Saltu al enhavo

Sunsistemo

Redakti ligilojn
El Vikipedio, la libera enciklopedio
Sunsistemo
planedsistemo vd
planedsistemo
Fizikaj ecoj
Diametro 79 AU vd
v • d • r
Ĉefaj komponantoj de la Sunsistemo (skalo ne respektata). De maldekstre dekstren: Plutono, Neptuno, Urano, Saturno, Jupitero, la asteroida zono, la Suno, Merkuro, Venuso, Tero kaj Luno, kaj Marso. Kometo ankaŭ estas prezentita maldekstre.
La Suno, planedoj, lunoj kaj nanaj planedoj[noto 1]
(vera koloro, grandeco laŭskale, distancoj ne laŭskale)

La Sunsistemo (kun majusklo), aŭ sunsistemo (sen majusklo), estas la planeda sistemo de la Suno, al kiu la Tero apartenas. Ĝi konsistas el tiu ĉi stelo kaj ĉielaj objektoj orbitantaj ĝin: la ok konfirmitaj planedoj kaj iliaj 214 konataj naturaj satelitoj (kutime nomitaj "lunoj"), la kvin nanaj planedoj kaj iliaj naŭ konataj satelitoj, same kiel miliardoj da minoraj korpoj (preskaŭ ĉiuj asteroidoj kaj aliaj minoraj planedoj, kometoj, kosma polvo, ktp.).

La Sunsistemo estas gravite ligita sistemo de la Suno kiel centra stelo kaj objektoj kiuj orbitas ĝin. La plej grandaj el tiaj objektoj estas la ok planedoj, en ordo de la Suno: kvar internaj planedoj nomitaj Merkuro, Venuso, Tero kaj Marso, du gasgigantoj nomitaj Jupitero kaj Saturno, kaj du glacigigantoj nomitaj Urano kaj Neptuno. Ekzistas nekonata nombro da pli malgrandaj nanplanedoj kaj sennombraj malgrandaj korpoj orbitantaj la Sunon.

La Sunsistemo estas parto de la galaksio nomata Lakta Vojo, kie ĝi loĝas en la brako de Oriono. Ĝi situas ĉirkaŭ 8 kpc (∼26,100 lj) de la Galaksia Centro, ĉirkaŭ kiu ĝi kompletigas unu revolucion en 225 ĝis 250 milionoj da jaroj. Ĝi formiĝis antaŭ iom malpli ol 4,6 miliardoj da jaroj de la gravita kolapso de molekula nubo, sekvita de la formado de praplaneda disko laŭ la nebula hipotezo.

Strukturo

[redakti | redakti fonton]
Pli detalaj informoj troveblas en artikolo Listo de la objektoj de la Sunsistemo.

Interna Sunsistemo

[redakti | redakti fonton]

La interna Sunsistemo estas la regiono konsistanta el la terecaj planedoj kaj la asteroida zono.[1]

Internaj planedoj

[redakti | redakti fonton]
Pli detalaj informoj troveblas en artikolo Tereca planedo.
La terecaj planedoj de la Sunsistemo: Merkuro, Venuso, Tero, Marso, grandeco laŭskale

La kvar terecaj aŭ internaj planedoj havas densajn, ŝtonajn kunmetaĵojn, malmultajn aŭ neniujn lunojn, kaj neniujn ringsistemojn. Ili estas kunmetitaj plejparte de fajrimunaj mineraloj kiel ekzemple la silikatoj — kiuj formas siajn krustojn kaj mantelojn — kaj metaloj kiel ekzemple fero kaj nikelo kiuj formas siajn kernojn. Tri el la kvar internaj planedoj (Venuso, Tero kaj Marso) havas atmosferojn sufiĉe grandajn por generi veteron; ĉiuj havas trafokraterojn kaj tektonajn surfactrajtojn, kiel ekzemple riftvaloj kaj vulkanoj.[2]

  • Merkuro (0,4 AU (60 milionoj da km) de la Suno) estas la plej proksima planedo al la Suno. La plej malgranda planedo en la Sunsistemo (0,055 MTero), Merkuro ne havas naturajn satelitojn. La dominaj geologiaj ecoj estas trafokrateroj aŭ basenoj kun elĵetkovriloj, la restaĵoj de frua vulkana aktiveco inkluzive de magmofluoj, kaj lobaj krestoj aŭ krutaĵoj kiuj estis verŝajne produktitaj per periodo de kuntiriĝo frue en la historio de la planedo.[3]
  • Venuso (0,7 AU (100 milionoj da km) de la Suno) estas proksima en grandeco al la Tero (0,815 MTero) kaj, kiel la Tero, havas dikan siliciatan mantelon ĉirkaŭ ferkerno, grandan atmosferon, kaj signojn de interna geologia aktiveco. Ĝi estas multe pli seka ol la Tero, kaj ĝia atmosfero estas naŭdek fojojn pli densa. Venuso ne havas naturajn satelitojn. Ĝi estas la plej varma planedo, kun surfactemperaturoj pli ol 400 °C, plejparte pro la kvanto de forcejaj gasoj en la atmosfero.[4]
  • Tero (1 AU (150 milionoj da km) de la Suno) estas la plej granda kaj plej densa el la internaj planedoj, la nura konata havi aktualan geologian aktivecon, kaj la nura loko kie vivo estas konata ke ekzistas.[5] Ĝia likva hidrosfero estas unika inter la terecaj planedoj, kaj ĝi estas la nura planedo kie platotektoniko estis observita.[6] Ĝi havas unu naturan sateliton, la Lunon, la nuran grandan sateliton de tereca planedo en la Sunsistemo.
  • Marso (1,5 AU (220 milionoj da km) de la Suno) estas pli malgranda ol Tero kaj Venuso (0,107 MTero). Marso havas du etajn naturajn satelitojn (Dejmo kaj Fobo) supozitaj kiel aŭ kaptitaj asteroidoj,[7] aŭ elĵetitaj derompaĵoj de masiva trafo frue en la historio de Marso.[8]

Asteroida zono

[redakti | redakti fonton]
Pli detalaj informoj troveblas en artikolo Asteroida zono.

La asteroida zono okupas la orbiton inter Marso kaj Jupitero, inter 2,3 kaj 3,3 AU (340 kaj 490 milionoj da km) de la Suno. Ĝi supozeble estas restaĵoj de la formacio de la Sunsistemo kiu ne kunfluis pro la gravita interfero de Jupitero.[9]

Asteroidoj estas sub-planedoj kiel Cereso (nana planedo), 4 Vesta (ebla nana planedo), Pallas, Hygiea, Junono, kaj multaj aliaj planedetoj.

Ekstera Sunsistemo

[redakti | redakti fonton]

Eksteraj planedoj

[redakti | redakti fonton]
Jupitero.
  • Jupitero (5,2 AU (780 milionoj da km) de la Suno), je 318 MTero, estas 2,5 fojojn la maso de ĉiuj aliaj planedoj kunigitaj. Ĝi estas kunmetita plejparte de hidrogeno kaj heliumo. La forta interna varmo de Jupitero kreas duon-permanentajn trajtojn en sia atmosfero, kiel ekzemple nuboj kaj la Granda Ruĝa Makulo. Jupitero havas 95 konatajn satelitojn.[10] La kvar plej grandaj, Ganimedo, Kalisto, Iono kaj Eŭropo, estas nomitaj la Galilejaj lunoj: ili montras similaĵojn al la terecaj planedoj, kiel vulkanismo kaj interna hejtado.
  • Saturno (9,5 AU (1,42 miliardoj da km) de la Suno), distingita per ĝia ampleksa ringosistemo, havas plurajn similaĵojn al Jupitero, kiel ekzemple ĝia atmosfera kunmetaĵo kaj magnetosfero. Saturno havas 146 konfirmitajn satelitojn kunmetitajn plejparte de glacio. Du el tiuj, Titano kaj Encelado, montras signojn de geologia aktiveco;[11] ili, same kiel kvin aliaj Saturnaj lunoj (Japeto, Reo, Diono, Tetiso, kaj Mimaso), estas sufiĉe grandaj por esti rondaj. Titano, la dua plej granda luno en la Sunsistemo, estas pli granda ol Merkuro kaj la nura satelito en la Sunsistemo kiu havas grandan atmosferon.[12][13]
  • Urano, kun la mezgrandaj planedoidecaj lunoj Mirando, Arielo, Umbrielo, Titanjo, Oberono, kaj multaj lunetoj (vidu liston de uranaj lunoj). Ĝi estas la 4-e plej peza kaj 3-e plej granda planedo en la sunsistemo. Urano eltroviĝis 1781 kaj nomiĝis laŭ la helena dio de ĉielo, Urano. La malnova simbolo de Urano similas la simbolon de Marso. La nova simbolo anstataŭas la sagon per "H" laŭ Herschel, la malkovrinto, kaj estas malpli intermiksebla. Kontraŭe al kutima miskompreno, ĝi estas – dum bonaj kondiĉoj – videbla nudokule, se oni rigardas atente la stelplenan ĉielon malproksime de konstruaĵoj, vojoj kaj aliaj similaj prilumitaj objektoj.
Neptuno.
  • Neptuno, kun la planedoideca luno Tritono kaj pluraj lunetoj (vidu liston de neptunaj lunoj). Ĝi estas la lasta kaj malplej granda el la kvar gasgigantoj, sed la kvara plej granda kaj tria plej peza el ĉiuj planedoj de la sunsistemo[14]. Neptuno estas la nura objekto en la Sunsistemo kiu nun estas konsiderata planedo (Plutono ne plu estas konsiderata planedo) kaj kiun normala persono ne povas vidi de la Tero per la nuda okulo, kvankam Urano estas tiel malforte videbla ke ankaŭ ĝi estis nur konsiderata planedo malfrue. Malkovris Neptunon la germana astronomo Johann Gottfried Galle la 23-an de septembro 1846[15], helpe de kalkuloj de Urbain Le Verrier kaj John Couch Adams[16], kiuj kalkulis la lokon de tiu planedo per la perturboj de la orbito de Urano. Neptuno estis nomata laŭ Neptuno, la romia dio de oceano. Ĝia signo estas ♆, stiligita tridento. Neptuno estas nevidebla nudokule[17] kaj en teleskopo aperas kiel bluverda disko. Ĝin vizitis nur unu kosmosondilo: Voyager 2, kiu preterpasis ĝin la 25-an de aŭgusto 1989. Ĝia plej granda satelito estas Tritono.

Memorhelpilo

[redakti | redakti fonton]
  • Mil Verdulaj Tirolanoj Marŝas Jodlante Sur Unika Naturvojo.

La sinsekvo kaj unuaj literoj egalas al tiuj de la planedoj en ordo disde la Suno.

Trans-Neptunaj zonoj

[redakti | redakti fonton]

Tiuj zonoj de sub-planedoj estas:

Planedoidoj

[redakti | redakti fonton]
Cereso estas la unua malkovrita nanplanedo (en 1801); ĝi estas nanplanedo en la asteroida zono inter Marso kaj Jupitero.

La rezolucio (numero 5A, akceptita en Prago la 24-an de aŭgusto 2006) tekstas jene:

Citaĵo
„ (1) Planedo estas ĉiela korpo, kiu (a) estas en orbito ĉirkaŭ la Suno, (b) havas sufiĉan mason por ke ĝia propra gravito superu la fortojn de rigida korpo kaj ĝi tiel ricevu hidrostatike ekvilibran formon proksimume globan, kaj (c) balais la ĉirkaŭaĵon de sia orbito.

(2) Planedoido ("Nana planedo") estas ĉiela korpo, kiu (a) estas en orbito ĉirkaŭ la Suno, (b) havas sufiĉan mason por ke ĝia propra gravito superu la fortojn de rigida korpo kaj ĝi tiel ricevu hidrostatike ekvilibran formon proksimume globan, kaj (c) ne balais la ĉirkaŭaĵon de sia orbito, kaj (d) ne estas satelito.

(3) Ĉiujn aliajn objektojn, escepte de satelitoj, orbitantajn la Sunon oni nomu kolektive malgrandaj Sunsistemaj korpoj. ”

La punkto (c) de la difino de planedo kaŭzas, ke Plutono ne plu estu nomata planedo, dum ĝi ja plenumas la kondiĉojn de la grupo planedoido. La nova kolektiva nomo de la tria grupo malgrandaj Sunsistemaj korpoj de planedetoj kaj kometoj evidente ne celas forpuŝi la jam ekzistantajn grupojn asteroido, kometo kaj aliaj, nur esti kolektiva nomo por ĉiuj astretoj (ĉiuj objektoj ekster la grupoj (1) kaj (2)).

La novaj difinoj koncernas nur nian Sunsistemon. Mankas precizaj difinoj por eroj de similaj sistemoj ĉirkaŭ aliaj steloj.

La Sunsistemo kiel parto de la Lakta Vojo

[redakti | redakti fonton]
Lakta Vojo super virina silueto, ĉe Trona Pinnacles, Kalifornio. Al la homa okulo la Lakta Vojo aspektas tre fora, sed fakte la Sunsistemo estas ties parto.

La Sunsistemo estas tre malgranda parto de nia galaksio, nome la Lakta Vojo: La Suno estas unu el la plurcent miliardoj da steloj en la tuta galaksio. Ĝi troviĝas je distanco proksimume du trionoj de la centro al la rando. Lumo bezonas preskaŭ unu tagon por transiri nian Sunsistemon. La sistemo havas aĝon de proksimume 4500 – 5000 milionoj da jaroj. Ĝi estas formita de la gravita disfalo de granda nubo de polvo kaj gaso, tia kia ekzistas inter steloj hodiaŭ.

La stabileco de la sistemo rezultas el gravito de Suno (kvankam la gravito de planedoj teorie estas samvalora, ĝi estas kompare malforta). Ne estas precize difineble kie Sunsistemo finiĝas. Unu ebla limo estas la heliopaŭzo kie la suna vento ĉesas. Alia estas distanco kie gravito de la Suno ĉesas superi graviton de aliaj steloj, ĉirkaŭ 2 lumjaroj fore de la Suno.

Jam estas pruvite, ke aliaj stelsistemoj kun planedoj ekzistas ĉe aliaj steloj kaj en la Lakta Vojo kaj en aliaj galaksioj.

Formado kaj evoluo

[redakti | redakti fonton]
Bildo de ĉirkaŭstela disko (NASA).

La plej ofte akceptita klarigo por la formado de la Sunsistemo estas la nebula hipotezo, unue proponita en la 17-a jarcento de René Descartes kaj poste en la 18-a jarcento de Immanuel Kant kaj Pierre-Simon Laplace.[18][19][20] Laŭ kiu la plej grandaj objektoj estiĝis proksimume samtempe el rotacia nubego el gaso kaj polvo. La ideon pri pranubego formulis la germana filozofo Immanuel Kant en la jaro 1755 en sia verko Ĝenerala naturhistorio kaj teorio pri la ĉielo, sed nur en la lastaj jardekoj astronomoj pripensis ĝin denove.

Tiu dekomenca nubego estis kelkajn lumjarojn granda kaj probable ĝi naskis kelkajn stelojn.[21] Kiel tipe ĉe molekulaj nubegoj, ankaŭ tiu konsistis ĉefe de hidrogeno, iom da heliumo, kaj malgrandaj kvantoj de pli pezaj elementoj fuziitaj de antaŭaj generacioj de steloj. Ĉar la regiono kiu nun estas konata kiel Sunsistemo, en ankoraŭa stato konata kiel "antaŭsuna nubego",[22] kolapsis, la konservado de la angula movokvanto okazigis, ke ĝi rotaciis pli rapide. La centro, kie kolektiĝis plej granda parto de la amaso, pli kaj pli varmiĝis pli ol la ĉirkaŭstela disko.[21] Dum la malpliiĝanta nubego rotaciis pli rapide, ĝi ekebeniĝis ĝis iĝi praplaneda disko kun diametro de ĉirkaŭ 200 AU (30 mil milionoj da km; 19 mil milionoj da mi)[21] kaj varma, densa proto-stelo en la centro.[23][24] La planedoj formitaj per akrecio (malkresko) el tiu disko,[25] en kiuj polvo kaj gaso gravite altiris unu la alian, koaleskante ĝis formi eĉ pli grandajn korpojn. Eble centoj da protoplanefoj ekzistis en la frua Sunsistemo, sed ili jen merĝis jen estis detruitaj aŭ forĵetitaj, lasante planedojn, nanplanedojn, kaj restintajn minorajn korpojn.[26][27]

Teamo de astronomoj uzante la Kosmoteleskopo Hubble spektis en la jaro 2000 planedon kiu kliniĝas kun sia protoplaneda disko ambaŭ je 30°. La sama kliniĝo indikas ke la planedo formiĝis el la disko. Ĝia stelo, Epsilon Eridani, aĝas nur 800 milionojn da jaroj, kio signifas ke la ĉirkaŭa protoplaneda disko restas kaj povas esti observata. Ĝi foras el Tero je nur 10,5 jarlumoj, facile videbla.[28]

La astronomo Alice Quill observis per la Hubble-teleskopo tri proksimajn stelojn, Microscopii, Beta Pictoris kaj Fomalhaut, kaj iliajn ĉirkaŭajn protoplanedajn diskojn.[29]

Pranubego

[redakti | redakti fonton]

Laŭ nuntempaj opinioj moviĝis antaŭ ĉirkaŭ 4,6 miliardoj da jaroj[30] en la nuna loko de la Sunsistemo kaj de la ĉirkaŭaj steloj vastega materia nubego ĉirkaŭ la galaksia centro.

La nubego diametris probable iom da lumjaroj.[31] konsistis je 99 % el la gasoj hidrogeno kaj heliumo, kaj el malgranda parto de mikrometraj polveroj konsistantaj el pezaj elementoj kaj kombinaĵoj kiel akvo, karbonaj monooksido kaj dioksido, aliaj karbonaj kombinaĵoj, amoniakaj kaj siliciaj kombinaĵoj.

La hidrogeno kaj la pli granda parto de la heliumo estiĝis jam ĉe la praeksplodo. La pezaj elementoj kaj kombinaĵoj kreiĝis ene de steloj kaj liberiĝis ĉe iliaj eksplodoj kiel stelpolvo. Partoj de la materia nubego kuntiriĝis pro la propra gravito kaj plidensiĝis. Kaŭzo de tio estis eble eksplodo de relative proksima supernovao, kies premondoj trairis la nubegon. Tiaj densiĝoj kreis verŝajne plurajn centojn aŭ eble milojn da steloj en stelamaso, kiu verŝajne post kelkaj centoj da milionoj da jaroj disiĝis en liberajn unuopajn aŭ duopajn stelojn.

Estiĝo de la planedoj

[redakti | redakti fonton]

En la restanta protoplaneda disko laŭ la ĝisnuna modelo, la kuniĝo de polveroj estigis protoplanedon. Tiuj grandaj strukturoj havis sufiĉe da maso por kuniĝi per sia gravito kun aliaj protoplanedo kaj pli grandaj objektoj.

La epoko de la estiĝo de montgrandaj protoplanedoj, kaj tiel la komenco de la planedestiĝo estis trovitaj pro esploroj de iuj meteoritoj: ĝi okazis antaŭ 4 568 miliardoj da jaroj (kun malcerteco de 2 milionoj da jaroj).[32]

Vidu ankaŭ

[redakti | redakti fonton]
Portala ikonoPortalo pri Astronomio

Referencoj

[redakti | redakti fonton]
  1. ↑ Inner Solar System. NASA Science: Share the Science. Arkivita el la originalo je 10 aprilo 2022.
  2. ↑ Ryden, Robert (Decembro 1999). “Astronomical Math”, The Mathematics Teacher 92 (9), p. 786–792. doi:10.5951/MT.92.9.0786. 
  3. ↑ Watters, Thomas R.; Solomon, Sean C.; Robinson, Mark S.; Head, James W.; André, Sarah L.; Hauck, Steven A.; Murchie, Scott L. (Aŭgusto 2009). “The tectonics of Mercury: The view after MESSENGER's first flyby”, Earth and Planetary Science Letters (en) 285 (3–4), p. 283–296. doi:10.1016/j.epsl.2009.01.025. Bibkodo:2009E&PSL.285..283W. 
  4. ↑ Bullock, Mark Alan. The Stability of Climate on Venus. Southwest Research Institute (1997). Arkivita el la originalo je 14 Junio 2007.
  5. ↑ What are the characteristics of the Solar System that lead to the origins of life?. NASA Science (Big Questions). Arkivita el la originalo je 8 Aprilo 2010.
  6. ↑ Hall, Shannon. Earth's Tectonic Activity May Be Crucial for Life—and Rare in Our Galaxy. Scientific American (20 Julio 2017).
  7. ↑ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David; Kleyna, Jan. A Survey for Outer Satellites of Mars: Limits to Completeness. The Astronomical Journal (2004). Arkivita el la originalo je 3 Marto 2016.
  8. ↑ Rosenblatt, Pascal; Charnoz, Sébastien; Dunseath, Kevin M.; Terao-Dunseath, Mariko; Trinh, Antony; Hyodo, Ryuki; Genda, Hidenori; Toupin, Stéven (2016). “Accretion of Phobos and Deimos in an extended debris disc stirred by transient moons”, Nature Geoscience 9 (8), p. 581. doi:10.1038/ngeo2742. Bibkodo:2016NatGe...9..581R. 
  9. ↑ Petit, J. M.; Morbidelli, A.; Chambers, J. (2001). “The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt”, Icarus 153, p. 338–347. doi:10.1006/icar.2001.6702. Bibkodo:2001Icar..153..338P. 
  10. ↑ Rogers, John H.. (1995) The giant planet Jupiter. Cambridge University Press, p. 293. ISBN 9780521410083.
  11. ↑ Kargel, J. S. (1994). “Cryovolcanism on the icy satellites”, Earth, Moon, and Planets 67, p. 101–113. doi:10.1007/BF00613296. Bibkodo:1995EM&P...67..101K. 
  12. ↑ Overview: Titan. NASA Science: Solar System Exploration (2019-06-27). Arkivita el la originalo je 2022-03-31.
  13. ↑ Hörst, Sarah M. (2017). “Titan's Atmosphere and Climate”, Journal of Geophysical Research: Planets 122, p. 432–482. doi:10.1002/2016JE005240. Bibkodo:2017JGRE..122..432H5. 
  14. ↑ Dr. David R. Williams. Planetary Fact Sheet - Metric (angle). NASA. Alirita la 1-an de aprilo 2010.
  15. ↑ Gazetteer of Planetary Nomenclature (angle). Usona geologia agentejo USGS. Alirita la 3-an de aprilo 2010.
  16. ↑ Dr. David R. Williams. Neptune Fact Sheet (angle). NASA. Alirita la 3-an de aprilo 2010.
  17. ↑ Kun videbla magnitudo je 8,0, Neptuno estas malpli brila ol la malplej brilaj nudokule videblaj steloj, kiuj havas videblan magnitudon je proksimume 6,0.
  18. ↑ Encrenaz, Thérèse. (2014) L'exploration des planètes de Galilée à nos jours… et au-delà (france). Belin. ISBN 978-2-7011-6195-2. OCLC 875874554.
  19. ↑ Vita-Finzi, Claudio. (2016) A History of the Solar System (angle). Springer International Publishing. ISBN 978-3-319-33848-4.
  20. ↑ See, T. J. J. (1909-04-23). “The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System”, Proceedings of the American Philosophical Society (en) 48, p. 119–128. 
  21. ↑ 21,0 21,1 21,2 . Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System. University of Arizona. Arkivita el la originalo je 22a de Aŭgusto 2011. Alirita 27a de Decembro 2006.
  22. ↑ Irvine, W. M. (1983). "The chemical composition of the pre-solar nebula". Cometary exploration; Proceedings of the International Conference. Vol. 1. p. 3. Bibcode:1983coex....1....3I.
  23. ↑ (7 January 2005) “Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems”, Science 307 (5706), p. 68–71. doi:10.1126/science.1101979. Bibkodo:2005Sci...307...68G. 27720602. 
  24. ↑ (1990) “3. Present Understanding of the Origin of Planetary Systems”, Strategy for the Detection and Study of Other Planetary Systems and Extrasolar Planetary Materials: 1990–2000. National Academies Press, p. 21–33. ISBN 978-0309041935.
  25. ↑ (2005) “Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation”, The Astrophysical Journal 621 (2), p. L137. doi:10.1086/429160. Bibkodo:2005ApJ...621L.137B. 15244154. 
  26. ↑ Bennett, Jeffrey O. (2020). "Chapter 8.2". The cosmic perspective (9a eld.). Hoboken, NJ. ISBN 978-0-134-87436-4.
  27. ↑ Nagasawa, M.. (2007) “The Diverse Origins of Terrestrial-Planet Systems”, Protostars and Planets V. University of Arizona Press, p. 639–654.
  28. ↑ ESA/NASA Hubble-informejo (2006). "Hubble-observoj konfirmas la teorion ke planedoj formiĝas el diskoj ĉirkaŭ steloj"
  29. ↑ Jonathan Sherwood (2007). "Signo de infanaj planedoj formiĝantaj en proksimaj sunsistemoj"
  30. ↑ Fraser Cain, "Estiĝo de la Sunsistemo", http://www.universetoday.com/guide-to-space/the-solar-system/formation-of-the-solar-system/ Ĝenerala recenzo pri la temo de la formiĝo. (angle)
  31. ↑ Ann Zabludoff (Universitato de Arizona) (Printempo 2003). "Prelego 13: La Nebuloza Teorio de la origino de la Sunsistemo"
  32. ↑ Space Daily: Earliest Stage Of Planet Formation Dated

Notoj

[redakti | redakti fonton]
  1. ↑ La asteroida zono kaj zono de Kuiper ne estas aldonitaj ĉar la individuaj asteroidoj estas tro malgrandaj por esti montritaj sur la diagramo.

Bibliografio

[redakti | redakti fonton]
  • Serge Brunier: Reise durch das Sonnensystem. (Vojaĝo tra la Sunsistemo.), Westermann, Braunschweig 1994
  • Pat Dasch: Icy worlds of the solar system. (Glaciaj mondoj de la Sunsistemo.) Cambridge Univ. Press, Cambridge 2004, ISBN 0-521-64048-2
  • Joachim Gürtler, Johann Dorschner: Das Sonnensystem. Wissenschaftliche Schriften zur Astronomie. (La Sunsistemo. Sciencaj tekstoj pri astronomio.) Barth, Leipzig/Berlin/Heidelberg 1993, ISBN 3-335-00281-4
  • C. H. Heller: Encounters with protostellar disks. I - Disk tilt and the nonzero solar obliquity, ApJ 408, 1993, S. 337
  • P. Kroupa: The dynamical properties of stellar systems in the Galactic disc, MNRAS 277, 1995, S. 1507 PDF ĉe arXiv Arkivigite je 2021-06-28 per la retarkivo Wayback Machine
  • Glenn J. MacPherson: Oxygen in the solar system. (Oksigeno en la Sunsistemo.) Mineralogical Society of America, Chantilly 2008, ISBN 978-0-939950-80-5
  • Eugene F. Milone, William J. Wilson: Solar system astrophysics. (Sunsistemaj astrofiziko.) Springer, New York 2008, ISBN 978-0-387-73153-7
  • Rüdiger Vaas, Thorsten Dambeck, Thomas Bürke, Peter Veit: Das neue Sonnensystem (La nova Sunsistemo) (aŭskultlibro sur kd), marto 2007, Komplett Media, ISBN 3-8312-6180-6

Eksteraj ligiloj

[redakti | redakti fonton]

Filmetoj

[redakti | redakti fonton]
v • d • r
Sunsistemo
Stelo Planedosistemo
Planedoj
Eblaj nanoplanedoj
Satelitoj
Aliaj objektoj
Regionoj
Vidu ankaŭ
Bibliotekoj
Elŝutita el "https://eo.wikipedia.org/w/index.php?title=Sunsistemo&oldid=8906044"