한국   대만   중국   일본 
Slne?na sustava ? Wikipedia Presko?i? na obsah

Slne?na sustava

Upravi? odkazy
Tento článok spĺňa podľa redaktorov slovenskej Wikipédie kritériá na najlepší článok.
z Wikipedie, slobodnej encyklopedie

Schematicky obrazok usporiadania slne?nej sustavy spolu s nazvami jednotlivych objektov (vzdialenosti ani ve?kosti nie su v spravnej mierke)

Slne?na sustava je planetarna sustava hviezdy Slnko , do ktorej patri aj Zem . Sklada sa zo Slnka a v?etkych telies , ktore obiehaju okolo neho ( planet , trpasli?ich planet , planetok , komet , mesiacov , meteoroidov , medziplanetarneho plynu a prachu ), rovnako ako aj z prostredia, v ktorom sa tento pohyb uskuto??uje. [1] Zem je tre?ou planetou slne?nej sustavy. Slne?na sustava je su?as?ou ove?a va??ieho komplexu pozostavajuceho z mno?stva hviezd a medzihviezdnej hmoty  ?  Galaxie .

V?etky telesa slne?nej sustavy sa pohybuju po drahach, ktore sa nazyvaju ku?e?ose?ky . Su to kru?nice , elipsy , paraboly a hyperboly . Pri svojom obehu okolo Slnka sa telesa riadia Keplerovymi zakonmi , aj ke? nimi nie je mo?ne opisa? pohyb v?etkych telies slne?nej sustavy uplne presne, preto?e okrem gravita?neho po?a na ne posobia e?te aj ine sily, ako napr. odpor prostredia . Gravita?ne posobenie Slnka udr?iava ve?ke telesa slne?nej sustavy na obe?nych drahach (pohybuju sa v uzavretych krivkach ? elipsy a kru?nice), men?ie telesa sa mo?u okrem uzavretych kriviek pohybova? aj po otvorenych krivkach (po parabolach a hyperbolach).

Na meranie vzdialenosti v slne?nej sustave sa ?asto pou?iva jednotka vzdialenosti znama ako astronomicka jednotka (skratka AU). Jej ve?kos? zodpoveda strednej vzdialenosti Zeme od Slnka, ?o je 149 597 870,691 km. [2] Najbli??i bod k Slnku na drahe nejakeho telesa sa nazyva perihelium , najvzdialenej?i afelium . Zakladna rovina , vo?i ktorej ur?ujeme sklon obe?nych drah telies sa nazyva rovina ekliptiky . Je to rovina, v ktorej obieha Zem okolo Slnka.

Astronomovia u? poznaju mno?stvo planetarnych sustav sformovanych okolo inych hviezd , ako je Slnko. Mnohe zo zatia? objavenych sustav sa v?ak v mno?stve parametrov vyrazne odli?uju od slne?nej sustavy, napriklad niektore ich obrie planety obiehaju ove?a bli??ie k materskej hviezde. Jednym z prvych vysledkov vyskumu mimoslne?nych planet (tzv. exoplanet ) je poznanie, ?e okolo hviezd slne?neho typu sa nemusia nachadza? planetarne sustavy podobne slne?nej sustave. [3]

Charakteristika [ upravi? | upravi? zdroj ]

Izotopy s najva??im
zastupenim v hmote slne?nej sustavy [4]
Izotop Zastupenie izotopu 
na milion
atomovych jadier
1 H 705 700
4 He 275 200
16 O 5 920
12 C 3 032
20 Ne 1 548
56 Fe 1 169
14 N 1 105
28 Si 653
24 Mg 513
32 S 396
22 Ne 208
26 Mg 79
36 Ag 77
54 Fe 72
25 Mg 69
40 Ca 60
27 Al 58
58 Ni 49
13 C 37
3 He 35
29 Si 34
23 Na 33
57 Fe 28
2 H 23
30 Si 23
Pohyb Slnka okolo barycentra Slne?nej sustavy v rokoch 2000 a? 2050

Centralne teleso slne?nej sustavy je Slnko, v blizkosti ktoreho sa nachadza aj barycentrum (?a?isko) slne?nej sustavy. Po eliptickych drahach, blizkych kru?niciam, obieha okolo barycentra osem planet ( Merkur , Venu?a , Zem , Mars , Jupiter , Saturn , Uran a Neptun ). K slne?nej sustave patria aj mesiace planet (napr. Mesiac ), planetky, komety, meteoroidy. Su?as?ou slne?nej sustavy je medziplanetarny prach a plyn . Pohyb tychto telies sa riadi gravita?nym zakonom . Pod vplyvom gravitacie ve?kych planet (najma Jupitera, ktory je zo v?etkych planet najhmotnej?i a Neptuna, ktory ma najdlh?iu ve?ku polos ) sa v?ak ?a?isko celej slne?nej sustavy va??inou nenachadza vo vnutri Slnka, ale v jeho blizkosti. [5] Z tohto dovodu nie je Slnko vo?i planetam nehybne, ale samo vykonava maly obe?ny pohyb okolo ?a?iska (barycentra). Stredna perioda obehu Slnka okolo ?a?iska sustavy sa li?i od pou?itych metod vypo?tu. Pre metodu zmeny rota?neho orbitalneho momentu celej slne?nej sustavy ma hodnotu pribli?ne 24,88 roka. [6] Ostatne telesa sustavy v?ak obiehaju okolo ?a?iska radovo v omnoho va??ich vzdialenostiach ako Slnko, tak?e pre zjednodu?enie mo?no hovori?, ?e telesa slne?nej sustavy vykonavaju priamy alebo nepriamy obe?ny pohyb okolo Slnka. Pri nepriamom obehu teleso obieha okolo telesa, ktore obieha okolo Slnka. Na pohyb prachu a plynu ma okrem gravitacie ve?ky vplyv aj slne?ne ?iarenie a magneticke pole . Aby teleso opustilo obe?nu drahu okolo Slnka a tym aj slne?nu sustavu, musi vyvinu? rychlos?, ktora sa nazyva tretia kozmicka rychlos? . Len vynimo?ne, napriklad pri roznych koliziach alebo blizkych pribli?eniach mo?e teleso tuto rychlos? prirodzene nadobudnu?. Ak naopak rychlos? pohybu telesa vo?i Slnku klesne pod kriticku hodnotu, teleso sa za?ne po ?pirale bli?i? k Slnku a napokon sa vypari alebo dopadne na jeho povrch .

Slnko obsahuje 99,866 % hmoty slne?nej sustavy. Na planety pripada 0,133 % hmoty, na ich mesiace len 5,7.10 ?5  %, na planetky 1,5.10 ?7  % a na medziplanetarny prach a plyn iba 2.10 ?13 . [7] Najva??ia planeta slne?nej sustavy je Jupiter , ktory ma 0,1 % hmotnosti Slnka. Hmota je medzi planetami rozdelena ve?mi nerovnomerne. 93 % v?etkej hmoty pripadajucej na planety obsahuje Jupiter a Saturn . [8] To, ?e najva??ie mno?stvo hmoty je viazane v Slnku a plynnych planetach ve?mi ovplyv?uje aj celkove chemicke zlo?enie slne?nej sustavy (pozri tabu?ku vpravo).

Vzdialenos? poslednej planety slne?nej sustavy, Neptuna , sa pova?uje za hranicu planetarnej ?asti slne?nej sustavy, men?ie telesa obiehajuce Slnko sa v?ak nachadzaju e?te mnohonasobne ?alej. Celkovu hranicu slne?nej sustavy je ?a?ko ur?i? a ve?kos? celej slne?nej sustavy zostava stale nejasna. Okraj slne?nej sustavy je vymedzeny pribli?ne drahami dlhoperiodickych komet, resp. oblas?ou, v ktorej e?te prevlada gravita?ne posobenie Slnka nad gravita?nym posobenim okolitych hviezd. Odhaduje sa, ?e by to mohla by? vzdialenos? a? do 100 000 AU [7] , pod?a niektorych zdrojov a? 120 000 AU (2  svetelne roky ) od Slnka, [9] ?o je takmer polovica vzdialenosti k najbli??ej hviezde . Vplyv slne?neho vetra kon?i na hranici slne?nej atmosfery ?  heliopauze . O priestore za hranicou heliopauzy, ktora je od Slnka vzdialena asi 50 ? 1 000 AU, [10] sa u? hovori ako o medzihviezdnom prostredi. [11]

Poloha slne?nej sustavy v Galaxii [ upravi? | upravi? zdroj ]

Poloha slne?nej sustavy v Galaxii; Slnko sa nachadza v jednom z jej ?piralovych ramien

Slnko je jedna z pribli?ne 400 miliard hviezd na?ej Galaxie, nazyvanej tie? Mlie?na cesta alebo nespravne Mlie?na draha. Galaxia ma tvar ?piraly s vydutym hustej?im jadrom a plochymi red?imi ramenami. Slne?na sustava je situovana v menej hustej oblasti jedneho z tychto ramien, ktore sa nazyva rameno Oriona a od stredu Galaxie je vzdialena asi 28 000 svetelnych rokov . [12] Spo?iva v bubline horuceho ionizovaneho plynu vymedzenej chladnej?im a hustej?im plynom neutralneho vodika . Tato oblas? (miestna bublina alebo lokalna bublina ) je ?as?ou trubice medzihviezdnej hmoty , ktora sa tiahne cez galakticky disk a? do  galaktickeho hala . Lokalna bublina vznikla asi pred 340 000 rokmi [13] narazovou vlnou, ktoru vyvolala explozia supernovy . Po supernove zostal pulzar Geminga . Lokalna bublina ma hru?kovity tvar s priemerom 200 svetelnych rokov na naju??om mieste a 600 ? 700 svetelnych rokov na naj?ir?om. Dve tretiny jej objemu sa nachadzaju nad rovinou Galaxie a jedna tretina pod touto rovinou.

Slne?na sustava sa zu?ast?uje na rotacii Galaxie, ?i?e obieha okolo jej stredu . Obe?na rychlos? je asi 230 km/s, [14] doba jedneho obehu trva pribli?ne 250 milionov rokov .

Slnko sa pohybuje cez material unikajuci zo skupiny mladych hviezd s nazvom Asociacia ?korpion smerom k Lokalnemu medzihviezdnemu oblaku , pri?om ?aha so sebou v?etky telesa slne?nej sustavy. V smere pohybu Slnka sa vytvara razova vlna , v ktorej sa ?astice hviezdneho vetra pribrz?uju a odkla?aju. Rychlos? pohybu Slnka vzh?adom na okolite hviezdy je 19,4 km/s a bod, do ktoreho smeruje ( apex ), sa v su?asnosti nachadza v suhvezdi Herkules . [15]

Telesa [ upravi? | upravi? zdroj ]

Slnko [ upravi? | upravi? zdroj ]

Bli??ie informacie v hlavnom ?lanku: Slnko
Slne?na sustava z vonkaj?ieho poh?adu: Na prvom obrazku terestrialne planety , pasmo planetok a Jupiter . Vpravo je poh?ad na obe?ne drahy jovialnych planet a Kuiperov pas . Pod nim je obe?na draha Sedny. V?avo dole je ve?kos? Oortovho mraku porovnana s obe?nou drahou Sedny

Ustredne teleso slne?nej sustavy je Slnko. Slnko je obrovska gu?a s priemerom 109-krat va??im ako Zem tvorene plazmou s povrchovou teplotou asi 5 700 kelvinov (~ 5 500 °C ). Jeho teplota v?ak smerom dovnutra vzrasta a v jadre dosahuje pod?a odhadov a? 19 000 000 kelvinov. [7] Po chemickej stranke sa Slnko sklada najma z vodika a helia , ale v malych mno?stvach obsahuje v?etky chemicke prvky zname aj na Zemi. Slne?na energia a jeho gravitacia riadi v?etky procesy v slne?nej sustave. Zdrojom slne?nej energie su termojadrove reakcie , ktore prebiehaju v jeho jadre a pri ktorych sa ka?du sekundu spali 560 milionov ton vodika. [14]

Slnko patri medzi hviezdy hlavnej postupnosti , ?o znamena, ?e v jeho jadre prebieha premena vodika na helium, a ?e v?aka tomu zostava dlhodobo stabilne. Jeho spektralny typ je G2, ?o znamena, ?e ide o ?ltu hviezdu. Hmotnos? Slnka (2×10 30 kg) predstavuje 99,87 % hmotnosti celej slne?nej sustavy. Na v?etky telesa slne?nej sustavy dopada elektromagneticke ?iarenie zo Slnka, ktore dosahuje celkovy ?iarivy vykon 3,826.10 26 W . [7] V?aka tomuto ?iareniu je mo?ny ?ivot na Zemi . Va??ina telies vratane v?etkych planet obieha Slnko v smere jeho rotacie. Tento smer sa nazyva aj priamy (progradny) smer a je dedi?stvom po rotacii povodnej prachoplynovej hmloviny, z ktorej v?etky telesa slne?nej sustavy vznikli. V?etky ostatne telesa v slne?nej sustave su vidite?ne len v?aka tomu, ?e odra?aju slne?ne svetlo , alebo ?iaria preto, lebo boli k ?iareniu vybudene slne?nou energiou (napr. komety alebo polarna ?iara ).

Rozpinajuca sa horna vrstva slne?nej atmosfery ? korona sa rozpty?uje do medziplanetarneho priestoru a nazyvame ju slne?ny vietor . Ide o prud energeticky nabitych ?astic, ktory zasahuje v?etky telesa bez magnetickeho po?a schopneho ich odkloni?. Slne?ny vietor una?a so sebou silo?iary slne?neho magnetickeho po?a, ktore sa vo va??ich vzdialenostiach od Slnka nazyva medziplanetarne magneticke pole . Toto pole nie je homogenne a vytvara tzv. prudove vrstvy. Vo ve?kej ?kale smeruju jeho silo?iary bu? k Slnku alebo od Slnka. Vystupuju zo Slnka kolmo na jeho povrch, ale vo va??ich vzdialenostiach su zakrivene do tvaru Archimedovej ?piraly , ?o je nasledok slne?nej rotacie. [16] Intenzita medziplanetarneho magnetickeho po?a vo vzrastajucich vzdialenostiach od Slnka klesa.

Planety [ upravi? | upravi? zdroj ]

Obrazok ukazuje pomerne ve?kosti planet a Slnka : 1- Merkur , 2- Venu?a , 3- Zem , 4- Mars , 5- Jupiter , 6- Saturn , 7- Uran , 8- Neptun
Bli??ie informacie v hlavnom ?lanku: Planeta

Okolo Slnka obieha po eliptickych drahach osem ve?kych, takmer gu?atych telies nazyvanych planety. V?etky obiehaju tym istym, progradnym smerom [1] pribli?ne v rovine ekliptiky. Za planetu sa pova?uje ka?de teleso, ktore obieha okolo Slnka a neobieha pritom okolo ineho telesa, ktore je dostato?ne hmotne na to, aby ho vlastna gravitacia sformovala do tvaru gule, a ktore vy?istilo okolie svojej obe?nej drahy. Tieto kriteria dlho neboli presne sformulovane, za planety sa telesa ozna?ovali skor intuitivne alebo na zaklade tradicie. A? v roku 2006 Medzinarodna astronomicka unia sformovala presnej?ie kriterium odde?ujuce male gu?ate objekty od planet. [17] Telesa, ktore nesp??aju posledne kriterium (vy?istenie svojej drahy) sa zara?uju medzi tzv. trpasli?ie planety . Medzi trpasli?ie planety bolo zaradene aj teleso dlhe roky evidovane ako planeta ? Pluto . Planety mo?u ma? vlastne obe?nice ? mesiace. Fyzikalne vlastnosti ako teplota , hustota a hmotnos? planet su rozne. Zavisia od typu planety, jej ve?kosti a vzdialenosti od Slnka. Na zaklade spolo?nych vlastnosti mo?no planety rozdeli? na dve ve?ke skupiny: terestrialne a jovialne planety (pozri ni??ie).

V?etky planety sa ota?aju (rotuju) okolo svojej osi , ?es? z nich v smere svojho obehu (progradnym smerom) a dve v protismere obehu ( retrogradnym smerom). Rota?ne periody planet su rozne dlhe, od radovo hodin a? po cele mesiace. Ich rozmanitos?, podobne ako nezvy?ajna retrogradna rotacia druhej a siedmej planety, nebola dodnes uplne objasnena. Ve?mi pomalu rotaciu najbli??ich planet k Slnku, Merkura a Venu?e, maju pravdepodobne na svedomi slne?ne slapy a rezonancia s ich obe?nou dobou okolo Slnka. [8]

Vlastnosti planet [ upravi? | upravi? zdroj ]

Hodnoty relativne vo?i Zemi
* Planeta rotuje protismerne.
# Planeta Rovnikovy
priemer 		Hmotnos? Priemerna vzdialenos?
od Slnka (AU) 		D??ka synodickeho obehu
(dni) 		D??ka rotacie
(dni) 		Po?et znamych
mesiacov [18] 		Priemerna obe?na
rychlos? (km/s)
1 Merkur 0,382 0,06 0,38 115,88 58,6 ?iadne 47,360
2 Venu?a 0,949 0,82 0,72 583,92 243 * ?iadne 35,020
3 Zem 1,00 1,00 1,00 - 1,00 1 29,783
4 Mars 0,53 0,11 1,52 779,94 1,03 2 24,077
5 Jupiter 11,2 318 5,20 398,88 0,414 95 13,050
6 Saturn 9,41 95 9,54 378,09 0,426 146 9,639
7 Uran 3,98 14,6 19,22 369,66 0,718 * 27 6,795
8 Neptun 3,81 17,2 30,06 367,49 0,671 14 5,432
Absolutne hodnoty [14]
* Planeta rotuje protismerne.
# Planeta Symbol planety Rovnikovy
priemer (km) 		Hmotnos? (kg) Priemerna vzdialenos?
od Slnka (miliony km) 		D??ka siderickeho obehu
(roky) 		D??ka rotacie
(hodiny)
1 Merkur 4 880 3,303.10 23 57,91 0,241 1 407,6
2 Venu?a 12 104 4,869.10 24 108,2 0,615 5 832,5*
3 Zem 12 756 5,9736.10 24 149,6 1,0 23,93
4 Mars 6 794 6,4218.10 23 227,94 1,88 24,62
5 Jupiter 142 984 1,8986.10 27 778,6 11,86 9,83
6 Saturn 120 536 5,6846.10 26 1427,0 29,46 10,23
7 Uran 51 118 8,683.10 25 2569,6 84,01 17,24*
8 Neptun 49 532 1,0243.10 26 4496,6 164,79 16,11

Mesiace [ upravi? | upravi? zdroj ]

Bli??ie informacie v hlavnom ?lanku: mesiac (dru?ica)

?al?ou skupinou telies patriacich do slne?nej sustavy su mesiace. Ka?da prirodzena obe?nica planety, trpasli?ej planety alebo planetky sa nazyva mesiac. Najva??ie mesiace maju gu?aty tvar a mo?u dosiahnu? a? ve?kosti malych planet (napriklad najva??i mesiac slne?nej sustavy Ganymedes je va??i ako najmen?ia planeta slne?nej sustavy Merkur ). Mnohe mesiace su v?ak ve?mi male a dosahuju priemer iba nieko?ko kilometrov. Mesiace byvaju spravidla ve?mi chladne (vynimku tvori Io ) a posiate kratermi po dopade men?ich telies. Len malo z nich ma atmosferu . Mesiace mavaju len planety obiehajuce ?alej od Slnka ako Venu?a (?i?e Zem, Mars, Jupiter, at?…). Ve?ke vonkaj?ie planety mavaju desiatky mesiacov. Va??ie a bli??ie mesiace va??inou obiehaju svoju planetu progradnym smerom, vzdialenej?ie a men?ie mesiace (niekedy sa im hovori nepravidelne mesiace) ?asto obiehaju opa?nym, retrogradnym smerom . Su?asny po?et planetarnych mesiacov v slne?nej sustave je 185, [19] neustale sa v?ak meni, preto?e sa objavuju nove mesiace.

Hoci teleso s najva??im po?tom znamych mesiacov (79) je v su?asnosti Jupiter, [19] najva??i absolutny po?et mesiacov ma takmer ur?ite Neptun, [20] preto?e ma najva??iu Hillovu sferu a zarove? sa nachadza v oblastiach slne?nej sustavy s ve?kym mno?stvom planetok, ktore by mohol gravita?ne zachyti? na svoju obe?nu drahu. Pre ve?ku vzdialenos? Neptuna od Slnka je v?ak objavovanie jeho mesiacov problematickej?ie, ako objavovanie mesiacov bli??ich planet.

Celkovy poh?ad na male pevne telesa tvoriace slne?nu sustavu. Posledna, najvzdialenej?ia oblas? ?adovych telies je sfericky Oortov mrak , v ktoreho vnutri (vo va??om vyseku) je relativne plochy Kuiperov pas . Oblas? planet le?i vo vnutri Kuiperovho pasu.

Male telesa [ upravi? | upravi? zdroj ]

V?etky obe?nice Slnka men?ie ako trpasli?ie planety sa zara?uju medzi male telesa. Su to planetky , komety , meteoroidy , prach a plyn . Tieto objekty sa ozna?uju ako medziplanetarna hmota a nachadzaju sa v priestore, ktory nazyvame medziplanetarny priestor .

Planetky (tie? nazyvane asteroidy ) su telesa obiehajuce Slnko, ktore spravidla nemaju gu?aty tvar. Ich povrch je kamenny s va??imi, ?i men?imi primesami kovu . Pre svoju malu pri?a?livos? si nedoka?u udr?a? atmosferu tak ako ve?ke planety. Vyskytuju sa v?ade v slne?nej sustave, ale niekde je ich koncentracia vy??ia ? vtedy hovorime o skupinach asteroidov alebo rodinach asteroidov . Obe?ne drahy planetok mavaju ?asto len maly sklon k ekliptike.

Komety su ?adovo - prachove telesa obiehajuce po vystrednych drahach niekedy s ve?kymi sklonmi k ekliptike. Ke? sa pribli?ia k Slnku, zahrievanim a odparovanim ich povrchu sa utvori prechodna atmosfera ?  koma , ktoru pri va??ej blizkosti Slnka slne?ny vietor vyformuje do dlheho chvosta . Ke? sa kometa na svojej obe?nej drahe opa? vzdiali od Slnka, chvost zase zmizne a neskor sa straca aj koma. Medzi asteroidmi a kometami pravdepodobne neexistuju presne hranice, preto?e su zname aj telesa, ktore javia vlastnosti oboch (pozri ni??ie).

Meteoroidy su male telieska podobneho zlo?enia ako planetky, ale miniaturnych rozmerov. Vznikaju pri vzajomnych zra?kach planetok, ale niektore obiehaju Slnko u? od vzniku slne?nej sustavy. Ke? sa dostanu do atmosfery nejakej planety alebo mesiaca, za?nu sa vyparova? a ?iari?. Vtedy hovorime o meteoroch . Koncentracie meteoroidov su vy??ie na drahach, po ktorych preleteli komety, preto?e tieto meteoroidy su ulomkami ich chvostov. Ke? sa planeta alebo mesiac s atmosferou dostanu do takehoto prudu meteoroidov, mo?no v jej atmosfere pozorova? meteoricky roj .

Aj planetky maju svoje prirodzene dru?ice . Ide o ve?mi male telesa, ktorych existencia bola dlho len v ?tadiu dohadov. Niekedy su mesiace planetok nato?ko hmotne, ?e ?a?isko ich vzajomneho obehu u? le?i mimo va??ieho telesa. Vtedy sa nazyvaju binarne planetky . Prvym objavenym satelitom planetky je teleso obiehajuce planetku 18 Melpomene , ktoreho existencia sa predpoklada na zaklade pozorovani z 11. decembra 1978 . [21] K junu 2019 pozname 357 planetok, ktore maju potvrdeny ?i nepotvrdeny satelit. [22]

Zvlnene prudove vrstvy vo vnutri slne?nej sustavy. Prudove vrstvy odde?uju opa?ne orientovane medziplanetarne magneticke polia .

Pozostatkom po protoplanetarnom disku je aj ?as? medziplanetarneho prachu a plynu. Medziplanetarny prach a plyn mo?no v noci pozorova?, ako tzv. zodiakalne svetlo , slaby svetelny pas pozd?? ekliptiky. Tieto najmen?ie ?astice slne?nej sustavy preto mo?eme pova?ova? za ve?mi riedku reflexnu hmlovinu .

?astice medzihviezdneho prostredia [ upravi? | upravi? zdroj ]

Vzh?adom na to, ?e slne?na sustava sa pohybuje v medzihviezdnom prostredi , nevyhnutne pri tejto puti stretava ?astice medzihviezdneho prostredia , ktore ?ou prechadzaju. Vplyvom gravitacie, tlaku ?iarenia, magnetickeho po?a a inych sil je spojity prud tychto ?astic naru?eny, a to predov?etkym v blizkosti Slnka. Niektore ?astice zanikaju padom na Slnko alebo vysublimuju v jeho blizkosti. Pri najmen?ich ?asticiach tlak slne?neho ?iarenia prevladne nad gravitaciou Slnka a tieto telesa su zo slne?nej sustavy vytla?ene. Va??ie ?astice odkloni gravitacia Slnka na hyperbolicke drahy a unikaju naspa? do medzihviezdneho priestoru. Medzihviezdne ?astice su va??inou komplikovane zhluky zrniek nanometrovych a? submikrometrovych rozmerov a zvy?ajne su ve?mi porezne. V okoli Slnka dosahuju priemernu rychlos? 26 km/s. [23]

Medzihviezdne planetky [ upravi? | upravi? zdroj ]

19. oktobra 2017 dvojica ?alekoh?adov Pan-STARRS po prvykrat v historii zaregistrovala va??ie teleso, ktoreho draha napoveda, ?e nevzniklo na na?ej slne?nej sustave. Objekt dostal meno 1I/?Oumuamua . Tato medzihviezdna planetka ma prekvapivo ve?mi pretiahnuty tvar. Jej d??ka je 4-krat a? 10-krat va??ia ne? ?irka. Ma tmavo?ervenu farbu a d??ku maximalne okolo 400 metrov. Do slne?nej sustavy vletela takmer kolmo na rovinu ekliptiky [24] a slne?nu sustavu zase opusti. [25]

Usporiadanie slne?nej sustavy [ upravi? | upravi? zdroj ]

Centrom slne?nej sustavy je Slnko. Ostatne telesa ho priamo alebo nepriamo obiehaju. Takmer v?etky obe?ne drahy su elipticke . Excentricita elips sa v?ak zna?ne li?i. Zavisi od typu telesa (napriklad planety obiehaju po drahach takmer kruhovych, ale komety po ve?mi vystrednych [1] ), nie je v?ak pravidlom. Va??ina telies obieha Slnko v blizkosti roviny nazyvanej ekliptika . Sklon ich drahy k ekliptike byva spravidla ve?mi mierny, ale vzdialenej?ie telesa mavaju ?asto va??i sklon drahy ne? telesa, ktore obiehaju bli??ie. V pomerne tesnej blizkosti Slnka (cca do 0,3 AU) by mala obieha? Slnko hypoteticka skupina planetok s nazvom Vulkanoidy . Nazvane boli pod?a hypotetickej planety Vulkan , ktora mala by? najbli??ou planetou Slnka. Potvrdenie existencie Vulkanoidov je pre astronomov ?a?kou ulohou, preto?e silny slne?ny jas takmer znemo??uje vidie? telesa v jeho blizkosti.

Terestrialne planety: z?ava Merkur , Venu?a (zobrazena bez atmosfery), Zem a Mars

Terestrialne (terestricke) planety [ upravi? | upravi? zdroj ]

Bli??ie informacie v hlavnom ?lanku: Terestrialna planeta

Za Vulkanoidmi sa nachadzaju obe?ne drahy ?tyroch planet, nazyvanych terestrialne, ?i?e ?Zemi podobne“. V poradi od Slnka su to planety Merkur , Venu?a , Zem a Mars . Maju spolo?nych nieko?ko znakov: su relativne male s priemermi od 4 879 do 12 756 km, vzdialenosti medzi nimi su tie? relativne male a su medzi sebou podobne, maju pevny povrch, podobne vnutorne zlo?enie, nemaju prstence , maju maly po?et alebo ?iadne mesiace, a slabe alebo ?iadne magneticke pole . V?etky obiehaju v blizkosti ekliptiky. Najva??i sklon k ekliptike z tejto skupiny telies ma Merkur. Najva??ia terestrialna planeta je Zem. V?etky terestrialne planety mo?no vidie? za vhodnych podmienok vo?nym okom, preto boli ?u?om zname od nepamati. Z terestrialnych planet sa e?te vy?le?uju vnutorne planety, ?o su planety, ktorych obe?na draha le?i vo vnutri obe?nej drahy Zeme. Niekedy sa nazov vnutorne planety zase pou?iva ako synonymum pre terestrialne planety, ale len slne?nej sustavy. [1]

V oblasti terestrialnych planet obiehaju aj planetky, a to bu? osamotene, alebo v skupinach. Medzi taketo skupiny patria napriklad skupiny Apollo , Amor a Aten . Osobitnou skupinou su blizkozemske asteroidy ozna?ovane ako NEA (z anglickeho Near-Earth asteroids). Ich drahy sa pribli?uju k obe?nej drahe Zeme, alebo ju dokonca kri?uju a preto mo?u predstavova? nebezpe?enstvo pre Zem. ?al?ia skupina telies, ktore kri?uju obe?nu drahu terestrickych planet, su tzv. komety Kreutzovej skupiny . Tieto komety sa pribli?uju na ve?mi malu vzdialenos? k povrchu Slnka . [26]

Pasmo planetok [ upravi? | upravi? zdroj ]

Bli??ie informacie v hlavnom ?lanku: Pasmo planetok
Poh?ad na vnutorne ?asti slne?nej sustavy. Mno?stvo planetok obieha v ?irokom pasme medzi obe?nymi drahami Marsu a Jupitera. Skupiny ozna?ene ako "Greci a "Trojania" su telesa zachytene v okoli dvoch bodov na obe?nej drahe Jupitera (pozri Trojan (planetka) ).

Za obe?nou drahou Marsu je pasmo planetok nazyvane aj pasmo asteroidov. Koncentracia planetok je tu neporovnate?ne va??ia ako v okolitom priestore slne?nej sustavy. Obiehaju vo vzdialenosti, v ktorej by sa pod?a Titiusovho-Bodeho radu mala nachadza? ?al?ia planeta. [27] Rozmer obiehajucich telies v tejto oblasti nepresahuje 1 000 km, ?o je skoro pa?krat menej ako priemer Merkuru, najmen?ej planety slne?nej sustavy, a ani ich suhrnna hmotnos? neposta?uje na utvorenie planety. Ich priemerna ve?kos? je 2 a? 3 km. Toto pasmo nie je homogenne, ale obsahuje nieko?ko medzier ?  Kirkwoodove medzery , ktore sa zrejme vytvorili pod vplyvom gravita?neho posobenia Jupitera. Planetky obiehaju pribli?ne po kruhovych drahach s obe?nou dobou 2 a? 4 roky. Ich sklony k ekliptike sa va??inou pohybuju v rozsahu ± 20°. V tomto pasme obieha Slnko aj prva objavena trpasli?ia planeta 1 Ceres , ktora bola kratko po svojom objave pokladana za dlho h?adanu planetu v tejto oblasti. Ceres je gu?ate kamenne teleso bez atmosfery, ktoremu bol status trpasli?ej planety prideleny na zasadani Medzinarodnej astronomickej unie v roku 2006. Dovtedy sa o tomto telese hovorilo ako o najva??om znamom asteroide.

Nedavno bola Keckovym ?alekoh?adom pozorovana nova skupina telies, ktorych obe?ne drahy sa podobaju draham planetok hlavneho pasma, ale na rozdiel od nich maju komu a chvost, ?i?e znaky typicke pre komety. Okrem drahy sa od komet v?ak odli?uju e?te aj v tom, ?e za sebou nezanechavaju mikroskopicke ?astice, ale ?astice o ve?kosti nieko?kych milimetrov a? centimetrov. To nazna?uje, ?e sa museli formova? v inych podmienkach ako klasicke komety. Patri sem napriklad asteroid 118 401, ktory bol preklasifikovany na kometu 176P/Linear . Astronomovia tuto skupinu zatia? neoficialne nazyvaju " komety hlavneho pasu ". [28]

Jovialne planety [ upravi? | upravi? zdroj ]

Bli??ie informacie v hlavnom ?lanku: Jovialna planeta
Jovialne planety: zhora Neptun , Uran , Saturn a Jupiter

Za pasmom planetok sa nachadzaju ?al?ie ?tyri planety ? Jovialne planety (podobne Jupiteru). Ide o Jupiter , Saturn , Uran a Neptun . Jupiter je vobec najva??ia planeta slne?nej sustavy a druhe najva??ie teleso slne?nej sustavy hne? po Slnku. V?etky jovialne planety su obrovske (priemer 49 528 km a? 142 984 km) a vzdialenosti medzi nimi su ve?ke. Niekedy sa nazyvaju aj plynne obry, preto?e su to plynne planety bez pevneho povrchu, obklopene sustavami prstencov a mesiacov. Prstence tvoria va??inou drobne, nahusto a blizko planety obiehajuce ?astice koncentrovane do jednej roviny, preto sa pri pozorovani z va??ej vzdialenosti javia ako kompaktny utvar. Amaterskym ?alekoh?adom sa da pozorova? len prstenec Saturna, prstence ostatnych planet su na to prili? nevyrazne. Okolo v?etkych ?tyroch planet obiehaju desiatky mesiacov, pri?om najva??ie z nich maju gu?aty tvar a svojou ve?kos?ou sa pribli?uju k terestrickym planetam. V?etky jovialne planety maju pravdepodobne kamenno-?adove jadro , obklopene tekutym alebo polotuhym pla??om zlo?enym hlavne z vodika a helia (u Jupitera a Saturna), alebo z metanu , amoniaku a vodneho ?adu (Uran, Neptun). [29] Atmosfery jovialnych planet su neoby?ajne burlive a ich magneticke polia su silne (pole Jupitera je 20 000-krat silnej?ie ako magneticke pole Zeme ). Jovialne planety maju sklony drah k ekliptike takisto nizke. Prve dve, za ve?mi priaznivych podmienok a? tri jovialne planety, mo?no vidie? vo?nym okom. Ke??e Uran je vo?nym okom ve?mi ?a?ko pozorovate?ny a Neptun je bez ?alekoh?adu uplne nepozorovate?ny, tieto dve planety neboli zname od staroveku , ale objavene a? v rokoch 1781 (Uran) a 1846 (Neptun).

Kentauri a planetky s gravita?ne ovplyvnenymi drahami [ upravi? | upravi? zdroj ]

Aj medzi jovialnymi planetami obiehaju planetky. Zvla?tnou skupinou planetok su Kentauri  ? telesa s vlastnos?ami planetok aj komet.

Planetky nepodliehaju len gravitacii Slnka, ale aj gravitacii planet, hlavne jovialnych. Takto vznikli niektore osobitne skupiny malych telies, napriklad tzv. Jupiterova rodina komet . Je to skupina kratkoperiodickych komet, ktore maju afelia v blizkosti obe?nej drahy Jupitera. Predpoklada sa, ?e pochadzaju bu? z Kuiperovho pasu, alebo z Oortovho mra?na komet, ale gravitacia Jupitera zni?ila vystrednos? a sklon ich drah. ?al?i dosledok gravita?neho posobenia planet je ten, ?e mnohe male telesa obiehaju v tzv. rezonancii s planetou. To znamena, ?e pomer strednej obe?nej doby telesa a planety je cele ?islo. V rezonancii 2:3 je napriklad Neptun s trpasli?ou planetou Pluto. Osobitnym pripadom rezonancie je rezonancia 1:1. Vtedy telesa obiehaju po rovnakej obe?nej drahe, ako planeta, ale stabilne su len v bodoch 60° pred a za planetou. Tymto bodom sa hovori libra?ne body a telesa v nich obiehajuce sa nazyvaju Trojania . Trojania boli objaveni u Jupitera a Neptuna. Povodne teorie predpokladali, ?e telesa boli na tychto poziciach zachytene, ale najnov?ie ?tudie ukazali, ?e Jupiterovi Trojania u? na tejto drahe vznikli. Ide teda o ve?mi staru a dynamicky ve?mi stabilnu skupinu. [30]

Pluto v pravych farbach na zabere zo sondy New Horizons

Kuiperov pas [ upravi? | upravi? zdroj ]

Bli??ie informacie v hlavnom ?lanku: Kuiperov pas

Za jovialnymi planetami sa nachadza ?al?ie pasmo planetok. Na rozdiel od hlavneho pasu planetok telesa Kuiperovho pasu obsahuju u? zna?nu primes vodneho ?adu , preto sa ozna?uju ako kometarne telesa. Toto pasmo dostalo pomenovanie Kuiperov pas alebo Edgeworth-Kuiperov pas. [31] Je neoby?ajne ?iroke, za?ina sa za obe?nou drahou Neptuna vo vzdialenosti pribli?ne 4,5 miliard kilometrov (30 AU) a kon?i vo vzdialenostiach a? 7,5 miliard kilometrov (50 AU). [32] Ostre zakon?enie Kuiperovho pasu je dodnes predmetom vyskumov a strmy pokles telies za tymto okrajom nie je dobre objasneny. Pod?a jednej teorie je orezanie Kuiperovho pasu len zdanlive a jeho telesa sa nachadzaju aj vo va??ich vzdialenostiach, su v?ak prili? male na to, aby sa dali pozorova?. [33]

Celkovy po?et telies Kuiperovho pasu s priemerom va??im ako 5 km sa odhaduje na 1 miliardu. [31] Obeh okolo Slnka va??ine z nich trva viac ako 250 rokov. V tomto pasme obiehaju Slnko ?al?ie trpasli?ie planety: dvojplaneta Pluto / Charon , Haumea , Makemake a Eris . Pluto bolo od svojho objavu v roku 1930 a? do augusta 2006 pova?ovane za deviatu planetu slne?nej sustavy, ktoru v?ak nebolo mo?ne zaradi? ani k terestrickym, ani jovialnym planetam. Pluto bolo teda v skuto?nosti prvym objavenym (aj prvym zblizka preskumanym) objektom Kuiperovho pasu, ale objav druheho s ozna?enim (15760) 1992 QB1 pri?iel a? v roku 1992 . Medzi ?al?ie telesa dostato?ne ve?ke na to, aby zaujali gu?ovy tvar, patri napriklad Sedna, ktora v?ak k objektom Kuiperovho pasu u? nepatri.

Na Kuiperov pas nadvazuje riedky rozptyleny disk . Jeho objekty dosahuju va??ie sklony k ekliptike ako objekty Kuiperovho pasu. V?etky telesa, ktorych orbity le?ia za obe?nou drahou Neptuna, sa suhrnne ozna?uju ako transneptunske objekty .

Komety [ upravi? | upravi? zdroj ]

Bli??ie informacie v hlavnom ?lanku: Kometa

Obe?ne drahy komet neraz kri?uju v?etky zmienene oblasti, alebo minimalne orbity viacerych planet. Ich sklony k ekliptike byvaju rozne ve?ke a nie je u nich vynimo?ny ani retrogradny obeh  ? obeh v opa?nom smere ako obiehaju planety. Komety su klasifikovane pod?a ich obe?nych dob (period). Kratkoperiodicke komety maju obe?ne doby dlhe menej ako 200 rokov, kym dlhoperiodicke komety maju dlh?ie obe?ne doby, pri?om v?ak stale zostavaju gravita?ne viazane k Slnku. Jednonavratove komety maju parabolicke a hyperbolicke obe?ne drahy, ktore ich vynesu nav?dy mimo slne?nu sustavu po jednom prechode popri Slnku. Opa?nym extremom je kratkoperiodicka kometa Encke , ktorej obe?na draha jej nedovoli vzdiali? sa od Slnka ?alej ako planeta Jupiter. Za miesto vzniku kratkoperiodickych komet sa pova?uje Kuiperov pas, zatia? ?o zdrojom dlhoperiodickych je zrejme Oortov oblak (pozri ni??ie).

Na tejto scheme sa smerom zvnutra von nachadza termina?na vlna, heliopauza a razova vlna. Vyzna?ena je poloha sond Voyager 1 a Voyager 2 , ktore su najvzdialenej?imi sondami a ako prve mali mo?nos? preskuma? hranice slne?nej sustavy.
Razova vlna, ktoru pred sebou vytla?a mlada hviezda LL Orionis pri pohybe hustym prostredim hmloviny Orion . Podobnu vlnu, aj ke? v ove?a red?om prostredi, tla?i pred sebou na?e Slnko.

Termina?na vlna [ upravi? | upravi? zdroj ]

Termina?na vlna alebo razova vlna slne?neho vetra je gu?ova oblas?, v ktorej rychlos? slne?neho vetra klesa pod rychlos? zvuku . Deje sa to vo vzdialenosti 80 a? 95 AU od Slnka. Spomalenie slne?neho vetra so sebou nutne nesie zvy?enie jeho hustoty. [34] Za termina?nou vlnou je oblas? nazyvana pla?? heliosfery , ktora pokra?uje a? k heliopauze. V pla?ti heliosfery sa pravdepodobne nachadza najvzdialenej?ia ?lovekom vyrobena kozmicka sonda Voyager 1 , ktora bola v roku 2007 vo vzdialenosti 103,7 AU od Slnka. Jeho dvoj?a Voyager 2 je od Slnka vzdialene 83,6 AU a do termina?nej vlny e?te iba vstupuje. [35]

Heliopauza [ upravi? | upravi? zdroj ]

Prvou ?hranicou“ slne?nej sustavy je heliopauza. Je to oblas?, v ktorej u? tlak ?astic slne?neho vetra prestava odolava? tlaku galaktickeho vetra. Za heliopauzou za?ina medzihviezdny priestor. Vnutorna oblas? heliopauzy sa nazyva heliosfera . Heliosfera je vyplnena ?asticami slne?neho vetra. Z udajov dvojice sondy Voyager, ktore sa nachadzaju 17 a 20 miliard km od Slnka vyplyva, ?e heliosfera nema gu?aty tvar, ale jej tvar pripomina skor kometu. Jej najbli??i okraj le?i vo vzdialenosti 90 a? 100 AU smerom do suhvezdia Strelec . Na opa?nej strane oblohy, smerom do suhvezdi Perzeus a Kasiopeja je heliosfera pretiahnuta do dlheho magnetickeho chvosta vyplneneho ionizovanym plynom. Pod?a nazoru niektorych vedcov je heliosfera tvarovana vonkaj?imi silami, predov?etkym tlakom medzihviezdneho plynu. [36]

V smere svojho pohybu Slnko pred sebou tla?i e?te razovu vlnu, v ktorej sa meni smer pohybu ?astic hviezdneho vetra .

Oortov oblak [ upravi? | upravi? zdroj ]

Bli??ie informacie v hlavnom ?lanku: Oortov oblak

Najvzdialenej?im utvarom slne?nej sustavy je predpokladana sfera malych ?adovych telies nazyvana Oortov oblak alebo Oortovo mra?no komet. Jeho vzdialenos? je odhadovana v rozsahu 3 000 AU a? po 120 000 AU. Mno?stvo telies obiehajucich v tejto ?asti slne?nej sustavy sa odhaduje radovo na biliony. Jeho celkova hmotnos? je v?ak len nieko?ko hmotnosti Zeme. Tieto telesa su v podstate jadrami komet . Ak sa dostanu do kolizie s inymi telesami, alebo sa ich drahy poru?ia v dosledku gravita?neho posobenia blizko prelietavajuceho telesa, mo?u opusti? slne?nu sustavu alebo sa naopak dosta? do jej hlb?ich ?asti a obieha? okolo Slnka po ve?mi vystrednej eliptickej drahe s periheliom medzi obe?nymi drahami planet. Z Oortovho oblaku pochadza pravdepodobne va??ina dlhoperiodickych komet.

Za poslednu a definitivnu hranicu Slne?nej sustavy sa pova?uje vzdialenos?, v ktorej sa u? gravita?ne pole Slnka vyrovnava s gravita?nym po?om okolitych hviezd . Pod?a odhadov by to mala by? vzdialenos? zhruba 2 svetelne roky od Slnka.

Hypoteticke transneptunske objekty [ upravi? | upravi? zdroj ]

Pozri aj: Hypoteticka planeta
Kometa Hale-Bopp

Existuju teorie, pod?a ktorych by za obe?nou drahou Pluta mali obieha? ?al?ie telesa prili? ve?ke a hmotne na to, aby sa dali zaradi? ku Kuiperovmu pasu, rozptylenemu disku, ?i Oortovmu oblaku. Dovodom pre taketo hypotezy sa stali napriklad odchylky Neptuna od jeho vypo?itanej drahy, ?o mal by? dokaz gravita?neho posobenia ?al?ej, e?te neobjavenej planety za obe?nou drahou Neptuna. Tato udajna planeta bola pomenovana ako Planeta X a jej najdeniu sa venovalo mno?stvo vyznamnych astronomov, napriklad Percival Lowell . Dlhe patranie napokon vyustilo do objavu Pluta, no jeho hmotnos? bola prili? mala na to, aby mohla sposobova? vyrazne odchylky v obe?nej drahe Neptuna. Po presnej?om ur?eni Neptunovej drahy sa v?ak ukazalo, ?e planeta pri svojom obehu ?iadne odchylky nevykazuje. [37]

Sporadicke vymr?tenie kometarnych jadier z Oortovho mraku sa ob?as pripisuje hypotetickemu telesu, planete, ?i dokonca hviezde, ktora bola nazvana Nemesis . Toto teleso by malo obieha? okolo Slnka po ve?mi excentrickej elipse s afeliom vo vzdialenosti 90 000 AU a s periodou 30 milionov rokov. Pri ka?dom prelete afeliom by svojou gravitaciou vymr?tila kometarne jadra dovnutra slne?nej sustavy, kde by dopadali na planety a teda aj na Zem. Existenciu Nemesis v?ak nepotvrdili ?iadne pozorovania. [37]

Stabilita obe?nych drah [ upravi? | upravi? zdroj ]

Hoci na prvy poh?ad sa planety a men?ie telesa slne?nej sustavy pri svojom obehu okolo Slnka spravaju presne pod?a Keplerovych zakonov, v skuto?nosti tomu tak nie je. Nielen Slnko, ale aj ostatne telesa na seba posobia gravita?nymi silami a ich u?inok hlavne u ve?kych planet nie je zanedbate?ny, hoci v porovnani s u?inkami Slnka je pomerne maly. Jovialne planety napriklad be?ne menia obe?ne drahy komet a inych malych blizko prelietajucich telies, ktore mo?u zachyti? na svoju obe?nu drahu ako ?al?ie mesiace.

Planety v?ak vplyvaju aj na obe?ne drahy inych planet a sposobuju ich poruchy (perturbacie), ktore sa prejavuju nieko?kymi sposobmi. Vplyv jednej planety na inu planetu obiehajucu okolo Slnka zjednodu?ene popisuje problem troch telies . Toto rie?enie v?ak vychadza z Newtonovskeho popisu gravitacie. Aj s vyu?itim nov?ej teorie, v?eobecnej teorie relativity , su kvoli drahovemu chaosu mo?ne presne vypo?ty buducich obe?nych drah planet len na desiatky milionov rokov do buducnosti. [38]

Planety obiehaju spolo?ne ?a?isko, barycentrum . Spolo?ne ?a?isko Slnka a Jupitera sa nachadza tesne nad povrchom Slnka a predstavuje 99,9 % hmoty slne?nej sustavy. Toto spolo?ne ?a?isko mo?e by? od Slnka odtiahnute viac, ak je napriklad Jupiter so Saturnom v konjukcii , alebo naopak sa ?a?isko slne?nej sustavy mo?e pribli?i? do stredu Slnka, ak Saturn, Uran a Neptun su v opozicii Jupitera a jeho vplyv vyva?ia. [39]

Barycentrum Jupitera a Slnka (zelena bodka je ?a?isko - barycentrum sustavy)

Jednym z najzrete?nej?ich prejavov poruch je ota?anie apsidovej priamky zname aj ako sta?anie perihelia . Pri sta?ani perihelia sa afelium a perihelium v priestore pomaly presuvaju v smere obehu planety. U Zeme sa apsidova priamka pooto?i ro?ne o uhol 11,6 oblukovych sekund . ?al?imi prejavmi su ota?anie uzlovej priamky planet retrogradnym smerom a tie? pomaly sa meniace sklony drah planet k ekliptike. Pozvo?na sa menia aj vystrednosti (excentricity) drah, pri?om u Merkura, Marsu, Jupitera a Neptuna sa vystrednos? drahy momentalne zva??uje, zatia? ?o u Venu?e, Zeme, Saturna a Urana sa zmen?uje. Excentricita zemskej drahy ro?ne klesa asi o 0,0000004 (z hodnoty 0,016 710 219). To znamena, ?e zemska obe?na draha sa stava ?oraz kruhovej?ou. [1]

Niektore zmeny drahovych elementov su preukazate?ne periodicke, ?i?e osciluju okolo strednej hodnoty a z dlhodobeho h?adiska zostavaju kon?tantne . Existuju v?ak aj nevratne, tzv. sekularne zmeny. Tie su pod?a star?ich poznatkov nepatrne a nezasahuju hlavne drahove elementy ( ve?ke polosi a obe?ne doby planet). [40] Pod?a G. Laughlina nie je ve?mi pravdepodobne, ?e by v najbli??ich 3 miliardach rokov do?lo k destabilizacii obe?nych drah planet. [38] Nov?ie po?ita?ove simulacie v?ak ukazali, ?e v nasledujucich piatich miliardach rokov nastanu vyraznej?ie zmeny v excentricite hlavne u terestrickych planet. U Zeme bude tato zmena predstavova? maximalne osem percent, ale u Marsu mo?e rozdiel oproti su?asnej excentricite predstavova? a? 20 %. Takisto je mo?ne ve?ke zvy?enie excentricity Merkuru, [41] ?o ukazuju aj simulacie vykonane J. Laskarom a M. Gastineauom. Pod?a tychto autorov je Merkur najva??im rizikom pre buducu stabilitu obe?nych drah terestrickych planet. [38]

Vznik a vyvoj [ upravi? | upravi? zdroj ]

Bli??ie informacie v hlavnom ?lanku: Vznik a vyvoj slne?nej sustavy

Vznik [ upravi? | upravi? zdroj ]

Predstava umelca o protoplanetarnom disku

Najspo?ahlivej?i udaj o veku slne?nej sustavy pochadza z rozboru vyskytu kalciovych ?astic v hliniku v kaza?skom meteorite Jefremovka . Y. Amelin a kol. z toho vyvodili, ?e vek slne?nej sustavy je 4,5672 ± 0,0006 miliard rokov. [42]

Pod?a v su?asnosti najviac uznavaneho modelu Slnko a jeho planety za?ali vznika? pred 4,6 a? 4,7 miliardami rokov z obrovskeho oblaku medzihviezdnej hmoty . [3] Zakladnym materialom bola globula , pomerne mala, chladna a pomaly rotujuca plynoprachova hmlovina . Tato globula sa niekedy nazyva aj slne?na hmlovina . Jej po?iato?na teplota je odhadovana na 50 ? 100 kelvinov (?223  °C a? ?173 °C). [3] Ta sa, pravdepodobne pod vplyvom zvy?eneho toku hviezdneho vetra po vybuchu supernovy , za?ala zmr??ova?. Zmr??ovanim vlastnou vahou sa uvo?nila gravita?na potencialna energia , ktora sa premenila ?iasto?ne na ?iarenie a ?iasto?ne na teplo . Preto teplota globuly pomaly rastla a rychlos? jej rotacie sa zvy?ovala. Odstrediva sila postupne vyduvala hmotu do tvaru disku. V jeho strede, kde bola koncentracia hmoty najvy??ia, sa utvorilo protoslnko a okolo neho protoplanetarny disk.

V disku sa po?as dlheho procesu postupnym zliepanim utvorili male zhluky hmoty. Tieto zhluky hmoty ?al?im zliepanim vytvorili planetezimaly  ? nieko?kometrove a? nieko?kokilometrove telesa nepravidelneho tvaru. Niektore planetezimaly vzniknute v tomto obdobi sa zachovali dodnes. Ide hlavne o telesa Kuiperovho pasu, ale zrejme aj o mnohe male mesiace jovialnych planet.

Po ur?itom ?ase sa rast najva??ich telies zrychlil a najmen?ich naopak spomalil. Z va??ich telies sa potom utvorili protoplanety  ? gu?ate telesa pribli?ne o ve?kosti Mesiaca . Zra?kami a zliepanim protoplanet sa v blizkosti Slnka utvorili ?tyri terestricke planety. Ke??e ich vznik sa odohraval v blizkosti Slnka, su tvorene preva?ne kamennym a kovovym materialom, preto?e plynny material sa pod vplyvom ve?kej teploty vyparil. Ina situacia bola vo va??ich vzdialenostiach od Slnka, kde sa okrem pevnych ?astic nachadzalo aj ve?ke mno?stvo plynu. Protoplanety v tychto oblastiach naba?ovali svojou gravitaciou na seba plyn a tak vznikli jovialne planety.

Pod?a inej teorie vznikli jovialne planety nieko?kymi gravita?nymi kolapsmi, ?i?e rychlym zmr?tenim sa zhluku hmoty v zarodo?nom disku. [43] Tento proces trval zhruba 800 rokov, ?i?e z kozmologickeho h?adiska bol extremne kratky. [8] Slapove sily jovialnych planet menili orbitalne parametre malych telies vo svojej blizkosti a postupne tak vznikol Oortov oblak komet. [44] Protoslnko zatia? priberalo hmotu a jeho teplota rastla. Napokon teplota a tlak v jadre protoslnka stupli nato?ko, ?e sa v ?om za?ali zlu?ova? jadra ?ahkeho vodika. Zapalenim termojadrovych reakcii v strede Slnka mo?no pova?ova? proces tvorby slne?nej sustavy za ukon?eny. Pod?a najnov?ich vyskumov sa v?ak po vzniku planety pravdepodobne nenachadzali na su?asnych drahach a je mo?ne, ?e ani ich po?et nebol rovnaky ako dnes. Napriklad pod?a scenara vzniku slne?nej sustavy s nazvom Nice Model sa planetarne embryo Jupitera utvorilo o nie?o ?alej od Slnka a naopak embrya Saturna, Urana a Neptuna sa utvorili na drahach bli??ich k Slnku. [45]

Poslednym ?tadiom vzniku slne?nej sustavy bolo intenzivne bombardovanie medziplanetarnou hmotou, ktore vyvrcholilo asi pred 4 miliardami rokov. Spo?iatku bolo bombardovanie take silne, ?e nedovolilo mladym terestrickym planetam, aby sa na nich utvorila pevna kora . Neskor toto bombardovanie za?alo po sebe nechava? stopy, z ktorych niektore su pozorovate?ne dodnes na planetach a ich mesiacoch ako impaktne kratery a panvy. Mno?stvo dopadovych kraterov v?ak bolo medzitym zahladene geologickymi procesmi. Po?as nasledujucich nieko?kych stoviek milionov rokov bombardovanie postupne slablo, aj ke? kolizie v slne?nej sustave sa ob?as odohraju aj v su?asnosti.

Porovnanie rozmeru Slnka po jeho premene na ?erveneho obra so su?asnym rozmerom

Zanik [ upravi? | upravi? zdroj ]

Buduci vyvoj slne?nej sustavy zavisi od vyvoja Slnka . Slnko ma jadrove palivo posta?ujuce e?te na 5, maximalne na 7 miliard rokov postupneho horenia. Po jeho spotrebovani sa za?nu vonkaj?ie vrstvy Slnka pomaly nafukova? a pohlcova? vnutorne planety slne?nej sustavy. Slnko prejde do ?al?ieho ?tadia svojho vyvoja, ktore nazyvame ?erveny obor . V ?om ostane Slnko pribli?ne na 35 milionov rokov stabilne a zatia? bude vo svojom jadre spa?ova? helium ("odpad" povodnych termojadrovych reakcii) na uhlik a kyslik. [46] Po vy?erpani zasob helia v?ak bude rozpinanie slne?neho povrchu pokra?ova?, a? sa napokon zmeni na mladu planetarnu hmlovinu , ktora pohlti aj tie najvzdialenej?ie ?asti slne?nej sustavy. Z jadra Slnka sa stane mala horuca a ve?mi husta hviezda ?  biely trpaslik . Vonkaj?ie obalky sa budu ako planetarna hmlovina na?alej rozpina?, a? sa napokon zmie?aju s medzihviezdnou hmotou a mo?u poslu?i? pri vzniku ?al?ich novych hviezd. [47]

Vyskum a vyvoj predstav [ upravi? | upravi? zdroj ]

Bli??ie informacie v hlavnom ?lanku: Dejiny vyskumu slne?nej sustavy

U? v staroveku poznali na?i predkovia Slnko, Mesiac a pa? planet vidite?nych vo?nym okom. Boli to Merkur, Venu?a, Mars, Jupiter a Saturn. Slnko a Mesiac zara?ovali tie? k planetam, naopak Zem k nim pod?a nich nepatrila. A? do 16. storo?ia sa udr?ovala geocentricka predstava o usporiadani slne?nej sustavy. Spo?iatku bola Zem pova?ovana za dosku plavajucu na vodach a planety, Slnko, Mesiac a hviezdy boli v predstavach ?udi umiestnene na ota?ajuce sa gu?ove sfery. Typickym predstavite?om geocentrizmu bol Aristoteles . Zem u? sice pova?oval za gu?u, ale v?etky ostatne telesa su jej obe?nice. Pod?a vzrastajucej vzdialenosti od Zeme mali Zem obieha? Mesiac, Slnko, Merkur, Venu?a, Mars, Jupiter, Saturn a najvzdialenej?ia bola sfera hviezd. Tento jednoduchy system v?ak nebol schopny vysvetli? v?etky pozorovane pohyby planet na oblohe. Jeho system bol postupne vylep?ovany. Najva??iu reformu v ramci geocentrickeho systemu priniesol Klaudios Ptolemaios , ktory vytvoril pre planety zlo?ity system pohybu po deferentoch a epicykloch . [7] Jeho system umo??oval pomerne presne vypo?ita? buduce polohy planet.

O presadenie heliocentrizmu sa zaslu?il Mikula? Kopernik , zakony pohybu planet objavil Johannes Kepler za?iatkom 17. storo?ia a Isaac Newton koncom 17. storo?ia sformuloval gravita?ny zakon . S teoriou vzniku slne?nej sustavy z hmloviny pri?iel po prvykrat Immanuel Kant . Neskor tuto teoriu rozvinul francuzsky matematik Pierre Laplace a jeho teoria je dodnes naj?ir?ie prijimanou hypotezou vzniku slne?nej sustavy.

V 18. storo?i sa znama ?as? slne?nej sustavy za?ala roz?irova?. 13. marca 1781 William Herschel objavil siedmu planetu, Uran, ale sam bol dlho presved?eny, ?e ide o kometu. 1. januara 1801 Giuseppe Piazzi objavil novy, dovtedy neznamy typ telies, planetku (1 Ceres). V tomto pripade bol objavite? presved?eny, ?e objavil novu planetu, ale v nasledujucich rokov boli objavene ?al?ie male telesa v priestore medzi Marsom a Jupiterom: planetky Pallas , Juno a Vesta . Postupne boli objavovane ?al?ie planetky a dnes je ich znamych nieko?ko desiatok tisic. V roku 1846 Johann Gale objavil ?al?ie ve?ke teleso slne?nej sustavy, planetu Neptun.

Voyager 2 , jedina sonda, ktora skumala a? ?tyri planety: Jupiter, Saturn, Uran a Neptun

S rozvojom kozmonautiky suvisel tie? rozvoj podrobneho vyskumu telies slne?nej sustavy sondami. Vnutorne planety a ich mesiace skumali sondy Mariner 10 , Venera , Luna , Viking , Mars , Fobos a ?al?ie. V roku 1959 sonda Luna 1 ako prva dosiahla ine kozmicke teleso ? preletela okolo Mesiaca. Prvy dopad na Mesiac sa uskuto?nil v tom istom roku sondou Luna 2 . Prva sonda, ktora sa pribli?ila k inej planete, bola v roku 1962 Mariner 2 a preletela okolo Venu?e. O 2 roky neskor Mariner 4 preletel okolo Marsu. Prve pristatie na Mesiaci uskuto?nila v roku 1966 sonda Luna 9 , prve pristatie na planete ? opa? Venu?i ? sa uskuto?nilo sondou Venera 7 v roku 1970 . To u? ale bolo potom, ako sa prvi ?udia, Neil Armstrong a Buzz Aldrin prechadzali po Mesiaci. Mesiac bol jedine teleso slne?nej sustavy, ktore bolo zblizka preskumane ?udskou posadkou. Ostatne ?asti slne?nej sustavy su pre ?udi e?te stale nedosiahnute?nym priestorom. Keby sme sa poku?ali cestova? na okraj slne?nej sustavy vesmirnou lo?ou Apollo rychlos?ou 40 200 km/h (najva??ou rychlos?ou, aku kedy teleso s ?udskou posadkou vyvinulo), cesta len k prvej hranici slne?nej sustavy, k heliopauze v jej najbli??om bode, by nam trvala 84 rokov. [12] V su?asnosti heliopauzu dosiahli len automaticke sondy vypustene k vonkaj?im planetam: Pioneer 10 a 11 a Voyager 1 a 2 .

Okrem planet a mesiacov skumali sondy tie? komety: napriklad sonda Deep Impact skumala kometu Tempel 1 . ?al?ie zase preskumali asteroidy ? sonda NEAR Shoemaker asteroid Eros , japonska sonda Hayabusa zase asteroid 25143 Itokawa . Sonda New Horizons sa v su?asnosti pohybuje Kuiperovym pasom. Ako prva preskumala okrem ineho aj trpasli?iu planetu Pluto a o tri a pol roka neskor aj ove?a men?ie teleso 2014 MU69 , zatia? najvzdialenej?ie zblizka preskumane teleso slne?nej sustavy.

Okrem sond skumaju telesa slne?nej sustavy pozemske a orbitalne ?alekoh?ady, napriklad Hubblov vesmirny ?alekoh?ad .

Pohyby telies slne?nej sustavy ?tuduje nebeska mechanika , otazky vzniku slne?nej sustavy planetarna kozmogonia .

Nomenklatura [ upravi? | upravi? zdroj ]

Bli??ie informacie v hlavnom ?lanku: Nomenklatura slne?nej sustavy

Pomenovanie telies slne?nej sustavy sa v historii ?udstva vyvijalo a menilo. V su?asnosti na ?u dohliada Medzinarodna astronomicka unia (IAU), v ramci ktorej v roku 1973 vznikla nomenklaturna skupina WGPSN (Working Group for Planetary System Nomenclature). V ramci nej existuju podskupiny pre povrchove utvary na Mesiaci, terestrickych planetach a malych telies slne?nej sustavy. Pomenovanie povrchovych utvarov sa riadi mno?stvom pravidiel, kde je to v?ak mo?ne, tam by mala by? pou?ita a rozvijana tematika ustalena v za?iatkoch nomenklatury slne?nej sustavy.

Planety zname ?u?om od za?iatku ich historie niesli mena bo?stiev, a preto sa aj pomenovanie novoobjavenych planet (Uranu, Neptuna a Pluta) prid??alo tejto tradicie. Mena ich satelitov maju (s vynimkou Uranu) va??inou vz?ah k svojej materskej planete, napriklad ve?ke mesiace Saturnu su pomenovane po mytologickych bratoch boha Saturna , titanoch . Povrchove utvary mesiacov mo?u nies? mena spojene s mytologiou ako aj s charakterom povrchu. Napriklad utvary na Jupiterovom sope?nom mesiaci Io obsahuju mena postav z mytologie oh?a , Slnka, sopiek, hromu a inych. Venu?a ako jedina planeta pomenovana pod?a bohyne nesie na svojom povrchu utvary pomenovane takmer vylu?ne ?enskymi menami. Prve objavene planetky dostavali mena po ?enskych mytologickych postavach, ?o v?ak so vzrastajucim po?tom objavov nesta?ilo. V su?asnosti mena planetok pochadzaju z najroznej?ich oblasti kultury, historie a vedy. Komety dostavaju mena pod?a svojho objavite?a, ?i (nanajvy? troch) objavite?ov. Ka?dy system pomenovania v?ak nesie svoje vynimky. [48]

Referencie [ upravi? | upravi? zdroj ]

  1. ↑ a b c d e Kolektiv autorov. Encyklopedia astronomie [online]. Bratislava: Obzor, 1987. Dostupne online.
  2. ↑ YEOMANS, Don. Astronomical Unit (AU) [online]. NASA, [cit. 2010-02-11]. Dostupne online. (po anglicky)
  3. ↑ a b c POKORNY, Zden?k. Exoplanety . Praha : Academia, 2007. ISBN 978-80-200-1510-5 .
  4. ↑ ARNETT, David. Supernovae and Nucleosynthesis . Princeton, New Jersey : Princeton University Press, 1996. ISBN 0-691-01147-8 . (po anglicky)
  5. ↑ METELKA, Ladislav. Klimatologie na p?elomu tisicileti. Corona Pragensis , maj 2000. Dostupne online [cit. 2008-12-18]. Archivovane 2009-02-10 z  originalu. (po ?esky)
  6. ↑ KALENDA, P.; MALEK, J.. Je slune?ni aktivita spojena s variacemi momentu hybnosti Slunce? [online]. [Cit. 2010-01-08]. Kapitola 5. SLUNE?NI AKTIVITA A JEJI MODELOVANI, s. 40. Dostupne online. Archivovane 2008-12-10 z  originalu. (po ?esky)
  7. ↑ a b c d e ?EMAN, Robert; PITTICH, Eduard. Vesmir 1: Slne?na sustava . Bratislava : Slovenska Grafia, 2002. ISBN 80-8067-071-4 .
  8. ↑ a b c Ji?i Grygar. ?E? OBJEV? 2003 (XXXVIII.), kapitola 1.3. Planetarni soustava kdysi a dnes [online]. [Cit. 2009-01-11]. Dostupne online. Archivovane 2009-02-05 z  originalu.
  9. ↑ KLEZCEK, Josip. Velka encyklopedie vesmiru . Praha : Academia, 2002. ISBN 80-200-0906-X . S. 332.
  10. ↑ Astronomicky slovni?ek . 2001, [cit. 2010-02-11]. Heslo heliopauza . (po ?esky)
  11. ↑ Glosa? Aldebaran . [Cit. 2010-02-11]. Heslo heliopauza . (po ?esky)
  12. ↑ a b Ladislav Druga. Dejiny astronomie a Slovensko . [s.l.] : Slovenska ustredna hvezdare? Hurbanovo, 2006. ISBN 80-85221-53-5 . S. strana 377.
  13. ↑ TESKE, Richard G.; GINDL, Eugen. Geminga: hviezda, ?o urobila dieru do vesmiru. KOZMOS , 1994, s. 16.
  14. ↑ a b c IVAN, Peter. Slnko, planety a mesiace slne?nej sustavy v ?islach [online]. [Cit. 2008-11-18]. Dostupne online. Archivovane 2009-12-10 z  originalu.
  15. ↑ KLEZCEK, Josip. Velka encyklopedie vesmiru . Praha : Academia, 2002. ISBN 80-200-0906-X . S. 464.
  16. ↑ Ilustrovany slovnik terminov slne?nej a slne?no-zemskej fyziky . [s.l.] : Slovenske ustredie amaterskej astronomie Hurbanovo, 1983. S. 198?9.
  17. ↑ The IAU draft definition of "planet" and "plutons" [online]. International Astronomical Union, 2006-08-16, [cit. 2010-02-11]. Dostupne online. (po anglicky)
  18. ↑ Planetary Satellite Discovery Circumstances [online]. ssd.jpl.nasa.gov, 2023/05/23, [cit. 2023-09-04]. Dostupne online.
  19. ↑ a b SHEPPARD, Scott S.. The Jupiter Satellite Page [online]. [Cit. 2011-11-27]. Dostupne online. (po anglicky)
  20. ↑ Planetary Science. Potulne mesiace. KOZMOS , 2005, ro?. XXXVI, ?is. 3, s. 24.
  21. ↑ PITTICH, Eduard. Astronomicka ro?enka . [s.l.] : [s.n.]. ISBN 978-80-85221-58-9 . S. 117?8.
  22. ↑ JOHNSTON, Wm. Robert. Asteroids with Satellites [online]. Johnston's Archive, 2 June 2019, [cit. 2019-06-04]. Dostupne online.
  23. ↑ KOCIFAJ, Miroslav. Kozmicky prach a elektromagneticke ?iarenie. KOZMOS , 2008, ro?. XXXIX, ?is. 5, s. 23?4.
  24. ↑ PLAUCHOVA, Jana . Nav?teva z ?alekeho vesmiru [online]. 2018-2-22, [cit. 2019-01-22]. Dostupne online.
  25. ↑ SCHEIRICH, Petr. Co vime o ‘Oumuamua ? mezihv?zdne nav?t?v?? [online]. 2017-11-14, [cit. 2019-01-22]. Dostupne online.
  26. ↑ PITTICH, Eduard; SOLOVAYA, Nina. Dynamika Slne?nej sustavy. KOZMOS , 2008, ro?. XXXIX, ?is. 5, s. 16.
  27. ↑ Jan Verfl. Slune?ni soustava v ?islech. Astropis , ?is. Special 2001, s. 22.
  28. ↑ PITTICHOVA, Jana. Pozorovanie komet z Mauna Kea. KOZMOS , 2008, ro?. XXXIX, ?is. 5, s. 30.
  29. ↑ REES, Martin. Vesmir . Bratislava : Ikar. ISBN 80-551-1233-9 . S. 119.
  30. ↑ Jupiterovi Trojania. KOZMOS , 2008, ro?. XXXIX, ?is. 5, s. 14.
  31. ↑ a b Jana Ticha. Transneptunicka t?lesa aneb pozoruhodny sv?t za drahou Neptunu. Astropis , ?is. Special 2001, s. 13?14.
  32. ↑ Morbidelli, Alessandro - Levison, Harold F.: Kuiper Belt: Dynamics. p. 590. In: McFadden, Lucy-Ann - Weismann, Paul R. - Johnson, Torrence V.: Encyclopedia of Solar System. 2. ed. San Diego - London - Amsterdam - Burlington : Elsevier. 2007. ISBN 978-0-12-088589-3 .
  33. ↑ NESLU?AN, Lubo?; JAKUBIK, Marian. Populacia malych telies a posledne ?tadium vzniku Slne?nej sustavy. KOZMOS , 2008, ro?. XXXIX, ?is. 5, s. 14.
  34. ↑ KULHANEK, Petr. Slune?ni vitr. Aldebaran bulletin , 2008, ro?. 6, ?is. 19. Dostupne online . (po ?esky)
  35. ↑ HAVRANEK, Miroslav. T?icet let na cest? vesmirem. Aldebaran bulletin , 2007, ro?. 5, ?is. 34. Dostupne online . (po ?esky)
  36. ↑ HAVLI?EK, Antonin. Sondy Voyager zkoumaji hrani?ni oblasti Slune?ni soustavy [online]. DATABAZE KOSMICKYCH SOND PRO PR?ZKUM T?LES SLUNE?NI SOUSTAVY, 2006-06-01, rev. 2009-12-17, [cit. 2009-12-21]. Dostupne online. (po ?esky)
  37. ↑ a b KLEZCEK, Josip. Velka encyklopedie vesmiru . Praha : Academia, 2002. ISBN 80-200-0906-X . S. 306?60.
  38. ↑ a b c GRYGAR, Ji?i . ?e? objev? 2009. Kozmos , s. 18.
  39. ↑ anglicky https://spaceplace.nasa.gov/barycenter/en/
  40. ↑ HACAR, Bohumil. Uvod do obecne astronomie . Praha : Statni pedagogicke nakladatelstvi, 1963.
  41. ↑ ?eka nas sra?ka Zem? s Marsem a odlet Merkuru? [online]. Science world, 2009-02-12, [cit. 2010-12-26]. Dostupne online. (?esky)
  42. ↑ Ji?i Grygar. ?e objev? 2004 (XXXIX.) [online]. [Cit. 2009-02-11]. Dostupne online. Archivovane 2012-01-16 z  originalu.
  43. ↑ Jupiter sa (mo?no) sformoval za 300 rokov. KOZMOS , 2003, ro?. XXXIV, ?is. 1, s. 2.
  44. ↑ Vysledky vyskumu oddelenia medziplanetarnej hmoty Astornomickeho ustavu SAV. KOZMOS , 2008, ro?. XXXIX, ?is. 5.
  45. ↑ NESLU?AN, Lubo?; JAKUBIK, Marian. Strmy okraj Kuiperovho pasu. KOZMOS , 2008, ro?. XXXIX, ?is. 5, s. 14.
  46. ↑ Vojtech Ru?in . Slnko, na?a najbli??ia hviezda . [s.l.] : Vydavate?stvo slovenskej akademie vied, Bratislava. ISBN 80-224-0864-6 . S. strana 222.
  47. ↑ Martinek Franti?ek. Bily trpaslik nazna?uje osud Slune?ni soustavy [online]. . Dostupne online. (po ?esky)
  48. ↑ Ji?i Kubanek, Martin ?olc. Historie a sou?asnost nomenklatury ve slune?ni soustav?. Astropis , ?is. Special 2001, s. 34-41.

Ine projekty [ upravi? | upravi? zdroj ]

Externe odkazy [ upravi? | upravi? zdroj ]

Zdroje [ upravi? | upravi? zdroj ]

Portal Portal slne?na sustava
  • Josip Klezcek. Velka encyklopedie vesmiru . [s.l.] : Academia, 2002. ISBN 80-200-0906-X .
  • Robert ?eman, Eduard Pittich. Vesmir 1: Slne?na sustava . Bratislava : Slovenska Grafia, 2002. ISBN 80-8067-071-4 .
  • Vysledky vyskumu Oddelenia medziplanetarnej hmoty Astronomickeho ustavu SAV. KOZMOS , 2008, ro?. XXXIX, ?is. 5.
  • Martin Rees. Vesmir . [s.l.] : Ikar, 2006. ISBN 80-551-1233-9 .
Zdroj: ? https://sk.wikipedia.org/w/index.php?title=Slne?na_sustava&oldid=7851942 “