Noever (2004). „Modern Martian Marvels: Volcanoes?”. NASA Astrobiology Magazine. http://www.astrobio.net/news/modules.php?op=modload&name=News&file=article&sid=1360&mode=thread&order=0&thold=0. Accesat la 3 martie 2013. 
  75. ^ Mars: A Kid's Eye View”. NASA. http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Mars&Display=Kids. Accesat la 3 martie 2013. 
  76. ^ Scott S. Sheppard, David Jewitt, and Jan Kleyna (2004). „A Survey for Outer Satellites of Mars: Limits to Completeness”. Astronomical Journal. http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/2004/SJK2004.pdf. Accesat la 3 martie 2013. 
  77. ^ Are Kuiper Belt Objects asteroids? Are large Kuiper Belt Objects planets?”. Cornell University. http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=601. Accesat la 3 martie 2013. 
  78. ^ Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; Chambers, J. (2001). „The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt” (PDF). Icarus 153 (2): 338–347. doi:10.1006/icar.2001.6702. Bibcode2001Icar..153..338P. http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf. Accesat la 3 martie 2013. 
  79. ^ IAU Planet Definition Committee”. International Astronomical Union. 2006. http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0601/newspaper/. Accesat la 3 martie 2013. 
  80. ^ New study reveals twice as many asteroids as previously believed”. ESA. 2002. http://www.esa.int/esaCP/ESAASPF18ZC_index_0.html. Accesat la 3 martie 2013. 
  81. ^ Beech, M.; Steel (1 septembrie 1995). „On the Definition of the Term Meteoroid”. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 36 (3): 281–284. Bibcode1995QJRAS..36..281B. 
  82. ^ History and Discovery of Asteroids” (DOC). NASA. http://dawn.jpl.nasa.gov/DawnClassrooms/1_hist_dawn/history_discovery/Development/a_modeling_scale.doc. Accesat la 3 martie 2013. 
  83. ^ Phil Berardelli (2006). „Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water”. SpaceDaily. http://www.spacedaily.com/reports/Main_Belt_Comets_May_Have_Been_Source_Of_Earths_Water.html. Accesat la 3 martie 2013. 
  84. ^ Barucci, M. A.; Kruikshank, D.P.; Mottola S.; Lazzarin M. (2002). „Physical Properties of Trojan and Centaur Asteroids”. Asteroids III. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 273–87 
  85. ^ A. Morbidelli, W. F. Bottke Jr., Ch. Froeschlé, P. Michel; Bottke; Froeschlé; Michel (1 ianuarie 2002). W. F. Bottke Jr., A. Cellino, P. Paolicchi, and R. P. Binzel. ed. „Origin and Evolution of Near-Earth Objects” (PDF). Asteroids III (University of Arizona Press): 409–422. Bibcode2002aste.conf..409M. http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Morbidelli-etal_2002_AstIII_NEOs.pdf. 
  86. ^ Jack J. Lissauer, David J. Stevenson (2006). „Formation of Giant Planets” (PDF). NASA Ames Research Center; California Institute of Technology. http://www.gps.caltech.edu/uploads/File/People/djs/lissauer&stevenson(PPV).pdf. Accesat la 16 ianuarie 2006. 
  87. ^ Pappalardo, R T (1999). „Geology of the Icy Galilean Satellites: A Framework for Compositional Studies”. Brown University. http://www.agu.org/cgi-bin/SFgate/SFgate?&listenv=table&multiple=1&range=1&directget=1&application=fm99&database=%2Fdata%2Fepubs%2Fwais%2Findexes%2Ffm99%2Ffm99&maxhits=200&=%22P11C-10%22. Accesat la 16 ianuarie 2006. 
  88. ^ Kargel, J. S. (1994). „Cryovolcanism on the icy satellites”. Earth, Moon, and Planets 67: 101–113. doi:10.1007/BF00613296. Bibcode1995EM&P...67..101K. 
  89. ^ Hawksett, David; Longstaff, Alan; Cooper, Keith; Clark, Stuart; Longstaff; Cooper; Clark (2005). „10 Mysteries of the Solar System”. Astronomy Now 19: 65. Bibcode2005AsNow..19h..65H. 
  90. ^ Podolak, M.; Reynolds, R. T.; Young, R. (1990). „Post Voyager comparisons of the interiors of Uranus and Neptune”. NASA, Ames Research Center 17 (10): 1737. doi:10.1029/GL017i010p01737. Bibcode1990GeoRL..17.1737P. 
  91. ^ Duxbury, N. S., Brown, R. H. (1995). „The Plausibility of Boiling Geysers on Triton”. Beacon eSpace. http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/handle/2014/28034?mode=full. Accesat la 16 ianuarie 2006. 
  92. ^ John Stansberry, Will Grundy, Mike Brown, Dale Cruikshank, John Spencer, David Trilling, Jean-Luc Margot (2007). „Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope”. The Solar System Beyond Neptune. pp. 161. Bibcode2008ssbn.book..161S. 
  93. ^ Patrick Vanouplines (1995). „Chiron biography”. Vrije Universitiet Brussel. http://www.vub.ac.be/STER/www.astro/chibio.htm. Accesat la 23 iunie 2006. 
  94. ^ Sekanina, Zdeněk (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: 78–93. Bibcode2001PAICz..89...78S. 
  95. ^ Królikowska, M. (2001). „A study of the original orbits of hyperbolic comets”. Astronomy & Astrophysics 376 (1): 316–324. doi:10.1051/0004-6361:20010945. Bibcode2001A&A...376..316K. 
  96. ^ Whipple, Fred L. (1992). „The activities of comets related to their aging and origin”. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 54: 1–11. doi:10.1007/BF00049540. Bibcode1992CeMDA..54....1W. 
  97. ^ Ovidiu C. Furdui, Evoluția orbitală a corpurilor transneptuniene. Teză de doctorat, Universitatea Babeș-Bolyai din Cluj-Napoca, 2011. Rezumat disponibil on-line, accesat la 24 septembrie 2013.
  98. ^ a b Stephen C. Tegler (2007). „Kuiper Belt Objects: Physical Studies”. in Lucy-Ann McFadden et. al.. Encyclopedia of the Solar System. pp. 605–620 
  99. ^ Brown, M. E.; Van Dam, M. A.; Bouchez, A. H.; Le Mignant, D.; Campbell, R. D.; Chin, J. C. Y.; Conrad, A.; Hartman, S. K. et al. (2006). „Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects” (PDF). The Astrophysical Journal 639 (1): L43–L46. doi:10.1086/501524. Bibcode2006ApJ...639L..43B. http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/gab.pdf. Accesat la 19 octombrie 2011.  modificare
  100. ^ Chiang et al.; Jordan, A. B.; Millis, R. L.; Buie, M. W.; Wasserman, L. H.; Elliot, J. L.; Kern, S. D.; Trilling, D. E. et al. (2003). „Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances”. The Astronomical Journal 126 (1): 430–443. doi:10.1086/375207. Bibcode2003AJ....126..430C. http://www.boulder.swri.edu/~buie/biblio/pub047.pdf. Accesat la 15 august 2009. 
  101. ^ 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”. Earth, Moon, and Planets 92 (1): 113. doi:10.1023/B:MOON.0000031930.13823.be. Bibcode2003EM&P...92..113B. 
  102. ^ E. Dotto1, M. A. Barucci2, and M. Fulchignoni (24 august 2006). „Beyond Neptune, the new frontier of the Solar System” (PDF). http://sait.oat.ts.astro.it/MSAIS/3/PDF/20.pdf. Accesat la 26 decembrie 2006. 
  103. ^ Fajans, J. (1 octombrie 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. http://ist-socrates.berkeley.edu/~fajans/pub/pdffiles/AutoPendAJP.pdf. Accesat la 26 decembrie 2006. 
  104. ^ Marc W. Buie (5 aprilie 2008). „Orbit Fit and Astrometric record for 136472”. SwRI (Space Science Department). http://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/136472.html. Accesat la 15 iulie 2012. 
  105. ^ Michael E. Brown. „The largest Kuiper belt objects” (PDF). CalTech. http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/kbochap.pdf. Accesat la 15 iulie 2012. 
  106. ^ News Release – IAU0807: IAU names fifth dwarf planet Haumea”. International Astronomical Union. 17 septembrie 2008. http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0807/. Accesat la 15 iulie 2012. 
  107. ^ David Jewitt (2005). „The 1000 km Scale KBOs”. University of Hawaii. http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/big_kbo.html. Accesat la 4 martie 2013. 
  108. ^ List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects”. IAU: Minor Planet Center. http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Centaurs.html. Accesat la 4 martie 2013. 
  109. ^ Brown, Michael E.; Schaller, Emily L. (15 iunie 2007). „The Mass of Dwarf Planet Eris”. Science 316 (5831): 1585. doi:10.1126/science.1139415. PMID 17569855. Bibcode2007Sci...316.1585B.  modificare
  110. ^ Littmann, Mark (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. pp. 162–163. ISBN 978-0-486-43602-9 
  111. ^ a b c Fahr, H. J.; Kausch, T.; Scherer, H.; Kausch; Scherer (2000). „A 5-fluid hydrodynamic approach to model the Solar System-interstellar medium interaction” (PDF). Astronomy & Astrophysics 357: 268. Bibcode2000A&A...357..268F. http://aa.springer.de/papers/0357001/2300268.pdf.  Vezi Figura 1 și 2.
  112. ^ NASA/JPL (2009). „Cassini's Big Sky: The View from the Center of Our Solar System. http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=2370&msource=F20091119&tr=y&auid=5615216. Accesat la 20 decembrie 2009. 
  113. ^ Stone, E. C.; Cummings, A. C.; McDonald, F. B.; Heikkila, B. C.; Lal, N.; Webber, W. R. (1 septembrie 2005). „Voyager 1 explores the termination shock region and the heliosheath beyond”. Science 309 (5743): 2017–20. doi:10.1126/science.1117684. PMID 16179468. Bibcode2005Sci...309.2017S. 
  114. ^ Stone, E. C.; Cummings, A. C.; McDonald, F. B.; Heikkila, B. C.; Lal, N.; Webber, W. R. (1 iulie 2008). „An asymmetric solar wind termination shock”. Nature 454 (7200): 71–4. doi:10.1038/nature07022. PMID 18596802. 
  115. ^ P. C. Frisch (University of Chicago) (24 iunie 2002). „The Sun's Heliosphere & Heliopause”. Astronomy Picture of the Day. http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap020624.html. Accesat la 23 iunie 2006. 
  116. ^ Voyager: Interstellar Mission”. NASA Jet Propulsion Laboratory. 2007. http://voyager.jpl.nasa.gov/mission/interstellar.html. Accesat la 8 mai 2008. 
  117. ^ R. L. McNutt, Jr. et al. (2006). „Innovative Interstellar Explorer”. Physics of the Inner Heliosheath: Voyager Observations, Theory, and Future Prospects. 858. pp. 341–347. doi:10.1063/1.2359348. Bibcode2006AIPC..858..341M. 
  118. ^ Anderson, Mark (5 ianuarie 2007). „Interstellar space, and step on it!”. New Scientist. http://space.newscientist.com/article/mg19325850.900-interstellar-space-and-step-on-it.html. Accesat la 5 februarie 2007. 
  119. ^ David Jewitt (2004). „Sedna – 2003 VB12”. University of Hawaii. http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/sedna.html. Accesat la 23 iunie 2006. 
  120. ^ Mike Brown. „Sedna”. CalTech. http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/sedna/. Accesat la 2 mai 2007. 
  121. ^ 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. http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?cmd=Retrieve&db=PubMed&list_uids=11214311&dopt=Citation. Accesat la 19 noiembrie 2006. 
  122. ^ Bill Arnett (2006). „The Kuiper Belt and the Oort Cloud”. nineplanets.org. http://www.nineplanets.org/kboc.html. Accesat la 23 iunie 2006. 
  123. ^ T. Encrenaz, JP. Bibring, M. Blanc, MA. Barucci, F. Roques, PH. Zarka (2004). The Solar System: Third edition. Springer. p. 1 
  124. ^ 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”. Icarus 148: 312–315. doi:10.1006/icar.2000.6520. Bibcode2000Icar..148..312D. 
  125. ^ Greicius, Tony (3 decembrie 2012). „NASA Voyager 1 Encounters New Region in Deep Space”. NASA. http://www.nasa.gov/mission_pages/voyager/voyager20121203.html. Accesat la 26 ianuarie 2013. 
  126. ^ English, J. (2000). „Exposing the Stuff Between the Stars”. Hubble News Desk. http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html. Accesat la 6 martie 2013. 
  127. ^ R. Drimmel, D. N. Spergel (2001). „Three Dimensional Structure of the Milky Way Disk”. Astrophysical Journal 556: 181–202. doi:10.1086/321556. Bibcode2001ApJ...556..181D. 
  128. ^ Eisenhauer, F. (2003). „A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center”. Astrophysical Journal 597 (2): L121–L124. doi:10.1086/380188. Bibcode2003ApJ...597L.121E. 
  129. ^ Leong, Stacy (2002). „Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)”. The Physics Factbook. http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml. Accesat la 6 martie 2013. 
  130. ^ C. Barbieri (2003). „Elementi di Astronomia e Astrofisica per il Corso di Ingegneria Aerospaziale V settimana”. IdealStars.com. http://dipastro.pd.astro.it/planets/barbieri/Lezioni-AstroAstrofIng04_05-Prima-Settimana.ppt. Accesat la 6 martie 2013. 
  131. ^ Reid, M.J. (30 iulie 2004). „The Proper Motion of Sagittarius A*”. The Astrophysical Journal 616 (2): 883. doi:10.1086/424960. Bibcode2004ApJ...616..872R. 
  132. ^ a b Leslie Mullen (2001). „Galactic Habitable Zones”. Astrobiology Magazine. http://www.astrobio.net/news/modules.php?op=modload&name=News&file=article&sid=139. Accesat la 6 martie 2013. 
  133. ^ Supernova Explosion May Have Caused Mammoth Extinction”. Physorg.com. 2005. http://www.physorg.com/news6734.html. Accesat la 6 martie 2013. 
  134. ^ Near-Earth Supernovas”. NASA. http://science.nasa.gov/headlines/y2003/06jan_bubble.htm. Accesat la 5 martie 2013. 
  135. ^ Stars within 10 light years”. SolStation. http://www.solstation.com/stars/s10ly.htm. Accesat la 6 martie 2013. 
  136. ^ Tau Ceti”. SolStation. http://www.solstation.com/stars/tau-ceti.htm. Accesat la 6 martie 2013. 
  137. ^ Dumusque, X.; Pepe, F.; Lovis, C.; Ségransan, D.; Sahlmann, J.; Benz, W.; Bouchy, F. O.; Mayor, M. et al. (2012). „An Earth-mass planet orbiting α Centauri B”. Nature 491 (7423): 207–211. doi:10.1038/nature11572. PMID 23075844.  modificare

Vezi și[modificare | modificare sursă]

Legături externe[modificare | modificare sursă]