z czego można zrobić planety do układu słonecznego

Mars. Ziemia. Merkury. PLANETY W UKŁADZIE SŁONECZNYM. Najmniejsza i najbliższa słońca planeta układu słonecznego. Ciężko zobaczyć go z Ziemi, ponieważ zawsze pojawia się blisko słońca. Mimo to należy do planet widocznych gołym okiem. Merkurego można dojrzeć jedynie tuż przed wschodem lub tuż po zachodzie Słońca. W ramach współpracy z innymi państwami w Europejskiej Agencji Kosmicznej nasza aparatura z powodzeniem bierze udział w misjach na różne planety Układu Słonecznego. W sumie naliczyliśmy już kilkadziesiąt misji, w których polskie firmy dostarczały różną aparaturę – mówił prezes POLSA prof. Grzegorz Wrochna. La Powstawanie Układu Słonecznego wprowadziła duże zmiany od samego początku. Satelity stworzyły pierścienie gazowe i cząstki piasku, które przeszły i otoczyły planety, których są częścią, najwyraźniej inne satelity zostały stworzone indywidualnie iz czasem stały się częścią planet, do których należą. Saturn jest jednym z czterech gazowych olbrzymów (Adobe Stock) Saturn to szósta planeta Układu Słonecznego. Tym, co najbardziej wyróżnia tę planetę, są otaczające ją pierścienie, które można dostrzec nawet przez lornetkę, a samego Saturna można bez przeszkód zobaczyć gołym okiem przez całą noc. Znajomość charakterystyki Pomaluj każdą kulkę zgodnie z kolorami ciała niebieskiego i przymocuj ją do większej kuli za pomocą patyków do grilla. Jak zrobić Układ Słoneczny bez kulki styropianowej? Można powiedzieć, że aby móc wykonać model układu słonecznego bez użycia kulek styropianowych, można użyć modeliny lub nawet gliny. nonton alice in borderland season 2 idlix. W tabeli poniżej przedstawiono planety Układu Słonecznego z informacjami dotyczącymi: średniej odległości od Słońca, okresu obiegu dookoła Słońca, średnicy, średniej gęstość, okresu obrotu dookoła osi i masy. Okres obiegu dookoła Słońca podany jest w latach zwrotnikowych, przy czym rok zwrotnikowy = 365 d 5 h 48' 46''. Planeta Średnia odległość od Słońca [mln km] Okres obiegu dookoła Słońca [lata zwrotnikowe] Średnica [km] Średnia gęstość [g/cm3] Okres obrotu dookoła osi [h lub d] Masa [kg] Markury 57,740 0,24085 4878 5,5 2111 h 0,33 · 1024 Wenus 108,141 0,61521 12104 5,27 243 d 4,9 · 1024 Ziemia 149,504 1,00004 12756 5,52 23,933 h 5,97 · 1024 Mars 227,798 1,88089 6860 3,85 24,617 h 0,64 · 1024 Jowisz 777,840 11,8622 143640 1,31 9,9 h 1900 · 1024 Saturn 1426,100 29,4577 120570 0,68 10,3 h 590 · 1024 Uran 2867,830 84,0153 57070 1,68 10,7 h 87 · 1024 Neptun 4493,650 164,788 49670 1,61 15,8 h 100 · 1024 Zobacz również Ciążenie i grawitacja - tablica wzorów Kinematyka - tablica wzorów Praca i energia - tablica wzorów Prąd - tablica wzorów Wymiary Księżyca Optyka - tablica wzorów Ciecze i gazy - tablica wzorów Gęstość wybranych ciał stałych,... Fale - tablica wzorów Termodynamika - tablica wzorów Planety Układu Słonecznego Fizyka jądrowa - tablica wzorów Podstawowe stałe fizyczne i chemiczne Elektromagnetyzm - tablica wzorów Fizyka kwantowa - tablica wzorów Układ słoneczny ma w sobie ogromną ilość różnych niezgłębionych ciekawostek oraz jeszcze niepoznanych ludzkości faktów. Coraz bardziej poznajemy kosmos, mimo że czynimy to małymi krokami. W tym temacie poznacie 32 różne ciekawostki dotyczące naszego układu słonecznego – czyli najbliższego ziemi otoczenia w kosmosie. 1. Najgorętszą planetą w naszym Układzie Słonecznym jest Wenus. Czyli druga planeta od słońca gdyż jest większa od Merkurego i pochłania więcej ciepła. 2. Największym Księżycem w Układzie Słonecznym jest Ganimedes należący do Jowisza i jest on także większy od całego Merkurego. 3. Wiatry na Neptunie osiągają prędkość nawet 2 tysięcy kilometrów na godzinę. 4. Na dzień dzisiejszy liczbę wszystkich znanych księżyców w Układzie Słonecznym szacuje się na około 173 satelity. Tylko Merkury i Wenus nie mają żadnych księżyców, przykładowo – Saturn ma ich 36 – liczba księżyców jakie są wykrywane stale rośnie. 5. Wszystkie 9 planet Układu Słonecznego stanowi mniej niż 1% masy Słońca. Największa planeta – Jowisz jest tak duża, że zmieściłaby w sobie pozostałe 8 planet wraz z ich księżycami. 6. Saturn jest bardzo lekki. Gdyby istniało tak duże naczynie z wodą pływałby on na powierzchni. Pamiętajmy że to olbrzym gazowy. 7. Na Marsie znajduje się wygasły wulkan o nazwie Olympus Mons, który jest najwyższym wzniesieniem Układu Słonecznego. Mierzy on około 26 000 metrów wysokości, czyli jest niemal 3 razy wyższy od Mt. Everestu. 8. Na pełne okrążenie swej orbity planeta Wenus potrzebuje 225 ziemskich dni. Pełen obrót wokół własnej osi wykonuje w przeciągu 243 ziemskich dni. A więc wenusjański dzień jest dłuższy niż wenusjański rok o aż 18 dni ziemskich. 9. Pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza znajduje się pas planetoid. Jest ich tam dziesiątki tysięcy. Przypuszcza się, że w wyniku silnej grawitacji Jowisza nie powstała z tego pasa jedna planeta. Największą z tych planetoid jest Ceres o średnicy około 947 km. 10. Tytan – księżyc Saturna to jedyny księżyc Układu Słonecznego posiadający gęstą atmosferę. 11. Na księżycu nie ma atmosfery więc pozostawione tam ślady będą trwały niemal wiecznie, bo nic ich nie zniszczy i nie będzie ich erozji – chyba że trafi w nie meteoryt lub zatrze je ktoś celowo lub przypadkowo w przyszłości. 12. Według nowych teorii Księżyc powstał w wyniku kolizji Ziemi z inną planetą zbliżoną rozmiarami do Marsa. Była to gigantyczna kolizja pierwotnych planet układu. 13. Każdego roku Księżyc oddala się od Ziemi o 3,8 cm – z czego średnia oddalania może stale rosnąć przez osłabienie pól grawitacyjnych. 14. Mars wydaje się być czerwony bo pokryty jest tlenkiem żelaza (rdzą). 15. Temperatura na Merkurym waha się od 430 C w dzień na plusie jak pada na powierzchnie promienie słońca do -140 C w nocy. 16. Słońce stanowi około 99,8% masy całego Układu Słonecznego. 17. Jowisz ma tak dużą masę, że dwukrotna masa wszystkich pozostałych planet w układzie słonecznym nie jest jej nawet równa. 18. Wenus nie obraca się wędrując wokół Słońca, więc nie ma tam pór roku. 19. Neptun potrzebuje 165 lat na okrążenie Słońca. Powodem jest między innymi jego duża elipsa przez duże oddalenie od słońca. 20. Tytan (księżyc Saturna) posiada całe oceany stworzone z ciekłego metanu. 21. Z 67 księżycami Jowisz jest planetą o największej ilości księżyców w układzie słonecznym. 22. Grawitacja na naszym Księżycu jest około 6 razy słabsza od ziemskiej – każdy tam by czuł się bardzo lekki ale i z czasem chorował na niskie ciśnienie, o ile by grawitacja nie została wyrównana sztucznie. 23. Wenus obraca się w przeciwnym kierunku niż inne planety – w końcu stamtąd według przysłowia pochodzą kobiety. 24. Księżyc ziemski Jest piątym co do wielkości księżycem w Układzie Słonecznym. 25. Przeciętna odległość od środka Ziemi do środka Księżyca to 384 403 km, co stanowi mniej więcej 30 razy średnicę ziemi. 26. Dzień na Merkurym jest dwa razy dłuższy niż rok. Wokół osi obraca się bardzo wolno ale okrążenie słońca zajmuje mniej niż 88 dni. 27. Pojazd kosmiczny musi rozpędzić się do około 7,91 km/s aby pokonać ziemską grawitację. Lub przy starcie z ziemi minimum 11,19 km/s wykorzystując prędkość ucieczki. A może w końcu powstanie jakiś napęd anty grawitacyjny. 28. Największym radioteleskopem w Polsce jest 32-metrowy RT-4 znajdujący się w Piwnicach koło Torunia – z czasem może powstanie i większy. 29. Skafander kosmonauty kosztuje nawet około 12 milionów dolarów – ale pewnie dlatego że to niszowa produkcja. 30. W 1962 roku Stany Zjednoczone wysadziły bombę wodorową w przestrzeni kosmicznej, która była 100 razy silniejsza niż ta w Hiroszimie – podobno były po tym następstwa z zakłóceniach elektromagnetycznych odczuwane w niektórych miejscach na ziemi. 31. Międzynarodowa Stacja Kosmiczna jest najdroższym obiektem, jaki do tej pory zbudowała ludzkość. Obecny koszt to 150 mld USD – co dziwne nadal nie badamy kosmosu bezpośrednio i nie widać w tym zakresie jakiś znacznych postępów od dziesiątków lat – to daje do myślenia. 32. Atmosfera ziemska w różnych miejscach ma różną gęstość i temperaturę – a co za tym idzie – inaczej załamuje światło, poza tym “faluje”. Dzięki temu niektóre gwiazdy “mrugają”, wydaje się, że zmieniają barwę. Takie migoczące gwiazdy można zauważyć zwłaszcza dość nisko nad horyzontem. Jak widać układ słoneczny to także bardzo ciekawe miejsce jaki kryje przed nami jeszcze na pewno dziesiątki tysięcy tajemnic i ciekawostek na różnych poziomach naukowych. Warto pomyśleć jak mało znany jest pozostały kosmos i to co się w nim znajduję – w zasadzie nie znamy go jeszcze wcale, gdyż dopiero raczkujemy z poznaniem układu słonecznego bezpośrednio a co dopiero reszty kosmosu. Zapraszamy do kolejnych tematów. Orbita składa się z trajektorii, jaką obiekt w Układzie Słonecznym ma wokół innego, na przykład wszystkich planet wokół Słońca. W następnym artykule dowiemy się więcej o tym, z czego składają się orbity. Orbity Układu Słonecznego i więcej. W dziedzinie fizyki definicja orbity składa się z trajektorii, do której odnosi się obiekt fizyczny wokół drugiego, gdy znajduje się pod wpływem potężnej siły centralnej, takiej jak grawitacja. Wskaźnik1 historia2 Orbity planetarne3 Intuicyjne wyjaśnienie4 Analiza ruchu Klasyczna teoria orbity Isaaca Teoria relatywistyczna Orbity w przypadku Orbity w przypadku relatywistycznym5 Okres orbitalny6 Parametry geometryczne orbity7 Rodzaje Według Przez organ Orbity Marsjańskie orbita Orbita słoneczna Rozpoczyna się od wielkiego matematycznego wkładu Johannesa Keplera, który miał być osobą, która sformułowała wspaniałe wyniki 3 praw Ruchu Planetarnego, które sam stworzył, a mianowicie: Pierwsze prawo ruchu planetarnego Klepera: W tym miejscu zwrócił uwagę, że orbity wszystkich planet Układu Słonecznego stają się eliptyczne i nie są okrągłe lub, w przeciwnym razie, epicykle, jak wcześniej sądzono i że Słońce znajdowało się w jednym ze swoich ognisk, a nie jak wszyscy. myśli, że jest w centrum orbit planet. Drugie prawo ruchu planetarnego Klepera: W tym miejscu opisuje, że prędkość orbitalna każdej z planet nie jest częsta, jak również sądzono, ale że prędkość planety będzie zależeć od rodzaju ścieżki między planetą a Słońcem. Pierwsze prawo ruchu planetarnego Klepera: To tam Kepler znalazł rodzaj uniwersalnej korelacji między właściwościami orbitalnymi każdej z planet krążących wokół każdej z planet ścieżka między nią a sześcianem Słońca 3), mierzy się zwykle w jednostkach astronomicznych, podobnie jak w przypadku okresu planety do kwadratu (Okres planety 2), który jest mierzony w latach ziemskich. Znany Isaac Newton był osobą, która pokazała, że ​​prawa wielkiego Johannesa Keplera pochodzą z teorii grawitacji Newtona i że, ogólnie rzecz biorąc, orbity każdego z ciał, które reagowały na siłę grawitacji, miały przekrój stożkowy. Tak więc sam Isaac Newton wskazał również, że 2 ciała nadal poruszają się po swoich orbitach o wymiarach, które są zwykle odwrotnie proporcjonalne do ich mas w stosunku do ich zwykłego środka masy. Kiedy jedno ciało staje się znacznie większe i ma większą masę niż w przypadku drugiego, dokonuje się pewnego rodzaju konwencji, zgodnie z którą środek każdej z mas jest uważany za punkt centralny ciała o masie znacznie większej. większy lub większy. Dzięki wiedzy o orbitach możemy dowiedzieć się na przykład o Ruchy Ziemi, dlatego ważne jest, aby wiedzieć Czym jest orbita? i wszystko z tym związane. Orbity planetarne W ramach tego, co jest układem planetarnym, który składa się z: Planety Planety karłowate Asteroidy komety Kosmiczne śmieci Wszystkie z nich krążą wokół największej głównej gwiazdy naszego Układu Słonecznego, czyli Słońca. Na przykład kometa krążąca po orbicie zwanej paraboliczną lub hiperboliczną wokół głównej lub centralnej gwiazdy, która byłaby Słońce nie ma związku grawitacyjnego z tą gwiazdą i dlatego nie będzie uważane za część tego układu planetarnego głównej gwiazdy. Komety o wyraźnie hiperbolicznych orbitach nie zostały zwizualizowane w Układzie Słonecznym. Ciała, które grawitacyjnie łączą się z każdą z planet układu planetarnego, czy to sztuczne, czy naturalne, to te, które wykonują wokół planety tzw. orbity eliptyczne. Z powodu dwustronnych perturbacji grawitacyjnych mimośrody każdej z orbit planet zmieniają się na przestrzeni lat. Planeta Merkury, która jest najmniejszą planetą w całym Układzie Słonecznym, ma znacznie bardziej ekscentryczną orbitę w przeciwieństwie do pozostałych. Następna jest Mars, Czerwona planeta, podczas gdy inne planety o mniejszej ekscentryczności stają się: planeta Wenus planeta Neptuna W momencie, gdy 2 obiekty krążą między nimi, tzw. Periastron składa się z ekstremum początkowego, w którym oba obiekty będą bliżej siebie, a w przypadku tzw. jak najdalej od siebie. W przypadku orbity eliptycznej, punkt środkowy mas układu pomiędzy obiektem na orbicie a obiektem będącym orbiterem znajduje się w jednym z ognisk każdej orbity, bez innego ogniska. W momencie, gdy jedna z planet zbliża się do tzw. periastronu, planeta zwiększa swoją prędkość. Wręcz przeciwnie, gdy planeta zbliża się do apoastro, zmniejsza intensywność swojej prędkości. Intuicyjne wyjaśnienie Istnieje kilka sposobów wyjaśnienia funkcjonowania orbity, niektóre z nich to: Kiedy obiekt ( planeta, asteroida, kometa, satelita) porusza się ukośnie, spada w kierunku innego obiektu znajdującego się na orbicie. Jednak porusza się tak szybko, że krzywizna wspomnianego obiektu na orbicie spadnie poniżej niego przez cały czas. Potężna siła, taka jak grawitacja, jest odpowiedzialna za pociągnięcie obiektu na zakrzywioną odległość, jednocześnie próbując utrzymać go w linii prostej. Kiedy obiekt spada, porusza się z jednej strony tak szybko, że ma niezbędną prędkość styczną, aby móc ominąć obiekt znajdujący się na orbicie. Jednym z najczęściej używanych przykładów ilustrujących orbitę wokół planety jest Kanion Newtona. W tym przykładzie wyobraźmy sobie działo znajdujące się na szczycie góry, które będzie strzelać kulami armatnimi o poziomym kształcie. Wymagane będzie, aby góra nie znajdowała się na bardzo dużej wysokości, aby uniknąć atmosfery ziemskiej i w ten sam sposób zignorować skutki tarcia o kulę armatnią. Gdyby to działo wystrzeliło kulę o niskiej klasie prędkości początkowej, tor kuli zakrzywiłby się i zderzył z powierzchnią ziemi (A). Zwiększając prędkość początkową, kula armaty zderzy się z powierzchnią Ziemi, ale tym razem w znacznie większej odległości od armaty (B), ponieważ ogon w tym czasie opada, powierzchnia ziemi również się ugnie. Ruchy te są technicznie określane jako orbity, ponieważ opisują rodzaj eliptycznego kierunku wokół środka ciężkości, który jest jednak przerywany w momencie zderzenia z planetą Ziemią. Gdyby kula armatnia miała zostać wystrzelona z dużą prędkością, ziemia byłaby zakrzywiona na tyle, gdy kula spadała, w taki sposób, że kula nigdy nie zderzyłaby się z powierzchnią ziemi. Trzeba powiedzieć, że wykonuje orbitę bez jakiejkolwiek przerwy lub bez przecięcia. Możemy więc podkreślić, że istnieje pewna prędkość, która wytworzy orbitę kołową (C) dla każdej z wysokości powyżej tego, co jest centralnym punktem grawitacji. Jeśli prędkość detonacji wzrośnie znacznie powyżej tej prędkości, powstaną orbity eliptyczne (D). Przy znacznie większej prędkości nazywa się to prędkością ucieczki, która ponownie będzie zależeć od klasy wysokości, z której kula zostanie zdetonowana, dla której nieskończona orbita (E) jest spowodowana, po pierwsze, klasą paraboliczną i znacznie szybszą niż hiperboliczna. klasa. W przypadku 2 klas nieskończonych orbit, w rezultacie obiektowi udaje się uciec przed grawitacją planety i podążać w przestrzeń kosmiczną bez żadnego kierunku. Analiza ruchu orbitalnego Przeprowadzimy analizę dotyczącą tego, czym jest ruch orbitalny Układu Słonecznego, zaczynając od znanej klasycznej teorii Izaaka Newtona, następnie przejdziemy do teorii relatywistycznej Einsteina, a następnie przejdziemy do analizy orbit w przypadek Newtona i Orbity w przypadku relatywistycznym. Klasyczna teoria orbity Isaaca Newtona W przypadku układu składającego się tylko z około 2 ciał, na które ma wpływ wyłącznie grawitacja, orbity można obliczyć za pomocą dobrze znanych praw Newtona i w ten sam sposób za pomocą prawa powszechnego ciążenia Einsteina, które jest: Suma wszystkich sił byłaby równa masie pomnożonej przez prędkość. Grawitacja jest zwykle proporcjonalna do iloczynu każdej z mas i odwrotnie jest proporcjonalna do kwadratu ścieżki (ten typ obliczeń ignoruje wszystkie minimalne efekty takie jak kształt i wymiary każdej z nich ciał, które zwykle nie mają znaczenia, jeśli ciała te krążą w znacznie większej odległości w porównaniu z ich własnymi wymiarami i w ten sposób można zignorować efekty relatywistyczne, które również są bardzo małe w ogólnych warunkach Układu Słonecznego) . Aby wykonać każde z obliczeń, wygodnie jest móc opisać, jaki jest ruch w układzie współrzędnych, który koncentruje się na środku ciężkości układu. Jeśli jedno z ciał stanie się znacznie większe od drugiego, środek ciężkości zwykle pokrywa się z rodzajem środka ciała, które jest znacznie cięższe, więc można wywnioskować, że lżejsze ciało to to, które krąży wokół najcięższego. Teoria Isaaca Newtona składa się z teorii, która głosi, że w zagadnieniu dwóch ciał, orbita jednego ciała staje się rodzajem przekroju stożkowego. Orbita może być nawet otwarta, jeśli wspomniany obiekt nigdy nie powróci lub zostanie zamknięty, w przypadku powrotu tego obiektu wszystko będzie zależeć od całkowitej sumy energii kinetycznej, a także potencjału systemu, który wywiera na obiekt planetarny. Teoria relatywistyczna Einsteina Powszechnie wiadomo, że teoria relatywistyczna jest w wielkiej sprzeczności z newtonowską teorią grawitacji, ponieważ działanie toru chwilowego zachodzi w pierwszej. Ten i wiele innych powodów skłoniło samego Einsteina do poszukiwania bardziej ogólnej teorii, znanej jako ogólna teoria względności, która zazwyczaj zawiera rodzaj poprawnej relatywistycznej reprezentacji tego, czym jest pole grawitacyjne. W tej teorii stan masy znajdującej się w przestrzeni kosmicznej będzie zakrzywiał czasoprzestrzeń w taki sposób, że jej geometria przestanie być euklidesowa, nawet jeśli nadal będzie mniej więcej euklidesowa, jeśli wspomniane masy i prędkości każdego z ciał przyjąć pewne wartości, takie jak te, które są wizualizowane w naszym Układzie Słonecznym. Tzw. orbity planetarne nie są zazwyczaj przekrojami stricte stożkowymi, ale raczej krzywymi geodezyjnymi, czyli rodzajem linii małej krzywizny, na której jest zakrzywiona geometria przestrzeni i czasu. Teoria ta nie staje się liniowa, zwykle chodzi o wykonanie z nią obliczeń, na przykład, aby móc uzyskać wynik problemu 2 ciał o identycznych masach. Kolejną rzeczą, której możemy się nauczyć, jest Satelity Jowisza, jak się nazywają, jakie są ich orbity i wiele więcej na ich temat. Jednak w przypadku układów planetarnych, takich jak nasz Układ Słoneczny, gdzie gwiazda centralna, jaką jest Słońce, jest zwykle znacznie masywniejsza niż w przypadku pozostałych planet, a więc krzywizna przestrzeni/czasu, która jest złożona w kierunku Słońce, to w porównaniu z innymi planetami iw ten sposób możemy założyć, że wszystkie inne obiekty są w związku z tym mniej masywne i poruszają się zgodnie z geodezyjną geometrią wygiętą przez samo Słońce. W przypadku wartości obecnych w naszym Układzie Słonecznym, ilościowe wyniki tego, czym jest Teoria Einsteina, są w przybliżeniu bardzo liczbowo bardzo zbliżone do tego, czym jest Teoria Newtona, czyli Teoria Newtona, więc powoduje to, że jest to uzasadnione dla najbardziej praktycznych celów wykorzystania teorii Newtona, która jest zwykle znacznie prostsza obliczeniowo. Jednak teoria Newtona nie była jeszcze w stanie wyjaśnić pewnych typów faktów, które zostały rozwiązane przez własną relatywistyczną teorię Einsteina, wśród nich jest to, jaki jest efekt postępu peryhelium, zwłaszcza planety Merkury, którą zarządzała. być wyjaśnione z doskonałym przybliżeniem przez relatywistyczną teorię Alberta Einsteina, jednak nie jest to możliwe przez teorię Newtona. Orbity w przypadku Newtona Aby przeanalizować, jaki jest ruch masy pod wpływem wielkiej siły, która przez cały czas porusza się z ustalonego punktu początkowego, najkorzystniejsze są współrzędne biegunów, których początki pokrywają się z tymi samo centrum siły. W tym układzie współrzędnych składowe promieniowe i poprzeczne są następujące: Ponieważ siła ta jest całkowicie promieniowa, a przyspieszenie z kolei jest proporcjonalne do tej siły, oznacza to, że prędkość poprzeczna staje się równa (0) zero. Co skutkuje w: Po integracji uzyskamy: , co jest rodzajem teoretycznego dowodu na to, czym jest II Prawo Keplera. Stała całkowania I staje się szansą kątową na jednostkę masy. W wyniku czego, Gdzie dodana zmienna: Siła promieniowa staje się f(r) razy jedność, która jest ar, po wyeliminowaniu zmiennej czasowej ze składowej promieniowej tego równania, którą otrzymujemy, W przypadku grawitacji, uniwersalne prawo grawitacji realizowane przez Izaaka Newtona to to, które mówi, że siła zostaje odwrotnie dostosowana do kwadratu trajektorii, Gdzie (G) staje się stałą powszechnego ciążenia, (m) jest masą ciała orbitującego, a (M) składa się z masy ciała centralnego. Zastępując w powyższym równaniu, otrzymujemy, W przypadku siły grawitacji pojęcie po prawej stronie tego równania stanie się rodzajem stałej, a z kolei równanie zacznie przypominać równanie harmoniczne. Równanie wykonane dla orbity opisanej przez cząstkę składa się z: Gdzie p,e i θ0 stać się stałymi integracji, Jeśli parametr (e) staje się mniejszy niż 1, wtedy (e) staje się mimośrodem, a (a) półosią wielką dla pewnego rodzaju elipsy. Ogólnie można go rozpoznać jako równanie przekroju stożkowego we współrzędnych biegunów (r,θ). Orbity w przypadku relatywistycznym Teraz, w przypadku teorii relatywistycznej, problem dwóch ciał można nawet rozwiązać za pomocą rozwiązania Schwarzschilda, dla którego jest pole grawitacyjne ustanowione przez jedno ciało z klasą symetrii sferycznej. Orbita planetarna w czasoprzestrzeni staje się geodezją własnej metryki Schwarzschilda. Otrzymana orbita miałaby, z pewnego rodzaju geodezji, jaką jest jej metryka Schwarzschilda, odpowiednik, którego cząstka zauważy bardzo efektywną prędkość promieniową podaną w następujący sposób: Gdzie jest podzielony w następujący sposób: g Jest to stała uniwersalnej grawitacji, a także prędkości światła. r, staje się współrzędną radialną Schwarzschilda. l, jest orbitalnym momentem pędu planety na jednostkę masy. Stałe ruchu są powiązane z energią i momentem pędu, którymi są: Równanie ruchu powoduje zmianę u = 1/r, jak w przypadku klasycznym, gdzie jest ona następująca: W przypadku każdej planety należącej do Układu Słonecznego poprawka relatywistyczna, jaką daje trzecia kadencja drugiego członka, jest zwykle minimalna w porównaniu z innymi warunkami. Aby to wszystko zademonstrować, wygodnie jest umieścić rodzaj bezwymiarowego parametru, który byłby: ∈ = 3 (GM/cl)2 i ustalenie nowego kursu zmiennej ū = ul2 / GM jakim jest równanie ruchu, które można następnie przepisać w następujący sposób: Gdzie: W przypadku planety Merkury parametr ∈ składa się z maksimum i wartości, która jest osiągnięta z = 5,09. 10 -8. Jednak minimum tego terminu oznacza, że ​​poprawki relatywistyczne to te, które dają tylko małe poprawki iz tego samego powodu teoria Newtona, którą nazywamy Newtonowską, daje tak dobre przybliżenia tego, czym jest Układ Słoneczny. Poszukiwanie każdego z pierwiastków funkcji ƒ (ū), gdzie uwzględniane jest minimum wspomnianego parametru, które wynosi: W przypadku orbit planet można je ustalić w ū1 ū3 co jest wykluczone, ponieważ implikuje to, że cząstka spadnie na Słońce ū → ∞. Rozwiązanie równania jest następujące: Ten rodzaj całki można zredukować do całki eliptycznej, zmieniając zmienną z v = ū1 + 1/t2, stając się: gdzie: do2 = 1/ (ū2 - lub1), b2 = 1/ (ū3 - lub1). Używając jednej z tak zwanych eliptycznych funkcji Jacobiego, całkę można uzupełnić jako: ∈ 1 / 2 θ = bns -1 (t/a) z modułem, który jest dany przez k = √ b/a, używając tego typu wyniku do równania orbity, które można uzyskać: Gdzie: K2 = 2 e∈ + XNUMX (e2) staje się modułem wszystkich funkcji eliptycznych Jacobiego dla orbity. Jeśli ∈ = 0, oznacza to, że A = 1 – e, B = 2e, n = ½, k = 0 i w tym przypadku orbita planety jest całkowicie zredukowana do przypadku klasycznej teorii Newtona: Że jest to rodzaj elipsy ekscentryczności mi. Orbita relatywistyczna zwykle nie jest jednak okresowa, ale jest quasi-elipsą, która płynnie obraca się wokół Słońca. Jest to znane jako przesunięcie peryhelium, które jest zwykle znacznie bardziej wyraźne, zwłaszcza w przypadku planety Merkury. Z rozwiązania poprzednich równań wynika, że ​​peryhelium występuje przy θ = K/n, a następna wartość, dla której jest podana, staje się θ = 3 K/n, gdzie k jest ¼ okresu, który powstał, więc jest to eliptyka całka pierwszego gatunku całkowitego, dla którego między 1 peryhelium kąt obrotu nie wynosi 2 π, ale klasę wielkości, która jest nieco większa niż: Dla przypadku Planety Merkury z ∈ = 5, 09-8 postęp wskazanego peryhelium osiąga około cala na wiek, ogólnie jego okres wynosi około 88 dni, co zwykle jest wartością eksperymentalną cala na wiek. To właśnie tego rodzaju porozumienie ustanowiło pierwotny wielki sukces teorii, która dała jej szeroką ogólną aprobatę. Jest wielu ekspertów w tej dziedzinie, którzy nadal mają kontrowersje dotyczące tego, czym jest Artykuł naukowy dotyczący Układu Słonecznego, gdzie ustalana jest głównie orbita Układu Słonecznego i każdy z tworzących go obiektów. Okres orbitalny Tak zwany okres orbitalny polega na tym, jak długo obiekt kosmiczny lub planeta może w pełni wykonać swoją orbitę (mówiąc o obiekcie, mamy na myśli planety, księżyce, satelity). Istnieją różne klasy okresów orbitalnych dla tych planet lub obiektów znajdujących się wokół Słońca: Pierwszy: okres gwiezdny Pierwszym z nich jest okres gwiezdny, który obejmuje czas potrzebny obiektowi na ukończenie orbity wokół Słońca, w odniesieniu do satelitów lub gwiazd. Ten rodzaj okresu jest uważany za prawdziwy przedmiot. Drugi: okres synodyczny Drugi obejmuje okres synodyczny, czyli czas, w którym obiekt ponownie pojawi się w początkowym punkcie przestrzeni, w odniesieniu do głównej gwiazdy, którą jest Słońce, gdy jest on oglądany z Ziemi. Ten rodzaj okresu to taki, który intuicyjnie wyczuwa czas pomiędzy dwoma ciągłymi podejściami i możemy również powiedzieć, że jest to fikcyjny okres orbitalny tego obiektu. Ten okres różni się od pierwszego, ponieważ Ziemia również krąży wokół Słońca. Trzeci: okres drakoński Okres Drakonitów składa się z czasu potrzebnego na dwukrotne przejście tego samego obiektu przez węzeł wstępujący, który jest punktem jego orbity, który przecina orbitę ekliptyki z części półkuli południowej na północ. Ten typ okresu różni się od pierwszego okresu gwiezdnego, ponieważ linia guzków generalnie zmienia się powoli. Czwarty: okres anomalistyczny Czwarty to Okres Anomalistyczny, który składa się z czasu potrzebnego na dwukrotne przejście tego samego obiektu przez obszar jego peryhelium, który jest najbliższym Słońcu. Okres ten różni się od pierwszego Okresu ze względu na fakt, że większe guzki również powoli się zmieniają. Piąty: okres tropikalny Piąty dotyczy Okresu Tropikalnego, na który składa się czas, w którym ten sam obiekt dwukrotnie przejdzie przez obszar sprawiedliwego wzniesienia o wartości zero (5). Jest to zazwyczaj nieco krótsze niż w przypadku pierwszego Okresu Gwiezdnego ze względu na precesję tzw. równonocy. Parametry geometryczne orbity Parametry wymagane do wyznaczenia orbity to tzw. elementy orbitalne, wykorzystujące rodzaj dwumasowych modeli, które są zgodne z prawami ruchu Izaaka Newtona. Tak więc istnieje około 2 rodzajów podstawowych parametrów podstawowych, znanych również jako elementy Keplera, które na cześć słynnego fizyka Keplera składają się z następujących elementów: Pierwszy parametr: Długość węzła wstępującego = ( Ω ) El Segundo Parametr: Skok = ( i ) Trzeci Parametr: Argument z peryhelium = ( ω ) Czwarty parametr: Półduża oś = ( a ) Piąty parametr: Mimośród = ( e ) Szósty parametr: Średnia anomalia epoki = ( Mo ) Z drugiej strony inne elementy orbitalne, które są używane oprócz powyższych, to: Prawdziwa anomalia = (v) Półoś mała = (b) Mimośród liniowa = (∈) Anomalia ekscentryczna = (E) Długość rzeczywista = (l) Okres orbitalny = (T) Rodzaje orbit Będziemy obserwować, jakie są typy orbit, które istnieją w Układzie Słonecznym, które są podzielone na 2 główne, które są: Ze względu na jego cechy. Za swój Organ Centralny. Według cech W przypadku klasyfikacji po jej charakterystyce występuje około 14 typów, które są: Koło Orbita Orbita ekliptyki Orbita eliptyczna Orbita bardzo eliptyczna lub orbita bardzo ekscentryczna Cmentarzowa orbita Orbita transferowa Hohmanna trajektoria hiperboliczna Pochylona orbita trajektoria paraboliczna Przechwytywanie orbity Ucieczka z orbity Orbita półsynchroniczna Orbita podsynchroniczna Orbita synchroniczna Przez organ centralny W przypadku II klasyfikacji rozkłada się to na 2 klasy orbit, które są: Orbity Ziemi Marsjańskie orbity Orbity Księżycowe Orbity słoneczne Orbity Ziemi W przypadku orbit naziemnych istnieje około 12 klas orbit, które są: Orbita geocentryczna Orbita geosynchroniczna Orbita geostacjonarna Geostacjonarna orbita transferowa Niska orbita okołoziemska Średnia orbita okołoziemska Orbita Molniyi W pobliżu orbity równikowej orbita księżyca orbita polarna Orbita heliosynchroniczna Tundra Orbita Marsjańskie orbity W przypadku orbit marsjańskich istnieją tylko 2 klasy orbit, które są: Orbita Areosynchroniczna Orbita aerostacjonarna orbita księżycowa W przypadku orbity księżycowej jest tylko 1, czyli: orbita księżycowa Jeśli nie wiesz, co Ruchy księżyca, Możesz to odkryć, aby dowiedzieć się, jak wygląda orbita księżyca i jak jest ustalana. Orbita słoneczna W przypadku orbity słonecznej, podobnie jak orbity księżycowej, jest tylko 1, czyli: Orbita heliocentryczna Treść artykułu jest zgodna z naszymi zasadami etyka redakcyjna. Aby zgłosić błąd, kliknij tutaj. Planety Układu Słonecznego Układ Słoneczny to Słońce, planety i inne obiekty związane grawitacyjnie ze Słońcem. Planety to: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton. Dookoła planet krążą księżyce o budowie zbliżonej do planet ziemskich, ponadto Jowisz, Saturn, Uran i Neptun posiadają pierścienie. Między orbitami Marsa i Jowisza znajduje się większość orbit planetoid. Innym rodzajem ciał układu słonecznego są komety, poruszające się po wydłużonych orbitach w rozległym obszarze nazywanym obłokiem Oorta. Oprócz tego nasz układ przemierzają liczne kosmolity i meteroidy w tzw. rojach lub pojedynczo. Układ Słoneczny jest elementem Drogi Mlecznej, czyli naszej galaktyki i jest położony w odległości ponad 30 tysięcy lat świetlnych od jej centrum. Powstał około 5 miliardów lat temu w wyniku grawitacyjnej kondensacji obłoku pyłowo-gazowego, w którego centrum utworzyło się Słońce. Początkowo wokół Słońca powstał dysk materii międzygwiezdnej, z którego po pewnym czasie, również pod wpływem grawitacji utworzyły się planety, planetoidy i komety. Formowanie się układu trwało kilkadziesiąt milionów lat. W znanych poglądowych modelach Układu Słonecznego każda planeta krąży wokół Słońca po ściśle określonej orbicie, zachowując stosowny dystans do swoich sąsiadów. Na tej niebiańskiej karuzeli planety się kręcą, odkąd astronomowie zaczęli rejestrować ich ruchy, a z modeli matematycznych wynika, że ta bardzo stabilna konfiguracja utrzymuje się przez większość liczącej miliarda lat historii Układu Słonecznego. Kuszące jest więc założenie, że planety "narodziły się" na orbitach, na których dzisiaj je obserwujemy. Z pewnością jest to najprostsza hipoteza. Współcześni astronomowie sądzili na ogół, że obserwowane odległości planet od Słońca wskazują na miejsca ich narodzin w mgławicy protosłonecznej - pierwotnym dysku gazowo - pyłowym, który dał początek Układowi Słonecznemu. Z promieni orbit planet wnioskowano o rozkładzie masy wewnątrz tego obiektu. Dysponując tą podstawową informacją, teoretycy nałożyli ograniczenia na charakter i skale czasowe formowania się planet. Wskutek tego większość naszej wiedzy o prehistorii Układu Słonecznego oparta jest na założeniu, że planety narodziły się na swych obecnych orbitach. Przyjmuje się jednak powszechnie, że wiele mniejszych ciał Układu Słonecznego planetoidy, komety i księżyce planet zmieniło swoje orbity w ciągu ostatnich mld lat, i to niekiedy w nader dramatyczny sposób. Dobitnym świadectwem dynamicznego zachowania niektórych obiektów w Układzie Słonecznym była zagłada komety Shoemaker-Levy 9, która w 1994 roku uderzyła w Jowisza. Jeszcze mniejsze obiekty cząstki międzyplanetarne o rozmiarach mili- i mikrometrów, wytrząsane z komet i planetoid ewoluują bardziej płynnie, łagodnie przesuwając się w stronę Słońca i opadając deszczem meteorytów na napotkane planety. Planety układu słonecznego Merkury Najbliżej słońca, średnio około 58 mln km, krąży Merkury. Jego promień wynosi 38% promienia Ziemi a masa - zaledwie 5,5% masy naszej planety. Średnia gęstość zbliżona jest do średniej gęstości naszego globu. Przyspieszenie sił ciężkości na powierzchni - około 3,7 m/s^2. Merkury obiega Słońce w okresie około 88 dni ziemskich. Jeden obrót planety dookoła własnej osi trwa 58 dób ziemskich co oznacza że doba słoneczna trwa na Merkurym 176 dni ziemskich. Wenus Wenus jest planetą prawie dorównującą Ziemi rozmiarami. Jej promień to 95% promienia ziemskiego (6052 km) a masa - 81,5% masy Ziemi. Średnia gęstość to 5,25 Mg/m^3. Przyśpieszenie siły ciężkości na powierzchni Wenus wynosi około 8,9 m/s. Schemat budowy wewnętrznej jest podobny do ziemskiego, składa się z płynnego żelaznego jądra otoczonego płaszczem i skorupą, jednak w odróżnieniu od Ziemi skorupa Wenus jest jednym wielkim kontynentem, nie występuje podział na płyty tektoniczne. Ziemia Ziemski glob otacza gęsta atmosfera składająca się w 78% z azotu, w 21% z tlenu oraz domieszek argonu, dwutlenku węgla i neonu. Zawartość pary wodnej w normalnych warunkach waha się między 0,1 a 2,8% Średnie odległość od Słońca- 149,6 mln km Okres obiegu wokół Słońca- 365,26 dni Średnia prędkość na orbicie- 29,9 km/s Promień równikowy- 6378 km Promień średni- 6371 km Masa- 5,975 1024 kg Mars Mars jest ostatnią z planet "ziemskich". Znacznie mniejszy od Ziemi pod względem rozmiarów - 53% promienia Ziemi, oraz masy - 10,7% masy Ziemi. Budowa wewnętrzna jest podobna do budowy wewnętrznej Ziemi - płynne żelazne jądro, płaszcz oraz tak jak w przypadku Wenus i Merkurego jednolita skorupa. Powierzchnia Marsa przypomina suchą i zimną pustynię i górski krajobraz. Piasek uformowany jest w wydmy. Na Marsie występują formacje kraterów, które uległy znacznie silniejszej erozji niż na Księżycu, dolin przypominających koryta ziemskich rzek, obszarów aluwialnych, uskoków, oraz wielkich wzniesień wulkanicznych. Jowisz Jowisz jest największą planetą naszego układu i pierwszą należącą do rodziny planet-olbrzymów. Średnica równikowa planety wynosi 142980 km, czyli jest ponad 11 razy większa od promienia Ziemi. Średnica biegunowa Jowisza jest o 8400 km mniejsza. Przyczyną tak silnego spłaszczenia planety jest jej szybka rotacja. Masa Jowisza jest 318 razy większa od masy Ziemi, ale przy tym przeszło 1000 razy mniejsza od masy Słońca. Jowisz posiada skład chemiczny podobny do Słońca czyli głównie wodór i hel, lecz żeby stać się gwiazdą musiałby być ponad 30 razy masywniejszy. Saturn Saturn jest ostatnią planetą widoczna okiem nieuzbrojonym. Wygląda jak jedna z najjaśniejszych gwiazd nieba. Saturn jest bardzo podobny budową do Jowisza. Jego średnica równikowa wynosi prawie 121000 km, jest także silnie spłaszczony wskutek szybkiej rotacji. Na tarczy planety wyróżniają się pasma chmur, podobnie jak na Jowiszu; podobny jest również ich skład chemiczny, a także skład chemiczny całej atmosfery Saturna. Temperatura powierzchniowych warstw atmosfery wynosi około -165 stopni Celsjusza i jest 30 stopni wyższa ,którą miałaby ta warstwa w przypadku ogrzewania tylko przez Słońce. Uran W odległości prawie 2,9 mld km krąży wokół Słońca Uran, obiegając je w ciągu 84 lat. Okres obrotu wynosi blisko 17 godzin, co jest przyczyną spłaszczenia planety. Średnica planety wynosi ponad 51 tysięcy km, a jej masa jest tylko 14,5 razy większa od ziemskiej. Charakterystyczne dla Urana jest to że jego oś obrotu nachylona jest do jego orbity pod kątem 8 stopni, leży on więc "na boku", przy czym wszystkie znane księżyce krążą po orbitach prostopadłych do orbity planety. Neptun NEPTUN to ósma wg oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego. Elementy orbity: półoś wielka 4,50 · 109 km, mimośród 0,0087, nachylenie płaszczyzny orbity względem ekliptyki 1°46'20'', okres obiegu wokół Słońca 164,78 lat, okres obrotu ok. 18h, promień równikowy planety 24 764 km, nachylenie równika względem ekliptyki ok. 29°, masa 1,02 · 1026 kg, albedo 0,84, przyspieszenie na powierzchni 11,6 m/s2, temp. półsfery zwróconej do Słońca ok. –165°C (ok. 108 K). Pluton Pluton jest ostatnią ze znanych planet naszego układu. Obiega słońce w odległości prawie 6 mld km, w okresie 248 lat, po bardzo wydłużonej orbicie(przez co czasami znajduje się bliżej Słońca niż Neptun). Rozmiarem Pluton jest tylko trzykrotnie większy od największych planetoid, a mniejszy od wielu księżyców planetarnych Jego średnica wynosi 2320 km, a masa jest niecałe sześć razy mniejsza od masy księżyca ziemskiego. Planetoidy Główny pas planetoid to obszar między orbitami Marsa i Jowisza, gdzie porusza się większość (około 95%) maleńkich planetek zwanych właśnie planetoidami. Są to skaliste ciała o średnicach mniejszych od 1000km i większych od około 1km. Poruszające się w przestrzeni międzyplanetarnej obiekty mniejsze (granica jest umowna) nazywamy meteroidami. Astronomowie przypuszczają, że pas planetoid to kawałki planety, która nie zdołała się uformować z powodu silnego oddziaływania grawitacyjnego Jowisz i Marsa. Średnie odległości od Słońca- 420 do 520 mln km Przeciętne okresy obiegu wokół Słońca- od 3 do 6 lat Promienie- umownie od 1km do 1000km; największa planetoida- Ceres ma 466km Sumaryczna masa- około 15% masy Księżyca Średnia gęstość- około 2g/cm3 Bibliografia: Martyna Ch. Powszechnie uważa się, że planety karłowate wymyślono tylko po to, aby usunąć Plutona ze spisu planet Układu Słonecznego. Historia jednak nigdy nie jest tak prosta, jak się wydaje. Dlatego warto choćby pokrótce prześledzić ciąg wydarzeń, który doprowadził do powstania tej kontrowersyjnej i częściowo jeszcze dziś nieuznawanej kategorii ciał całego zamieszania zaczyna się w nocy 1 stycznia 1801 roku, pierwszego dnia XIX wieku, kiedy to Giuseppe Piazzi, włoski astronom Uniwersytetu w Palermo na Sycylii odkrywa na niebie nieznany dotąd obiekt między orbitą Marsa i Jowisza. Tak się jednak składa, że od kilku miesięcy grupa astronomów, która nazywa siebie Policją Nieba, poszukuje - jak im się wydaje - brakującej planety. Owa planeta ma się znajdować właśnie w takiej odległości, w jakiej Piazzi odkrywa nowy obiekt, który zostaje nazwany Ceres. Nic zatem dziwnego, że środowisko naukowe uznaje, iż oto odkryto brakującą planetę Układu się spojrzy w podręczniki szkolne z pierwszej połowy XIX wieku w sekcji poświęconej astronomii, można znaleźć spis planet zawierający jednak pojawia się pewien problem. Im więcej astronomowie spoglądają w niebo, tym więcej planet odkrywają. Pół wieku po odkryciu Ceres liczba planet Układu Słonecznego rośnie już do 23 i astronomowie zaczynają dostrzegać jednak różnice między obiektami znajdowanymi między Marsem i Jowiszem a planetami znanymi przed odkryciem Ceres. Z tego też powodu te nowe obiekty nazywają planetkami lub planetoidami. Tak oto powstaje pierwszy podział: oprócz planet pojawiają się planetoidy, które w przestrzeni między Marsem i Jowiszem odkrywane są po dziś dzień, ponad 200 lat po odkryciu Ceres. Warto jednak tutaj zauważyć, że Ceres uznana od 1851 roku za planetoidę nieco różniła się od innych planetoid - w przeciwieństwie do nich była 1930 r. Clyde Tombaugh odkrywa nową planetę. W odległości ponad pięciu miliardów kilometrów od Ziemi znajduje się Pluton. Naukowcy są tym razem przekonani, że nie jest to tylko kolejna planetoida. Obiekt z pewnością jest większy od Merkurego, dotychczas najmniejszej planety Układu Słonecznego, a więc sam – z definicji musi być planetą. Pluton staje się ostatnią, dziewiątą planetą Układu ten zaburza się dopiero 48 lat później, kiedy astronomowie korzystający ze znacznie lepszego sprzętu odkrywają obok Plutona Charona, jego potężny księżyc. Fakt, że oba obiekty krążą wokół wspólnego środka masy, sprawia, że można precyzyjnie zmierzyć masę Plutona. Ku zaskoczeniu astronomów Pluton nie dorasta do swojego miana. Okazuje się, że pierwotne założenia były zbyt optymistyczne. Masa Plutona jest dwadzieścia razy mniejsza od masy Merkurego. To Pluton staje się teraz najmniejszą planetą Układu Słonecznego. Jednocześnie naukowcy nie czują potrzeby, aby przemianowywać Plutona na planetoidę, wszak wciąż jest on dziesięć razy masywniejszy od Ceres, największej znanej planetoidy. A co to tam za Plutonem? Kiedy już naukowcy uznali, że skład Układu Słonecznego został ostatecznie ustalony, wszystko popsuły nowe i lepsze teleskopy, które weszły do służby w latach dziewięćdziesiątych XX wieku. Okazało się bowiem, że w ich obiektywach zaczęły się pojawiać kolejne obiekty, z których część znajduje się nawet dalej niż 200 lat wcześniej po odkryciu Ceres, zaczyna się pojawiać pytanie co zrobić z tymi obiektami? Czy powinny one należeć do grupy planetoid, czy też jednak dołączyć do panteonu planet? Problem ten wybrzmiewa szczególnie głośno na początku 2005 roku, kiedy to astronomowie odkrywają Eris, obiekt, który jest nieco większy od Plutona. Jeżeli Pluton to planeta, to obiekt większy od niego też powinien zasługiwać na to miano. Podczas zgromadzenia Międzynarodowej Unii Astronomicznej przez chwilę pojawia się nawet propozycja wpisania Eris i Ceres do grupy planet. Propozycja jednak upada. Dlaczego Pluton to planeta karłowata? W trakcie tego samego zgromadzenia pojawia się pomysł, aby ze spisu planet wykluczyć obiekty, które co prawda są okrągłe, ale nie oczyściły swojej orbity z gruzu i pyłu kosmicznego. W ten sposób do spisu planet nie trzeba będzie dopisać ani Eris, ani Ceres. Co więcej, ze spisu będzie musiał wylecieć także Pluton. W głosowaniu przyjęto rezolucję, według której powstała nowa kategoria obiektów Układu Słonecznego: planety tego typu jest obiekt, który: krąży wokół Słońca,ma na tyle dużą masę, że pod wpływem grawitacji przyjmuje kształt kulisty,nie oczyścił swojej orbity z innych dużych obiektów. Tym samym, po 76 latach w panteonie planet Pluton został zdegradowany i przesunięty do kategorii planet karłowatych. Decyzja ta wywołała oburzenie całkiem dużej części społeczności naukowej i opinii społecznej przywiązanej do Plutona jako ostatniej planety Układu jednak zwrócić uwagę, że gdyby Pluton pozostał planetą, ostatnią planetą (przynajmniej przez jakiś czas) musiałaby zostać Eris. Na tym by się zresztą nie skończyło, bowiem masywne obiekty Pasa Kuipera (rejonu, w którym znajduje się Pluton) odkrywa się po dziś dzień. Jak dotąd na liście planet karłowatych oficjalnie uznanych przez IAU znajdują się Ceres, Pluton, Haumea, Makemake oraz Eris. Jest to jednak spis przejściowy. Aktualnie naukowcy mówią o kilkuset tzw. obiektach transneptunowych, które mogłyby zostać uznane za planety karłowate. Wśród nich znajdują się obiekty takie jak Sedna, Gonggong, Orkus, Quaoar i wiele, wiele innych. Planety karłowate w Układzie Słonecznym Jedyna planeta karłowata znajdująca się w Pasie Planetoid między orbitą Marsa i Jowisza. Odkryta 1 stycznia 1801 roku przez Giuseppe Piazziego. Jej średnica to 939 km. W 2015 r. Ceres stała się pierwszą planetą karłowatą odwiedzoną przez sondę marca tego roku sonda Dawn weszła na orbitę wokół Ceres i przez kolejne trzy lata bezustannie badała jej powierzchnię, dostarczając na Ziemię zdjęcia fascynującego krateru Occator, w którego centrum znajdują się niezwykle jasne pokłady soli. Najprawdopodobniej wydostała się ona na powierzchnię Ceres z jej wnętrza wraz z wodą z podpowierzchniowego oceanu. Odkryty w 1930 roku przez Clyde'a Tombough obiekt przez 76 lat był uważany za ostatnią planetę Układu Słonecznego. Średnica Plutona to 2376 km. Wokół niego krąży także pięć księżyców, z czego największy - Charon - ma aż 1212 km średnicy. Pluton krąży wokół Słońca po eliptycznej orbicie w odległości średnio 5,8 mld km od Słońca. Pełne okrążenie wokół Słońca zajmuje mu 247 lat. Można zatem powiedzieć, że Pluton był planetą jedynie przez jedną czwartą plutońskiego lipca 2015 r. w pobliżu Plutona przeleciała sonda New Horizons, która sfotografowała go, dostarczając na Ziemię informację o jego powierzchni i karłowata odkryta w 2005 roku, choć później odnaleziona także na zdjęciach wykonanych w latach pięćdziesiątych XX wieku. Obiekt ten teoretycznie mógł przyjąć kształt kulisty w przeszłości, jednak ze względu na dużą prędkość obrotową spowodował jej rozciągnięcie w osi równikowej. Średnicę obiektu szacuje się na 1595 Haumei wykonane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'aHaumea posiada dwa księżyce: Hi'iaka i Namaka o średnicy odpowiednio 320 i 160 km. Pod koniec 2017 roku odkryto, że Haumea posiada własny pierścień. Na pełne okrążenie Słońca znajdująca się w odległości 6,5 mld km od niego Haumea potrzebuje 282 lat. Makemake Nieco większa od Haumei Makemake tak samo jak ona została odkryta w 2005 roku. Obiekt o średnicy 1450 km okrąża Słońce w ciągu 304 lat w odległości 5,6-7,8 mld km. Warto tutaj zauważyć, że orbita Makemake jest nachylona względem orbit innych planet Układu Słonecznego o aż 29 stopni. Powierzchnię tego globu pokrywa warstwa metanowego lodu, który skutecznie odbija padające na niego promieniowanie słoneczne. W efekcie temperatura na powierzchni Makemake wynosi zaledwie -243 stopnie powiedzieć, że gdyby nie Eris, nie byłoby planet karłowatych. Tuż po odkryciu tego obiektu w 2005 roku podejrzewano, że jest ona większa od Plutona, przez co musiałaby zostać zaliczona do spisu planet Układu Słonecznego. To z kolei wywołało całą debatę, która rok później doprowadziła do powstania kategorii planet karłowatych i usunięcia Plutona ze spisu planet. Ostatecznie ustalono, że średnica Eris to 2326 ma niezwykle wydłużoną orbitę eliptyczną, przez co w ciągu jednego zajmującego 562 lata obiegu wokół Słońca zbliża się ona do Gwiazdy Dziennej na odległość 5,7 mld km, aby potem oddalić się na zawrotną odległość 14,5 mld km. Przez ten najodleglejszy punkt swojej orbity Eris przeszła w 1980 roku i rozpoczęła powolne zbliżanie się do Słońca. Aktualnie obiekt ten znajduje się w odległości 14,3 mld km od Słońca i dotrze do peryhelium swojej orbity w 2256 roku.

z czego można zrobić planety do układu słonecznego