La kvar terecaj aŭ internaj planedoj havas densajn, ŝtonajn kunmetaĵojn, malmultajn aŭ neniujnlunojn, kaj neniujnringsistemojn. Ili estas kunmetitaj plejparte de fajrimunaj mineraloj kiel ekzemple la silikatoj — kiuj formas siajnkrustojn kajmantelojn — kaj metaloj kiel ekzemple fero kaj nikelo kiuj formas siajnkernojn. Tri el la kvar internaj planedoj (Venuso, Tero kaj Marso) havasatmosferojn sufiĉe grandajn por generi veteron; ĉiuj havas trafokraterojn kajtektonajn surfactrajtojn, kiel ekzempleriftvaloj kaj vulkanoj.[2]
Merkuro (0,4 AU (60 milionoj da km) de la Suno) estas la plej proksima planedo al la Suno. La plej malgranda planedo en la Sunsistemo (0,055MTero), Merkuro ne havas naturajn satelitojn. La dominaj geologiaj ecoj estas trafokrateroj aŭ basenoj kun elĵetkovriloj, la restaĵoj de frua vulkana aktiveco inkluzive de magmofluoj, kaj lobaj krestoj aŭ krutaĵoj kiuj estis verŝajne produktitaj per periodo de kuntiriĝo frue en la historio de la planedo.[3]
Venuso (0,7 AU (100 milionoj da km) de la Suno) estas proksima en grandeco al la Tero (0,815MTero) kaj, kiel la Tero, havas dikan siliciatan mantelon ĉirkaŭ ferkerno, grandan atmosferon, kaj signojn de interna geologia aktiveco. Ĝi estas multe pli seka ol la Tero, kaj ĝia atmosfero estas naŭdek fojojn pli densa. Venuso ne havas naturajn satelitojn. Ĝi estas la plej varma planedo, kun surfactemperaturoj pli ol 400 °C, plejparte pro la kvanto deforcejaj gasoj en la atmosfero.[4]
Tero (1 AU (150 milionoj da km) de la Suno) estas la plej granda kaj plej densa el la internaj planedoj, la nura konata havi aktualan geologian aktivecon, kaj la nura loko kie vivo estas konata ke ekzistas.[5] Ĝia likvahidrosfero estas unika inter la terecaj planedoj, kaj ĝi estas la nura planedo kieplatotektoniko estis observita.[6] Ĝi havas unu naturan sateliton, laLunon, la nuran grandan sateliton de tereca planedo en la Sunsistemo.
Marso (1,5 AU (220 milionoj da km) de la Suno) estas pli malgranda ol Tero kaj Venuso (0,107MTero). Marso havas du etajn naturajn satelitojn (Dejmo kajFobo) supozitaj kiel aŭ kaptitaj asteroidoj,[7] aŭ elĵetitaj derompaĵoj de masiva trafo frue en la historio de Marso.[8]
Pli detalaj informoj troveblas en artikoloAsteroida zono.
La asteroida zono okupas la orbiton inter Marso kaj Jupitero, inter 2,3 kaj 3,3 AU (340 kaj 490 milionoj da km) de la Suno. Ĝi supozeble estas restaĵoj de la formacio de la Sunsistemo kiu ne kunfluis pro la gravita interfero de Jupitero.[9]
Jupitero (5,2 AU (780 milionoj da km) de la Suno), je 318MTero, estas 2,5 fojojn la maso de ĉiuj aliaj planedoj kunigitaj. Ĝi estas kunmetita plejparte dehidrogeno kajheliumo. La forta interna varmo de Jupitero kreas duon-permanentajn trajtojn en sia atmosfero, kiel ekzemple nuboj kaj laGranda Ruĝa Makulo. Jupitero havas95 konatajn satelitojn.[10] La kvar plej grandaj,Ganimedo,Kalisto,Iono kajEŭropo, estas nomitaj laGalilejaj lunoj: ili montras similaĵojn al la terecaj planedoj, kiel vulkanismo kaj interna hejtado.
Saturno (9,5 AU (1,42 miliardoj da km) de la Suno), distingita per ĝia ampleksaringosistemo, havas plurajn similaĵojn al Jupitero, kiel ekzemple ĝia atmosfera kunmetaĵo kajmagnetosfero. Saturno havas146 konfirmitajn satelitojn kunmetitajn plejparte de glacio. Du el tiuj,Titano kajEncelado, montras signojn de geologia aktiveco;[11] ili, same kiel kvin aliaj Saturnaj lunoj (Japeto,Reo,Diono,Tetiso, kajMimaso), estas sufiĉe grandaj por esti rondaj. Titano, la dua plej granda luno en la Sunsistemo, estas pli granda ol Merkuro kaj la nura satelito en la Sunsistemo kiu havas grandan atmosferon.[12][13]
Urano, kun la mezgrandaj planedoidecaj lunojMirando,Arielo,Umbrielo,Titanjo,Oberono, kaj multaj lunetoj (viduliston de uranaj lunoj). Ĝi estas la 4-e plej peza kaj 3-e plej granda planedo en la sunsistemo. Urano eltroviĝis1781 kaj nomiĝis laŭ la helena dio de ĉielo,Urano. La malnovasimbolo de Urano similas la simbolon deMarso. La nova simbolo anstataŭas la sagon per "H" laŭHerschel, la malkovrinto, kaj estas malpli intermiksebla. Kontraŭe al kutimamiskompreno, ĝi estas – dum bonaj kondiĉoj – videbla nudokule, se oni rigardas atente la stelplenan ĉielon malproksime de konstruaĵoj, vojoj kaj aliaj similajprilumitaj objektoj.
Neptuno, kun la planedoideca lunoTritono kaj pluraj lunetoj (viduliston de neptunaj lunoj). Ĝi estas la lasta kaj malplej granda el la kvargasgigantoj, sed la kvara plej granda kaj tria plej peza el ĉiuj planedoj de la sunsistemo[14]. Neptuno estas la nura objekto en la Sunsistemo kiu nun estas konsiderata planedo (Plutono ne plu estas konsiderata planedo) kaj kiun normala persono ne povas vidi de la Tero per la nuda okulo, kvankam Urano estas tiel malforte videbla ke ankaŭ ĝi estis nur konsiderata planedo malfrue. Malkovris Neptunon lagermana astronomoJohann Gottfried Galle la 23-an de septembro 1846[15], helpe de kalkuloj deUrbain Le Verrier kajJohn Couch Adams[16], kiuj kalkulis la lokon de tiu planedo per la perturboj de la orbito deUrano. Neptuno estis nomata laŭNeptuno, laromia dio de oceano. Ĝia signo estas ♆, stiligitatridento. Neptuno estas nevidebla nudokule[17] kaj enteleskopo aperas kiel bluverda disko. Ĝin vizitis nur unukosmosondilo:Voyager 2, kiu preterpasis ĝin la 25-an de aŭgusto 1989. Ĝia plej granda satelito estasTritono.
Kujperzonanoj: la planedoidojPlutono (kun la planedeca lunoĤarono kaj pluraj lunetoj),Haŭmeo (kun ĝiaj lunetoj), kajMakemako; la nepre certaj planedoidojOrko (luno Vanto),Kvavaro (luneto Vejvoto), kaj multaj aliaj, pli malgrandaj, objektoj
„ (1)Planedo estas ĉiela korpo, kiu (a) estas en orbito ĉirkaŭ la Suno, (b) havas sufiĉan mason por ke ĝia propra gravito superu la fortojn de rigida korpo kaj ĝi tiel ricevu hidrostatike ekvilibran formon proksimume globan, kaj (c) balais la ĉirkaŭaĵon de sia orbito.
(2)Planedoido ("Nana planedo") estas ĉiela korpo, kiu (a) estas en orbito ĉirkaŭ la Suno, (b) havas sufiĉan mason por ke ĝia propra gravito superu la fortojn de rigida korpo kaj ĝi tiel ricevu hidrostatike ekvilibran formon proksimume globan, kaj (c) ne balais la ĉirkaŭaĵon de sia orbito, kaj (d) ne estas satelito.
(3)Ĉiujn aliajn objektojn, escepte de satelitoj, orbitantajn la Sunon oni nomu kolektivemalgrandaj Sunsistemaj korpoj. ”
La punkto (c) de la difino de planedo kaŭzas, ke Plutono ne plu estu nomataplanedo, dum ĝi ja plenumas la kondiĉojn de la grupoplanedoido. La nova kolektiva nomo de la tria grupomalgrandaj Sunsistemaj korpoj deplanedetoj kajkometoj evidente ne celas forpuŝi la jam ekzistantajn grupojn asteroido, kometo kaj aliaj, nur esti kolektiva nomo por ĉiuj astretoj (ĉiuj objektoj ekster la grupoj (1) kaj (2)).
La novaj difinoj koncernas nur nian Sunsistemon. Mankas precizaj difinoj por eroj de similaj sistemoj ĉirkaŭ aliaj steloj.
Lakta Vojo super virina silueto, ĉe Trona Pinnacles,Kalifornio. Al la homa okulo la Lakta Vojo aspektas tre fora, sed fakte la Sunsistemo estas ties parto.
La Sunsistemo estas tre malgranda parto de niagalaksio, nome laLakta Vojo: La Suno estas unu el la plurcent miliardoj da steloj en la tuta galaksio. Ĝi troviĝas je distanco proksimume du trionoj de la centro al la rando. Lumo bezonas preskaŭ unu tagon por transiri nian Sunsistemon. La sistemo havas aĝon de proksimume 4500 – 5000 milionoj da jaroj. Ĝi estas formita de la gravita disfalo de granda nubo de polvo kaj gaso, tia kia ekzistas inter steloj hodiaŭ.
La stabileco de la sistemo rezultas el gravito de Suno (kvankam la gravito de planedoj teorie estas samvalora, ĝi estas kompare malforta). Ne estas precize difineble kie Sunsistemo finiĝas. Unu ebla limo estas laheliopaŭzo kie la suna vento ĉesas. Alia estas distanco kie gravito de la Suno ĉesas superi graviton de aliaj steloj, ĉirkaŭ 2lumjaroj fore de la Suno.
Jam estas pruvite, ke aliaj stelsistemoj kun planedoj ekzistas ĉe aliaj steloj kaj en la Lakta Vojo kaj en aliaj galaksioj.
Tiu dekomenca nubego estis kelkajn lumjarojn granda kaj probable ĝi naskis kelkajn stelojn.[21] Kiel tipe ĉe molekulaj nubegoj, ankaŭ tiu konsistis ĉefe dehidrogeno, iom daheliumo, kaj malgrandaj kvantoj de pli pezaj elementoj fuziitaj de antaŭaj generacioj de steloj. Ĉar la regiono kiu nun estas konata kiel Sunsistemo, en ankoraŭa stato konata kiel "antaŭsuna nubego",[22] kolapsis,la konservado de la angula movokvanto okazigis, ke ĝi rotaciis pli rapide. La centro, kie kolektiĝis plej granda parto de la amaso, pli kaj pli varmiĝis pli ol la ĉirkaŭstela disko.[21] Dum la malpliiĝanta nubego rotaciis pli rapide, ĝi ekebeniĝis ĝis iĝipraplaneda disko kun diametro de ĉirkaŭ 200 AU (30 mil milionoj da km; 19 mil milionoj da mi)[21] kaj varma, densaproto-stelo en la centro.[23][24] La planedoj formitaj per akrecio (malkresko) el tiu disko,[25] en kiuj polvo kaj gaso gravite altiris unu la alian, koaleskante ĝis formi eĉ pli grandajn korpojn. Eble centoj da protoplanefoj ekzistis en la frua Sunsistemo, sed ili jen merĝis jen estis detruitaj aŭ forĵetitaj, lasante planedojn, nanplanedojn, kaj restintajn minorajn korpojn.[26][27]
Teamo de astronomoj uzante laKosmoteleskopo Hubble spektis en la jaro 2000 planedon kiu kliniĝas kun siaprotoplaneda disko ambaŭ je 30°. La sama kliniĝo indikas ke la planedo formiĝis el la disko. Ĝia stelo,Epsilon Eridani, aĝas nur 800 milionojn da jaroj, kio signifas ke la ĉirkaŭa protoplaneda disko restas kaj povas esti observata. Ĝi foras el Tero je nur 10,5 jarlumoj, facile videbla.[28]
La astronomo Alice Quill observis per la Hubble-teleskopo tri proksimajn stelojn,Microscopii,Beta Pictoris kajFomalhaut, kaj iliajn ĉirkaŭajn protoplanedajn diskojn.[29]
Laŭ nuntempaj opinioj moviĝis antaŭ ĉirkaŭ 4,6 miliardoj da jaroj[30] en la nuna loko de la Sunsistemo kaj de la ĉirkaŭaj steloj vastega materia nubego ĉirkaŭ lagalaksia centro.
La hidrogeno kaj la pli granda parto de la heliumo estiĝis jam ĉe lapraeksplodo. La pezaj elementoj kaj kombinaĵoj kreiĝis ene de steloj kaj liberiĝis ĉe iliaj eksplodoj kielstelpolvo. Partoj de la materia nubego kuntiriĝis pro la propragravito kaj plidensiĝis. Kaŭzo de tio estis eble eksplodo de relative proksimasupernovao, kies premondoj trairis la nubegon. Tiaj densiĝoj kreis verŝajne plurajn centojn aŭ eble milojn da steloj enstelamaso, kiu verŝajne post kelkaj centoj da milionoj da jaroj disiĝis en liberajn unuopajn aŭ duopajn stelojn.
En la restantaprotoplaneda disko laŭ la ĝisnuna modelo, la kuniĝo de polveroj estigisprotoplanedon. Tiuj grandaj strukturoj havis sufiĉe da maso por kuniĝi per sia gravito kun aliaj protoplanedo kaj pli grandaj objektoj.
La epoko de la estiĝo de montgrandaj protoplanedoj, kaj tiel la komenco de la planedestiĝo estis trovitaj pro esploroj de iujmeteoritoj: ĝi okazis antaŭ 4 568 miliardoj da jaroj (kun malcerteco de 2 milionoj da jaroj).[32]
↑Kunvidebla magnitudo je 8,0, Neptuno estas malpli brila ol la malplej brilaj nudokule videblaj steloj, kiuj havas videblan magnitudon je proksimume 6,0.
↑ Irvine, W. M. (1983). "The chemical composition of the pre-solar nebula".Cometary exploration; Proceedings of the International Conference. Vol. 1. p. 3. Bibcode:1983coex....1....3I.
↑ (1990) “3. Present Understanding of the Origin of Planetary Systems”,Strategy for the Detection and Study of Other Planetary Systems and Extrasolar Planetary Materials: 1990–2000. National Academies Press, p. 21–33.ISBN 978-0309041935.
↑ (2005) “Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation”,The Astrophysical Journal621 (2),p. L137.doi:10.1086/429160.Bibkodo:2005ApJ...621L.137B. 15244154.
Serge Brunier:Reise durch das Sonnensystem. (Vojaĝo tra la Sunsistemo.), Westermann, Braunschweig 1994
Pat Dasch:Icy worlds of the solar system. (Glaciaj mondoj de la Sunsistemo.) Cambridge Univ. Press, Cambridge 2004,ISBN 0-521-64048-2
Joachim Gürtler, Johann Dorschner:Das Sonnensystem. Wissenschaftliche Schriften zur Astronomie. (La Sunsistemo. Sciencaj tekstoj pri astronomio.) Barth, Leipzig/Berlin/Heidelberg 1993,ISBN 3-335-00281-4
C. H. Heller:Encounters with protostellar disks. I - Disk tilt and the nonzero solar obliquity, ApJ 408, 1993, S. 337
P. Kroupa:The dynamical properties of stellar systems in the Galactic disc, MNRAS 277, 1995, S. 1507PDF ĉe arXivArkivigite je 2021-06-28 per la retarkivoWayback Machine
Glenn J. MacPherson:Oxygen in the solar system. (Oksigeno en la Sunsistemo.) Mineralogical Society of America, Chantilly 2008,ISBN 978-0-939950-80-5
Eugene F. Milone, William J. Wilson:Solar system astrophysics. (Sunsistemaj astrofiziko.) Springer, New York 2008,ISBN 978-0-387-73153-7
Rüdiger Vaas, Thorsten Dambeck, Thomas Bürke, Peter Veit:Das neue Sonnensystem (La nova Sunsistemo) (aŭskultlibro sur kd), marto 2007, Komplett Media,ISBN 3-8312-6180-6
La bildlibro de la tero Ideo: Émilie Beaumont, Teksto:Agnès Vandewiele (franca originalo),Jesper Lykke Jacobsen (esperanta traduko), Bildoj: S. Alloy - C. David - F. Guiraud - P. Bon - F. Ruyer. Groupe Fleurus, Paris, www.editionsfleurus.com,ISBN 9782215031086
