Päikesesüsteem

See artikkel räägib meie Päikesesüsteemist; väljaspool meie Päikesesüsteemi leiduvate tähesüsteemide kohta vaata artiklit Planeedisüsteem

---

Päikesesüsteemi planeedid. Planeetide suurused on mõõtkavas, kaugused aga mitte.

Päikesesüsteemi planeedid

Päikesesüsteem koosneb Päikesest ning sellega gravitatsiooniliselt seotud astronoomilistest objektidest, mis tekkisid molekulaarpilve (tuntud ka kui Päikese udukogu) kokkutõmbumisel 4,6 miljardit aastat tagasi. Suurem osa Päikese ümber tiirlevate objektide massist on jagunenud kaheksa planeedi vahel. Need planeedid tiirlevad ümber Päikese peaaegu ringikujulisel enam-vähem samatasandilisel orbiidil. Neli väiksemat siseplaneeti Merkuur, Veenus, Maa ja Marss, mida nimetatakse ka Maa-taolisteks planeetideks, koosnevad põhiliselt kivimitest ja metallidest. Neli välimist gaasilist hiidplaneeti on võrreldes Maa-taoliste planeetidega oluliselt massiivsemad. Kaks suurimat planeeti, Jupiter ja Saturn, koosnevad peamiselt vesinikust ja heeliumist. Kahel kaugeimal, Uraanil ja Neptuunil, arvatakse olevat tahke siseosa, mis koosneb põhiliselt kivimite ja erinevat tüüpi jääde (nt vee, ammoniaagi ja metaani) segust. Seetõttu nimetatakse neid vahel eraldi mõistega "jäähiiglased".

Lisaks planeetidele on Päikesesüsteem koduks ka paljudele väiksematele objektidele. Asteroidide vöö, mis asub Marsi ja Jupiteri vahel, koosneb sarnaselt Maa-taoliste planeetidega põhiliselt mineraalsetest ja metallist objektidest. Teiseks regiooniks nimetatakse Neptuuni-taguseid objekte, mis koosnevad peamiselt erinevat tüüpi jääst, nagu vesi, ammoniaak ja metaan. Sinna piirkonda ja kaugemalegi jääb Kuiperi vöö ning Kuiperi vöö hajusketas.

Päikesesüsteemi kaugemateks piirkondadeks on heliopaus ja hüpoteetiline Öpiku-Oorti pilv.

Avastamine ja uurimine

Ptolemaiose geotsentriline maailmapilt

Geotsentriline maailmapilt

Kuni renessansiajani usuti valdavalt, et Maa asub Universumi keskpunktis (geotsentriline maailmapilt) ja erineb teistest öise taeva objektidest. Päikesesüsteemi objektide näivaid liikumisi Maalt vaadatuna peetigi nende tegelikuks liikumiseks ümber Maa, mida arvati paigal seisvat. Esimesed, kes spekuleerisid sarnase süsteemi üle, olid kreeka filosoof Aristarchus ja india matemaatik-astronoom Aryabhatta. Geotsentrilise maailmapildi matemaatilise mudeli loojaks peetakse Ptolemaiost. Geotsentrilise maailmapildi mudelit kasutati planeetide asukohtade arvutamiseks laialdaselt kuni 17. sajandi keskpaigani.

Heliotsentriline maailmapilt

Esimene, kes geotsentrilisust matemaatiliselt eitas, oli Mikołaj Kopernik. Ta pakkus välja Päikesesüsteemi heliotsentrilise mudeli, mille järgi kõik planeedid liiguvad ümber Päikese ringikujulistel orbiitidel. Juba sõna "päikesesüsteem" ise eeldab niisugust vaateviisi. Ent kõige tähtsam oli see, et ümber Päikese tiirlev Maa osutus üheks planeetidest. 17. sajandi teadlased Galileo Galilei, Johannes Kepler ja Isaac Newton täiendasid tema maailmavaadet paljude füüsikaliste arusaamadega, millega laiem üldsus lõpuks nõustus.

Galileo Galilei uuris teleskoobiga mitmeid taevakehi ning jõudis Jupiteri kaaslaste süsteemi ja siseplaneetidel teleskoobis nähtavate faaside põhjal järeldusele, et kõik kehad ei tiirle ümber Maa. Kuigi Galileo Galilei vaatlused kinnitasid, et Maa tiirleb ümber Päikese ja planeedid on Maa-sarnased taevakehad, ei toonud see kohe kaasa heliotsentrilise maailmasüsteemi võidukäiku. Koperniku mudeli põhjal tehtud arvutused andsid sageli Ptolemaiose mudeliga võrreldes tunduvalt ebatäpsemaid tulemusi.

Heliotsentriline maailmapilt sai lõpliku kinnituse Johannes Kepleri töödega, milles ta töötas välja seadused, mis käsitlesid planeetide liikumist elliptilistel orbiitidel. Isaac Newton töötas välja gravitatsiooniteooria, mis võimaldas Kepleri seadusi kirjeldada range matemaatilise ja füüsikalise teooriana. Elliptilistel orbiitidel liikuvate planeetidega heliotsentriline maailmapilt võimaldas juba väga täpselt arvutada planeetide asukohta taevas. Kui 19. sajandi teisel veerandil mõõdeti esimest korda tähtede kaugused (Struve – Veega kaugus, Bessel – 61 Cygni kaugus), tehti sellest järeldus, et tähed on Päikese-taolised objektid, mille ümber võivad tiirelda ka planeedid.

Esimesed kinnitused planeedisüsteemidest teiste tähtede ümber saadi 20. sajandi viimasel kümnendil.

Relativistlik maailmamudel

Relativistlik maailmamudel sai alguse Albert Einsteini üldrelatiivsusteooriast 1916. aastal. Selle teooria järgi ei asu Päike kosmose keskel ja tähed ei asu sfääris. 1922. aastal leidis vene matemaatik Aleksander Fridman, et selline universum ei saa olla tasakaalus, vaid peab kas paisuma või kokku tõmbuma. Kinnituse "paisuva universumi" teooriale said astronoomid 1926. aastal, kui Edwin Hubble avastas galaktikate laialilendamise. See teooria, mida on täiendatud temperatuuri (soojusenergia) sissetoomisega, ongi tänapäeva kosmoloogia alus.

Ülesehitus ja struktuur

Päikesesüsteemi põhiliseks komponendiks on selle keskmes asuv Päike (peajada täht spektriklassiga G2), mis moodustab 99,86% kogu seni teada oleva süsteemi massist. Ülejäänud massist (0,14%) moodustavad hiidplaneedid 99%.

Enamik suuri objekte tiirlevad ümber Päikese peaaegu samal tasapinnal Maaga. Kui planeetide orbiidid on väga ekliptilised, siis komeedid ja Kuiperi vöö objektid tiirlevad tunduvalt suurema nurga all. Kõik planeedid ja enamik teisi objekte tiirlevad samas suunas ümber Päikese nagu Päike pöörleb ümber oma telje (vastupäeva, kui vaadata ülevalt alla Päikese põhjapoolusele).

Vastavalt Kepleri seadustele tiirleb iga keha mööda ellipsi, mille ühes fookuses on Päike. Kehad, mis asuvad Päikesele ligemal, liiguvad kiiremini, sest Päikese gravitatsioon mõjutab neid rohkem. Elliptilisel orbiidil muutub kehade kaugus Päikesest aasta vältel. Keha lähimat asukohta Päikesest nimetatakse periheeliks ning kaugeimat afeeliks. Planeetide orbiidid on väga väikese ekstsentrilisusega, seevastu paljud asteroidid ja Kuiperi vöö kehad liiguvad mööda välja venitatud ellipseid. Suurem osa komeete seevastu liigub piki ülimalt elliptilisi, paraboolseid või isegi hüperboolseid orbiite.

Mida kaugemal planeet või vöö asub Päikesest, seda suurem vahemaa on temast järgmisena asuva objektiga kui eelnevaga (mõne üksiku erandiga). Näiteks: Veenus asub Merkuurist 0,33 astronoomilise ühiku kaugusel (AU), Saturn, aga 4,3 AU kaugusel Jupiterist ja Neptuun asub 10,5 AU kaugusel Uraanist.

Enamikul planeetidest on oma alamsüsteem: Ümber planeetide tiirlevad kuud ja rõngad. Peaaegu kõik kuud tiirlevad sünkroonis planeediga ehk neil on alati sama poole planeedile pööratud (nagu Kuul).

Peale selle on Päikesesüsteemis veel kääbusplaneedid (näiteks veel hiljuti planeediks peetud Pluuto). Tahkete kehade kogupindala Päikesesüsteemis on 1 700 000 000 km².

Päike

 Pikemalt artiklis Päike

Päike

Päike on Päikesesüsteemi kõige massiivsem komponent, tema arvele langeb umbes 99% kogu Päikesesüsteemi massist. Päikese suure massi (332 990 Maa massi) tõttu on tema tuumas väga kõrge temperatuur ja rõhk, mille tulemusena toimuvad Päikese tuumas termotuumareaktsioonid. Termotuumareaktsioonides vabaneb tohututes kogustes energiat, enamasti elektromagnetkiirguse kujul, mis Päikese sisemusest välja jõudes kiiratakse 5800 K temperatuuriga absoluutselt musta keha kiirgusena. Päikese kiirgusenergia maksimum on rohelises spektriosas, lainepikkusel ca 500 nanomeetrit.

Päike on spektriklassi järgi kollane kääbustäht. See nimi on veidi eksitav, sest võrreldes suurema osa teiste tähtedega Linnutees, on Päike hoopiski võrdlemisi suure massi ja heledusega. Arvatakse, et ligikaudu 85% tähtedest on Päikesest väiksemad.

Planeetidevaheline keskkond

Lisaks valgusele paiskab Päike laiali ka laetud osakesi plasma kujul, mida kutsutakse päikesetuuleks. Sellised osakesed liiguvad kiirusega 1,5 miljonit kilomeetrit tunnis, moodustades (heliosfääri), milles osakesed liiguvad läbi Päikesesüsteemi vähemalt 100 AU kaugusele (heliopausini). Heliosfääri plasma moodustab suure osa planeetidevahelisest keskkonnast. Heliosfääri tihedusel on spiraalne struktuur, mille tekitab ümber oma telje pöörleva Päikese magnetväli.

Heliosfääri tiheduse jaotus

Maa magnetväli takistab päikesetuulel otse atmosfääri siseneda. Kui Päikesel toimuvate aine väljapursete käigus planeetidevahelisse ruumi jõudnud laetud osakeste vood jõuavad magnetväljaga ümbritsetud planeetide atmosfääride ülakihtidesse, tekivad nendes atmosfäärikihtides planeedi magnetpooluste ümbruses virmalised.

Kosmiline kiirgus pärineb väljastpoolt Päikesesüsteemi.

Planeetidevahelises keskkonnas asub ka vähemalt kaks kettasarnast kosmilise tolmu piirkonda. Tihedam neist asub Päikesesüsteemi siseosades ja tekitab sodiaagivalgust. Arvatakse, et see piirkond on tekkinud tänu kokkupõrgetele asteroidivöös. Teine asub umbes 10–40 AU kaugusel ja on arvatavasti tekkinud Kuiperi vöös toimunud mitmetele kokkupõrgetele. Päikesesüsteemi tekkimise ajast pärit tolmu leidub eeskätt süsteemi äärealadel, Öpiku-Oorti pilves.

Päikesesüsteemi siseosa

Päikesesüsteemi siseosa on üldnimetuseks piirkonnale, kus asuvad Maa-sarnased planeedid ja asteroidid. Need taevakehad koosnevad põhiliselt erinevatest silikaatidest ja metallidest. Päikesesüsteemi siseosa raadius on väiksem kui 5 astronoomilist ühikut.

Maa-tüüpi planeedid

 Pikemalt artiklis Maa-sarnased planeedid

Maa-sarnased planeedid

Maa-sarnaseid planeete iseloomustab suhteliselt suur tihedus, kivine pind ja vähe (või puuduvad) kaaslasi. Ühelgi Maa-sarnasel planeedil ei ole rõngaid. Maa-sarnaste planeetide põhikomponentideks on kuumusekindlad mineraalid, mis moodustavad nende koored ja vahevööd (mantlid). Enamasti on neil planeetidel metallidest, näiteks rauast ja niklist, koosnevad tuumad. Kolmel Maa-sarnasel planeedil (Veenusel, Maal, Marsil) on piisavalt tihe atmosfäär, nii et saab rääkida kliimast. Merkuur ja Marss on kaetud arvukate kraatritega, vulkaanilised pinnavormid on valdavad Veenusel, väga tavalised Maal ning silmatorkavad ka Marsil.

Merkuur

Merkuur on Päikesesüsteemis Päikesele lähim (kaugus=0,4 AU Päikesest) ja ka väikseim planeet (0,055 Maa massi). Merkuuril ei ole looduslikke kaaslasi ja ainukeseks geoloogiliseks nähtuseks peale kaatrite on kaljud, mis on tõenäoliselt tekkinud planeedi kokkutõmbumise ajal selle varajases faasis. Merkuuri peaaegu olematu atmosfäär koosneb aatomitest, mida päikesetuul pinnalt üles lennutab. Merkuuri suhteliselt suurt rauast tuuma ja õhukest vahevööd ei ole suudetud veel korralikult seletada. Arvatakse, et planeedi välimised kihid pühiti minema hiiglasliku kokkupõrkega või noore Päikese mõju ei lasknud neil korralikult välja areneda.

Veenus

Veenus asub Päikesest 0,7 astronoomilise ühiku kaugusel ja on massi poolest Maaga kõige sarnasem (0,815 Maa massi). Nagu Maal, on ka Veenusel paks silikaatidest vahevöö ning rauast tuum, paks atmosfäär ning pinnal toimuvad geoloogilised protsessid. Kuid erinevalt Maast on Veenus kuiv ja tema atmosfäär on Maa atmosfäärist koguni 90 korda tihedam, koosnedes põhiliselt süsinikdioksiidist. See on Päikesesüsteemi kuumim planeet, tema pinna temperatuur küündib 460 kraadini, seda tänu atmosfääris suurel hulgal leiduvatele kasvuhoonegaasidele. Veenuse tänapäevasest geoloogilisest aktiivsusest ei ole leitud kindlaid tõendeid, aga kuna tal puudub magnetväli, mis hoiaks ära atmosfääri ärakande kosmosesse, siis peavad tema atmosfääri pidevalt uusi aineid andma vulkaanid. Veenuse pinnavormid on kujundatud üleplaneedilise vulkaanilise aktiivsuse käigus. Veenusel puuduvad looduslikud kaaslased.

Maa

Maa on suurimate mõõtude ja suurima tihedusega planeet Päikesesüsteemi siseosades. Maa on ainus planeet, kus teada olevalt toimuvad praegu geoloogilised protsessid ja ainus koht universumis, kus teadaolevalt eksisteerib elu. Selle vedel hüdrosfäär on unikaalne Maa-tüüpi planeetide hulgas ja Maa on ainus planeet, kus on täheldatud laamade liikumisi. Planeedi pooluste piirkonnas asuvad jääst koosnevad polaarmütsid. Maa atmosfäär erineb suuresti teiste sarnast tüüpi planeetide omast, koosnedes põhiliselt 78% lämmastikust ja 21% hapnikust. Maal on üks looduslik kaaslane, Kuu, mis on suurim kaaslane Maa-tüüpi planeetide hulgas.

Marss

Marss on väiksem kui Veenus ja Maa (0,107 Maa massi) ja asub Päikesest minimaalselt 1,56 astronoomilise ühiku kaugusel. Marsi atmosfäär koosneb enamjaolt süsinikdioksiidist ning atmosfäärirõhk pinnal on vaid 0,6 protsenti Maa atmosfäärirõhust. Marsi pinnas on väga ebaühtlane, kaetud arvukate meteoriidikraatritega. Marsil asuvad ka mõned suured vulkaanid, teiste hulgas Olympus Mons, Päikesesüsteemi kõige kõrgem mägi. Marsil on ka silmatorkavad orud, kõige suurem neist tektoonilise aktiivsuse käigus tekkinud Valles Marineris. Marsi pinnase punakas värvus tuleneb raud(III)oksiidist, mida leidub kõikjal pinnases. Marsi poolustel on polaarmütsid, mis koosnevad süsinikdioksiidi ja vee jääst. Marsil on 2 looduslikku kaaslast, Deimos ja Phobos, need on arvatavasti gravitatsiooniliselt kinni püütud asteroidid.

Asteroidide vöö

Asteroidid on väikesed Päikesesüsteemi kehad. Need koosnevad põhiliselt mineraalidest ja metallidest.

Asteroidide vöö asub Marsi ja Jupiteri vahel, nende orbiidid jäävad Päikesest valdavalt 2,3–4,9 astronoomilise ühiku kaugusele. Arvatakse, et asteroidide vöö on tekkinud Päikesesüsteemi algusaastatel, kui Jupiter oma suure gravitatsiooniga segas planeedi tekkimist.

Asteroide võib leida igas suuruses, alates mõnest meetrist kuni ca 1000 kilomeetrini välja. Suurimad asteroidid on liigitatud kääbusplaneetide hulka.

Asteroidivöö sisaldab 1–2 miljonit asteroidi, mille diameeter on üle ühe kilomeetri. Kuid vaatamata sellele ei ole kogu piirkonna mass rohkem kui üks tuhandik Maa massist. Asteroidide vöö on väga hõredalt asustatud. Kosmoselaevad lendavad sealt läbi ilma kahjudeta. Asteroididest väiksemaid Päikesesüsteemi väikekehi nimetatakse meteoorkehadeks.

Asteroidide grupid

Asteroidid on peavöös jaotatud gruppidesse ja perekondadesse, sõltuvalt nende orbiitide iseärasustele. Asteroidkuud on asteroidid, mis tiirlevad ümber suurema asteroidi. Nad ei ole nii hästi eristatavad nagu on planeetide kuud, sest mõnikord on nad sama suured kui asteroid, mille ümber nad tiirlevad. Asteroidivöös on ka komeetide peavöö, millelt võisid komeedid Maa peale vee tuua.

Troojalased ja kreeklased on kaks asteroidigruppi, mis tiirlevad ümber Päikese samal orbiidil Jupiteriga. Üks grupp on orbiidil 60 kraadi Jupiterist eespool, teine 60 kraadi tagapool.

Päikesesüsteemi välisosad

Päikesesüsteem välisosa kõige sisemises piirkonnas asuvad hiidplaneedid ja nende kuud. Selles piirkonnas paiknevad ka mõned lühiperioodilised komeedid.

Hiidplaneedid

Hiidplaneedid

 Pikemalt artiklis hiidplaneedid

Neli välimist planeeti moodustavad 99% ümber Päikese tiirlevate kehade massist. Jupiter ja Saturn koosnevad põhiliselt vesinikust ja heeliumist, Uraan ja Neptuun sisaldavad rohkem jääd ja kivimeid. Kõigil neljal on rõngad, kuid ainult Saturni omad on Maalt lihtsalt jälgitavad.

Jupiter

Jupiter on kõige massiivsem planeet (318 Maa massi). Päikesest asub ta 5,2 astronoomilise ühiku kaugusel. Põhiliselt koosneb see vesinikust ja heeliumist. Jupiteril on 16 kuud. Temperatuur on umbes −140 °C. Tuule kiirus on keskmiselt 100 m/s.

Saturn

Saturn asub Päikesest 9,5 astronoomilise ühiku kaugusel ja on tuntud oma rõngaste poolest. Tal on palju sarnasusi Jupiteriga, näiteks atmosfääri koostis ja magnetosfäär. Kuigi ta moodustab 60% Jupiteri ruumalast, on ta viimasest 3 korda kergem (95 Maa massi), mis teeb Saturnist kõige väikseima tihedusega planeedi Päikesesüsteemis. Rõngad koosnevad väga väikestest jää- ja kivimiosakestest. Saturnil on üle 60 kaaslase, millest kahel – Titaanil ja Enceladusel – on avastatud ka seismilist aktiivsust. Titaan on Päikesesüsteemis suuruselt teine kuu, ta on suurem kui planeet Merkuur ja ainuke kuu Päikesesüsteemis, millel on tihe atmosfäär.

Uraan

Uraan on hiidplaneetidest kergeim (14 Maa massi) ning asub 19,6 astronoomilise ühiku kaugusel Päikesest. Ta erineb teistest planeetidest selle poolest, et ta tiirleb külili. Uraani pöörlemistelje kaldenurk on 97,8 kraadi. Samuti on tal võrreldes teiste hiidplaneetidega palju jahedam tuum, mistõttu kiirgab ta väga vähe soojust. Uraanil on 27 teadaolevat kaaslast.

Neptuun

Neptuun, mis asub 30. astronoomilise ühiku kaugusel Päikesest, on ruumalalt Uraanist väiksem, aga massilt suurem (17 Maa massi) ehk palju tihedam. Neptuunil on teada 13 kaaslast.

Komeedid

 Pikemalt artiklis Komeet

Komeedid on väikesed Päikesesüsteemi kehad, tavaline läbimõõt on kõigest mõni kilomeeter. Komeedid koosnevad põhiliselt jäätunud gaasidest ja vähesest osast mineraalidest. Enamiku komeetide orbiidid on kas väga suure ekstsentrilisusega ellipsid või hoopis paraboolsed või hüperboolsed. Lühiperioodilistel komeetidel võtab täistiiru tegemiseks aega alla kahesaja aasta. Pikaperioodilistel komeetidel kulub selleks tuhandeid aastaid. Arvatakse, et lühiperioodilised komeedid on pärit Kuiperi vööst ning pikaperioodilised Öpiku-Oorti pilvest. Paraboolsetel või hüperboolsetel orbiitidel olevad komeedid läbivad Päikesesüsteemi siseosasid vaid üks kord.

Kui komeet läheneb Päikesele, hakkab komeeti moodustav poorne jäine materjal aurustuma ning seejuures paiskub komeedist välja ka tolmu. Päikesevalgust peegeldav gaas ja tolm tekitavad komeedi saba. Komeedist väljuvad osakesed annavad Päikesesüsteemi siseosades meteoorkehade hulgale arvestatava panuse.

Neptuuni-tagune piirkond

Neptuuni tagune piirkond on Päikesesüsteemi osa, mis jääb Neptuunist (viimasest planeedist) kaugemale. See piirkond on suures osas veel läbi uurimata. Arvatakse, et seal on arvukalt väikseid taevakehi (suurimal objektil on diameetriks kõigest viiendik Maa diameetrist ja mass on sellel väiksem kui Kuul), mis koosnevad põhiliselt kivist ja jääst.

Kuiperi vöö

 Pikemalt artiklis Kuiperi vöö

Kuiperi vöö

Kuiperi vöö on ülesehituselt sarnane asteroidide vööga, kuid koostiselt on nad küllaltki erinevad. Kuiperi vöö kaugus Päikesest jääb 30–50 astronoomilise ühiku kaugusele. Kuigi selles leidub mitmeid kääbusplaneete, on enamik objektidest seal siiski väikesed. Kuiperi vöös arvatakse leiduvat üle 100 000 keha, mille diameeter on üle 50 kilomeetri, kuid piirkonna kogumassiks pakutakse kõigest kümnendikku või sajandikku Maa massist. Kuiperi vöö objektide orbiidid ei järgi sageli ekliptika tasandit. Selle piirkondade taevakehadel on leitud ka kaaslasi.

Pluuto ja Charon

Pluuto on kääbusplaneet ning Kuiperi vöö suurim objekt. Kui see 1930. aastal avastati, siis liigitati see üheksandaks planeediks, kuid 2006. aastal klassifitseeriti Pluuto planeedi definitsiooni kohaselt kääbusplaneediks. Pluuto orbiit on võrdlemisi suure ekstsentrilisusega ja on ekliptika tasandi suhtes 17 kraadi kaldus. Pluuto orbiidi periheel on 29,7 astronoomilist ühiku ning afeel on 49,5 astronoomilist ühiku kaugusel Päikesest.

Pluuto suurim kuu on Charon. Kuna Charoni ja Pluuto massid erinevad teineteisest vähe, nimetatakse seda süsteemi ka vahel kaksiksüsteemiks, sest süsteemi massikese ei asu Pluuto sees. Lisaks Charonile on Pluutol veel 2 kaaslast: Nix ja Hydra.

Üheksas planeet

20. jaanuaril 2016 ilmus Caltechi teadlaste Konstantin Batygini ja Mike Browni artikkel, kus öeldakse, et suure tõenäosusega on olemas üheksas planeet, mille mass on Maa massist 10 korda suurem, mille orbiit on Neptuuni orbiidist keskmiselt 20 korda kaugemal, ning mis teeb tiiru ümber Päikese 10 000...20 000 aastaga.

Kuiperi vöö hajusketas

Hajusketas kattub Kuiperi vööga, kuid ulatub palju kaugemale kosmosesse. Arvatakse, et see on lühiajaliste komeetide allikaks. Hajusketta kehad on arvatavasti sattunud praegustele orbiitidele tänu Neptuuni orbiidi migratsioonile. Enamikul kehadest asub periheel Kuiperi vöös, afeel aga ulatub kuni 150. astronoomilise ühiku kaugusele Päikesest. Hajusketta kehade orbiitide ja ekliptika tasandi vaheline nurk on enamasti väga suur, orbiidid võivad olla isegi ekliptika tasandiga risti.

Päikesesüsteemi piirialad

Ei ole olemas täpset piiri, millest alates Päikesesüsteem lõpeb ja tähtedevaheline ruum algab, sest Päikesesüsteemi välimine piir on moodustatud kahe jõu poolt: päikesetuul ja Päikese gravitatsioon. Päikesetuule mõju ulatub kuni 4 korda kaugemale Pluuto kaugusest Päikesest. Seda piirkonda kutsutakse heliopausiks ja arvatakse, et sealt alates tähtedevaheline ruum algabki. Kuid, samas Päikese gravitatsiooni mõju ulatub tuhat korda kaugemale.

Heliopaus

Heliosfäär on jagatud kaheks piirkonnaks. Päikesetuul liigub keskmise kiirusega 400 km/h läbi Päikesesüsteemi, kuni põrkub tähtedevahelise tuulega (milleks on plasmavoolud tähtedevahelises ruumis). Põrkumine toimub lõpušokis (Päikesetuule lõpuosa lööklaine), mis asub Päikese liikumise suunas Päikesest 80–100 astronoomilise ühiku kaugusel ja vastassuunas umbes 200 astronoomilise ühiku kaugusel. Lööklaine piirkonnas aeglustub päikesetuul järsult, tekitades turbulentsi ning moodustades ovaalse kuju, heliotupe. Arvatakse, et see piirkond käitub ja näeb välja sarnaselt komeedi sabaga, ulatudes allatuult mitu korda kaugemale kui vastutuult. Kuid andmed, mis on saadud kosmoseaparaatide Cassini ja IBEX (Interstellar Boundary Explorer) abil, on näidanud, et see on hoopis mullisarnane, sest seda mõjutab ka tähtedevaheline magnetväli. Heliosfääri välimist piiri kutsutakse heliopausiks. See on piirkond, kus tähtedevaheline tuul on tugevam kui päikesetuul ehk sealt alates algab tähtedevaheline ruum.

Öpiku-Oorti pilv

Hüpoteetiline Öpiku-Oorti pilv on sfääriline, sisaldades kuni miljard jäätunud keha. See asub umbes ühe valgusaasta kaugusel Päikesest ja ulatudes kuni 1,9 valgusaastani (100 000 astronoomilist ühikut). Arvatakse, et siit piirkonnast on pärit pikaajalised komeedid, mis on sattunud sinna hiidplaneetide gravitatsiooni mõjul. Kehad Öpiku-Oorti pilves liiguvad väga aeglaselt.

Päikesesüsteemi teke

 Pikemalt artiklis Päikesesüsteemi teke ja areng

Praegusel ajal arvatakse, et Päikesesüsteem moodustus veidi enam kui 4,6 miljardit aastat tagasi külmast molekulaarse gaasi ja tolmupilvest. Tegemist oli tavalise tähetekke, mitte mingi eksootilise protsessiga (näiteks tähtede peaaegu-kokkupõrge), nagu kunagi usuti. Arvatakse, et selle protsessi alguses toimus päikeseudukoguks nimetatava väga suure massiga külma tähtedevahelise gaasi- ja tolmupilve gravitatsiooniline kollaps. Mitmete või isegi paljude tihendustsentrite edasise tihenemise ja pöörlemise tõttu lapikuks muutuvate gaasipilve fragmentide keskele tekkisid prototähed. Kui prototähed tõmbusid niivõrd kokku, et nende keskmes tõusid temperatuurid ja tihedused piisavaks termotuumareaktsioonide algamiseks, süttisid prototähed ükshaaval tähtedena. Üks nendest prototähtedest oli Päike. Algselt tekkinud täheparv või -assotsiatsioon hajus võrdlemisi ruttu ning praeguseks on Päike suhteliselt hõredalt asustatud Galaktika piirkonnas.

Gaasipilve kollapsi käigus koondusid ketta tasandisse raskematest elementidest koosnevad ühendid, mis esinesid põhiliselt tolmu kujul. Edasisel suhteliselt kiirel tolmuosakeste kleepumise ning kuhjumise ajajärgul tekkisid suuremad ainekogumid, mis üksteisega põrgates moodustasid aja jooksul praegu tuntud planeedid. Päikese ja planeetide tekkimisest üle jäänud tahke aine on jäänud Päikesesüsteemi tolmu ja väikekehadena, gaas aga puhutud Päikese kiirguse ja päikesetuulte poolt kaugetesse Päikesesüsteemi välisosadesse.

Päikesesüsteemi ja teiste kosmiliste objektide päritoluga tegeleb kosmogoonia.

Päikesesüsteem osana Galaktikast

Päikesesüsteem on osa Linnutee galaktikast, umbes 100 000 valgusaastase läbimõõduga spiraalgalaktikast, ning mis sisaldab ligikaudu 200 miljardit tähte, mille hulgas meie Päike on üsna tüüpiline. Siiski on umbes 85% kõigist Galaktika tähtedest Päikesest väiksema massiga.

Päikesesüsteemi kauguseks Galaktika keskmest hinnatakse 25 000 – 28 000 valgusaastat. Ta tiirleb ümber Galaktika keskme kiirusega umbes 220 kilomeetrit sekundis ning teeb ühe täistiiru 226 miljoni aastaga.

Päikesesüsteemi orbiit paistab olevat väga ebaharilik. Ta on esiteks väga lähedane ringjoonele ja teiseks on ta peaaegu täpselt sellel kaugusel, kus orbitaalkiirus vastab spiraalharusid kujundavate kompressioonilainete kiirusele. Nähtavasti on Päikesesüsteem jäänud spiraalharude vahelisse piirkonda suurema osa aja jooksul, mis elu Maal on eksisteerinud. Spiraalharudes plahvatavate supernoovade kiirgus võib teoreetiliselt planeetide pinnad steriliseerida, hoides ära suurte loomade tekke maismaal. Et Päikesesüsteem (ja planeet Maa) on jäänud spiraalharudest väljapoole, võib olla tegemist ainulaadse planeediga, mille pinnal on saanud tekkida suured loomad.

Teised planeedisüsteemid

 Pikemalt artiklis Planeedisüsteem

Veel hiljaaegu oli Päikesesüsteem ainuke tuntud näide planeedisüsteemist, olgugi et laialt usuti teiste võrreldavate süsteemide olemasolu. Nüüdseks on avastatud mitusada eksoplaneeti või nende süsteemi, kuigi nende täpsest olemusest teatakse võrdlemisi vähe. Üheks võimaluseks planeedisüsteemide kindlaks tegemiseks on tähtede radiaalkiiruste perioodiliste muutuste, mis on tingitud planeetide ja tähe tiirlemisest ümber ühise masskeskme, analüüs. Nii saab kindlaks teha ka nähtamatute planeetide masside alampiirid ja kaugused tähest. See meetod ei võimalda praegu siiski avastada Maaga võrreldava massi ja orbiidiga planeete, välja arvatud kolm planeeti, mis tiirlevad ühe pulsari ümber. Samuti on avastatud planeete teiste tähtede ümber, mõõtes pikka aega tähe heledust. Kui planeet liigub Maalt vaadates üle tähe ketta, siis tähe heledus väheneb väga natukene (maksimaalselt seni avastatud süsteemidel umbes 2%). Varjutuste kordumisel on võimalik määrata planeedi tiirlemisperiood ja ka mass. See meetod annab võimaluse määrata planeetide masse kõige suurema täpsusega, kuid eelistatult on vaadeldavad vaid need planeedid, mis on suured ja asuvad oma tähele väga lähedal.

Vaata ka

• Päikesesüsteemi objektide loend mis planeet või täht on maale kõige lähemal?

Välislingid

• Pilte päikesesüsteemist
• [1]