Sistèma Solar

Lo Sistèma Solar es l'ensems de totei leis astres qu'orbitan a l'entorn dau Soleu e que i son ligats gravitatoriament. Es format de uech planetas, d'aumens 162 satellits naturaus o lunas e de centenaus de miliers de planetas menoras o planetoïdes, d'asteroïdes, de meteorits e de cometas. A mai, i a tanben çò que se sòna lo mitan interplanetari, format per de gas e de poussa. Aquel ensems tot es situat dins un deis braè de la galaxia de la Via Lactèa, que vira a l'entorn de son centre a 26 000 ans lutz de distància e a una velocitat de 220 km/s.

Composicion e estructura dau Sistèma Solar

Aquesteis imatges qu'illustran l'orbita de Sedna, balhan una idèa clara de l'estructura dau Sistèma Solar. Dins lo sens deis agulhas dau relòtge començant amont a senèstra: lo Sistèma Solar interior, lei planetas exterioras e la Cencha de Kuiper, l'orbita de Sedna e lo nívol d'Oort.

Generalitats

Lo Sistèma Solar s'estructura de la maniera seguenta.

A son centre trobam lo Soleu, una estela.
A son entorn viran los uech còrs màgers, sonats planetas, que son (ordenats dau pus pròche au mai luenchenc dau Soleu): Mercuri, Vènus, la Tèrra, Mart (o Mars), Jupitèr, Saturne, Uranus e Neptun.
Lei planetas nanas coma Pluton, Èris e Cères. Pluton, dempuei lo 24 d'aost de 2006, es pas mai considerat coma una planeta, mas coma una planeta nana.
Tanben a l'entorn dau Soleu viran de centenats de miliers de còrs mendres que, segon lor talha, composicion e orbita se classifican en planetas menoras o planetoïdes, meteorits e cometas.
- Lei planetas menoras se dividisson en dos grops: leis asteroïdes e leis objèctes transneptunians, encara que de còps quand se parla d'asteroïdes se fa referéncia a tot l'ensems dei planetas menoras. Lei podèm trobar escampadas per tot lo Sistèma Solar mai principalament se concentran dins doas regions: la Cencha d'asteroïdes o cencha principala, situada entre leis orbitas de Mart e Jupitèr e la Cencha de Kuiper, que se tròba delà l'orbita de Neptun.
- Lei meteorits son de ròcas pichonas de mens de 50 m de diamètre que son escampadas per tot lo Sistèma Solar.
- Lei cometas son de blòts enòrmes de glaç e de ròca amb d'orbitas fòrça excentricas. Se crei que poiriá existir una region fòrça alunchada dau Soleu nomenada nívol d'Oort que seriá la fònt d'ont provenon lei cometas.

Lo Soleu

Lo Soleu es una estèla naneta jauna qu'es quasi esferica amb un diamètre mejan egau a 1 392 000 quilomètres e una massa egala a 332 900 còps la massa de la Tèrra. Son temps es d'aperaquí 4,6 miliards d'annadas^[1]. Es donc una estèla de la sequéncia principala constituida principalament d'idrogèn (74% de sa massa) e d'èli (24% de sa massa). Fa partida de la Via Lactèa e orbita a una distància de 26 000 annadas lutz de son centre.

Lo Sistèma intèrne

Lei planetas intèrnas

Lei planetas intèrnas dau Sistèma Solar : Mercuri, Vènus, la Tèrra e Mart.

Lei quatre planetas pus pròchas dau Soleu son dichas «planetas intèrnas» o «planetas rocassosas» en causa de seis estructuras intèrnas. D'efècte, tènon un nuclèu, generalament aumens parcialament en fusion, un mantèu e una crosta solida. Sei densitats son fòrça autas mai son egalament lei planetas pus pichonas dau Sistèma Solar amb una talha variant entre quasi 4 900 quilomètres per Mercuri fins a 12 700 per la Tèrra. Tres (Mart, Vènus e la Tèrra) an una atmosfèra espessa.

Mercuri

De veire : Mercuri

Mercuri es la planeta pus pròcha dau Soleu, amb un semiaxe major de 58 milions de quilomètres (0,4 UA), e la pus pichona amb un diamètre de 4 900 quilomètres. Sa massa representa solament 5,5% de la massa terrèstra. Es coneguda dempuei l'Antiquitat e es dicha en onor dau dieu messatgier dei Romans car son movement aparent es relativament rapid. A pas d'atmosfèra ni de satellit. Sa superficia sembla aquela de la Luna amb un nombre important de cratèrs d'impacte. Tèn un camp magnetic probablament entraïnat per un nuclèu metallic d'una talha importanta. Enfin, en causa de la proximitat ambé lo Soleu e de l'abséncia d'atmosfèra, Mercuri subís de variacions de temperatura autas entre lo jorn (427 °C) e la nuech (−183 °C).

Vènus

De veire : Vènus

Vènus se situa a 0,7 UA dau Soleu. Es similara a la Tèrra per lo diamètre e la massa (81,5%). Son estructura intèrna tèn un nuclèu metallic, un mantèu important fach de silicats, una crosta espessa e una activitat geologica intensa. Dins aquò, lei temperaturas de l'atmosfèra de Vènus son fòrça superioras a la Tèrra. D'efècte, l'atmosfèra de Vènus es facha de dioxid de carbòni e tèn una pression egala a 92 còps la pression terrèstra. En consequéncia, la superficia subís un efècte de sèrra important entraïnant lei temperaturas pus autas dau Sistèma Solar (450 °C)^[2]. La planeta a pas de satellit o de camp magnetic.

La Tèrra

De veire : Tèrra

La Tèrra es la pus granda (12 700 km) e densa dei planetas intèrnas. Orbita a una distància mejana de 150 milions de quilomètres dau Soleu e tèn un satellit naturau dich la Luna. Aqueu satellit es un cas unic dins lo Sistèma Solar en causa de sa talha relativament importanta. Dins aquò, la caracteristica pus excepcionala de la Tèrra es qu'es la soleta planeta coneguda qu'assosta la vida. Ansin, son atmosfèra es egalament fòrça particulara car es alterada per la preséncia de formas de vida. Es donc principalament facha d'oxigèn (21%) e d'azòt (78%)^[3]. Permet la formacion d'aiga sus lei formas liquida, solida e gasosa car sa temperatura varia entre −80 °C e 50 °C au nivèu de la superficia. Enfin, una autra caracteristica de la Tèrra es son activitat geologica importanta, especialament sa tectonica dei placas.

Mart

De veire : Mart

Mart a un diamètre mejan de quasi 6 800 quilomètres, una massa egala a 10,7% massa terrèstra e orbita a una distància mejana de 220 milions de quilomètres dau Soleu. Tèn dos satellits pichons que son probablament d'asteroïdes capturats per gravitat^[4]. Son atmosfèra es relativament tèuna e facha principalament de dioxid de carbòni. Sa superficia es desertica amb una temperatura variant entre −100 °C e 20 °C. Certanei relèus son fòrça auts coma lo Mons Olympus qu'es lo volcan pus grand dau Sistèma Solar. Ansin, la planeta aviá una activitat geologica probablament fins a una èra recenta^[5].

La Cencha d'asteroïdes

Asteroïde (433) Eros vist per la sonda NEAR-Shoemaker en 2000.

De veire : Cencha d'asteroïdes

Leis asteroïdes son d'objèctes pichons fachs de rocas e de minerals metallics. Lor concentracion principala se situa entre leis orbitas de Mart e Jupitèr entre 2,3 e 3,3 UA dau Soleu. Son probablament lei rèstas d'una planeta de qué la formacion foguèt empachada per la gravitat importanta de Jupitèr^[6]. La talha deis asteroïdes es generalament fòrça pichona e lor forma irregulara. Ansin, la Centura principala d'asteroïdes assosta de milions d'asteroïdes. Dins aquò, certaneis an un diamètre pus important, entre 250 e 1 000 quilomètres, e una forma quasi esferica.

Cères

De veire : Cères

Cères es lo premier asteroïde descubèrt en 1801 e lo còrs pus grand de la cencha principala amb un diamètre de 980 quilomètres aperaquí. Inicialament, foguèt considerat coma una planeta fins ais annadas 1850. Puei, lo nombre important d'asteroïdes descubèrts entraïna sa retrogradacion. Enfin, dempuei 2006, a l'estatut de planeta nana. A l'ora d'ara, son estructura es supausada d'èsser facha d'un nuclèu rocassós e d'una crosta de glaç. Sa superficia es desconeguda en causa de la distància importanta ambé la Tèrra. Una mission espaciala mandada per la NASA la deu explorar en 2015.

Lo Sistèma extèrne

Lei planetas extèrnas

Lei planetas extèrnas dau Sistèma Solar : Neptun, Uranus, Saturne e Jupitèr.

Lo Sistèma Solar extèrne tèn quatre planetas que son dichas «planetas gigantas». Representan 99% de la massa orbitant a l'entorn dau Soleu. Son principalament compausadas de gas (idrogèn, èli)) e tanben de glaç per Uranus e Neptun. En causa d'aquelei composicions diferentas, certaneis astronòms pensan donc qu'Uranus e Neptun forman una categoria particulara de planetas gigantas nomadas «gigantas geladas». Pasmens, totei lei planetas gigantas tènon de ponchs comuns coma la preséncia d'un sistèma d'anèus, d'un nombre important de satellits, una densitat bassa e d'una atmosfèra fòrça perturbada.

Jupitèr

De veire : Jupitèr

Jupitèr orbita a quasi 780 milions de quilomètres (5,2 UA) dau Soleu. Es la planeta pus granda dau Sistèma Solar amb una massa egala a 318 còps la massa de la Tèrra e un diamètre d'aperaquí 140 000 quilomètres. Aquela massa representa 2,5 còps la massa deis autreis planetas. Tèn un sistèma d'anèus tèunes e un nombre fòrça important de satellits. Lei quatre pus gròs son dichs satellits galileians en onor de Galileo Galilei. L'estructura intèrna de Jupitèr a un nuclèu probablament fach de rocas e d'idrogèn metallic, un mantèu d'idrogèn metallic e una atmosfèra fòrça espessa. Aquela atmosfèra tèn una circulacion important de vents e de tempèstas coma la Granda Taca Roja. Jupitèr produtz egalament un camp magnetic important e sa gravitat a una influéncia auta dins lo Sistèma Solar. D'efècte, pòt modificar o contraròtlar lei trajectòrias de divèrseis objèctes coma d'asteroïdes o de cometas.

Saturne

De veire : Saturne

Saturne orbita a l'entorn dau Soleu a una distància d'aperaquí 1,425 miliards de quilomètres (9,5 UA). Sa massa representa 95 còps la massa terrèstra per un diamètre de quasi 121 000 quilomètres. Tèn un sistèma d'anèus fòrça coneguts e un nombre important de satellits. Son estructura intèrna es similara a aquela de Saturne. Dins aquò, son nuclèu seriá pus pichon e lei vents de son atmosfèra son pus rapids ambé de velocitats mesuradas fins a 1 800 km/h.

Uranus

De veire : Uranus

Uranus tèn una massa de 14 còps la massa terrèstra amb un diamètre egau a 50 000 quilomètres. Orbita a una distància mejana de 2,94 miliards dau Soleu. Foguèt descubèrta en 1781. Tèn un sistèma d'anèus relativament desvolopat e un nombre aut de satellits. Sa temperatura es pus freja que leis autrei planetas dau Sistèma Solar e son raionament de calor es feble. De mai, Uranus a una autra caracteristica unica qu'es son axe de rotacion clinat de 97,77°.

Neptun

De veire : Neptun

Neptun es leugierament pus pichona qu'Uranus amb un diamètre de 49 000 quilomètres mai sa massa es pus auta amb una valor egala a 17 massas terrèstras. Es donc egalament pus densa. Foguèt descubèrta en 1846. Neptun tèn un sistèma d'anèus tèunes e 13 satellits. Pasmens, coma Neptun es fòrça alunchada e que foguèt explorada per solament una sonda, aqueu nombre podriá èsser pus important.

Leis objèctes dau Sistèma extèrne

Leis asteroïdes troians

De veire : Asteroïde

Leis asteroïdes troians son una categoria d'asteroïdes descubèrta en 1906 e devesida en dos grops situats sus l'orbita de Jupitèr ai ponchs de Lagrange L₄ e L₅. Aqueu grop podriá aver un nombre fòrça important d'asteroïdes. D'autreis asteroïdes troians existisson sus l'orbita de Mart o de Neptun. Per analogia ambé Jupitèr, son dichs «troians de Mart» e «troians de Neptun».

Lei cometas

Fòto de la cometa Hale-Bopp.

De veire : Cometa

Lei cometas son d'objèctes pichons dau Sistèma Solar, generalament quauquei quilomètres, principalament compausats de glaç. Seis orbitas son fòrça clinadas e tènon egalament d'excentricitats importantas amb un perièli situat dins lei regions intèrnas e un afèli en delà de Neptun. Ansin, lo passatge d'una cometa dins lei zonas intèrnas dau Sistèma Solar entraïna la sublimacion dei glaç, l'ionizacion de sa superficia e, a la perfin, la formacion de tirassieras de gas e de poussas.

Lei cometas amb un periòde cort, coma la cometa de Halley, realizan seis orbitas en mens de 200 annadas. Lor origina seriá situada dins la centura de Kuiper. En revenge, lei cometas que tènon un periòde lòngs, mai de 2 000 ans coma la cometa Hale-Bopp, vendrián dau nívol d'Oort. Enfin, certanei cometas an una trajectòria iperbolica e vendrián de l'exterior dau Sistèma Solar. Dins aquò, seis orbitas son fòrça dificilas de calcular. Lei cometas ancianas que totei sei glaç son estats sublimats son generalament consideradas coma d'asteroïdes^[7].

Lei centaures

De veire : Centaure

Lei centaures son una categoria d'objèctes orbitant entre 9 e 30 UA, entre leis orbitas de Jupitèr e Neptun. Lo premier foguèt descubèrt en 1920 mai lo tipe dei centaures foguèt solament identificat en 1977. Lo pus grand, (10199) Chariklo, tèn una talha estimada entre 200 e 250 quilomètres^[8]. Seis estructuras intèrnas son desconegudas mai certanei centaures an de còps un comportament similar ai cometas, especialament la formacion d'una coa. Seis orbitas son egalament variadas, evolucionant entre de trajectòrias fòrça clinadas o non e d'excentricitats importantas o non.

Lei regions transneptunianas

Lei zonas en delà de l'orbita de Neptun son dichas «regions transneptunianas». Son totjorn mau conegudas e gaire exploradas. Son probablament compausadas d'objèctes d'una talha pichona, amb un diamètre egau a un cinquen de la Tèrra e una massa inferiora a la Luna, fachs de rocas e de glaç.

Cencha de Kuiper

Article detalhat: Cencha de Kuiper.

La Cencha de Kuiper es l'estructura majora dei regions transneptunianas. Es facha d'un grand anèu de brigas repartidas dins doas zonas principalas e relativament similaras a la Centura principala d'asteroïdes. La premiera partida s'estend entre 30 e 50 UA dau Soleu e la segonda en delà de 100 UA. Aquelei regions son probablament la fònt dei cometas de periòde cort.

La màger part deis objèctes de la Centura de Kuiper son pichons mai certanei còrs an una talha pus importanta e podrián venir de planetas nanas dau Sistèma Solar. De mai, lo nombre d'objèctes amb un diamètre superior a 50 quilomètres es estimat a 100 000. Dins aquò, la massa totala seriá solament egala a un centen de la massa terrèstra. Leis orbitas d'aqueleis objèctes son generalament fòrça clinadas a respècte dau plan ecliptic. Enfin, unei còrs de la Centura tènon un sistèma de satellits.

Aquelei còrs podrián èsser devesits en dos tipes principaus segon que son en resonància amb Neptun o non. Un exemple es la categoria dei plutinos que realizan tres orbitas quand Neptun vira dos còps a l'entorn dau Soleu. Es a dire que lei plutinos son en resonància 3:2 ambé la planeta giganta. Lei regions de la Centura de Kuiper en resonància acomençan a l'interior de l'orbita de Neptun. Puei, lei premierei regions classicas de la Centura son situadas entre 39,4 e 47,7 UA. Lei membres d'aquela partida de la Centura son dichs «cubewanos» segon lo nom dau premier objècte d'aqueu tipe, (15760) 1992 QB1.

Pluton e Caront

Sistèma de Pluton e Caront vist per lo telescòpi espacial Hubble.

De veire : Pluton

Pluton es una planeta nana qu'orbita a una distància mejana de 5,85 miliards de quilomètres (39 UA) dau Soleu. Es l'objècte pus grand conegut dins la Centura de Kuiper. Descubèrt en 1930, foguèt considerat coma una planeta fins a 2006. Son orbita es clinada de 17° a respècte dau plan ecliptic amb un perièli d'aperaquí 29,7 UA e un afèli situat vèrs 49,5 UA.

Pluton (39 UA en mejana), una planeta nana, es lo pus grand objècte conegut de la centura de Kuiper. Descubèrt en 1930 e considerat coma una planeta, foguèt classificat tornarmai en aost de 2006 quand s'adoptèt una definicion formala d'aquelei divèrs còrs. Pluton a una orbita excentrica enclinada de 17° sus lo plan ecliptic e que s'estend de 29,7 UA au perièli a 49,5 UA a l'afèli. Es egalament en resonància 3:2 ambé Neptun. Es a dire que Pluton realiza tres orbitas quand Neptun fa dos torns dau Soleu.

Pluton tèn un sistèma de tres satellits. Lo pus grand, Caront, a una massa sufisenta per que lo centre de gravitat dau sistèma Pluton-Caront sigue situat a l'exterior de Pluton.

Makemake e Haumea

Makemaka e Haumea son de planetas nanas dau Sistèma Solar que fan egalament partida de la Centura de Kuiper. Orbitan a de distància mejanas dau Soleu respectivament egalas a 6,86 e 6,5 miliards de quilomètres ambé d'enclinasons de 29° e 28°. Son lei còrs pus grands dei regions independentas de l'influéncia de la gravitat de Neptun.

Leis objèctes dispersats

Leis objèctes dispersats son situats largament en delà de la Centura de Kuiper. Leis astronòms supausan que podrián ne'n venir après èsser mai que foguèron ejectats per l'influéncia de la gravitat de Neptun pendent sa formacion. La màger part deis objèctes dispersats an un perièli dins la Centura de Kuiper e un afèli podent montar a 150 UA. Seis orbitas an una enclinason a respècte dau plan ecliptic e una excentricitat importantas.

Eris

De veire : Èris

Èris es l'objècte dispersat pus important que se conegue a l'ora d'ara. Son diamètre, probablament 2 400 quilomètres, es 5% pus grand que Pluton; es donc una planeta nana dau Sistèma Solar dempuei 2006. Son orbita a una excentricitat auta amb un perièli a 38,2 UA e un afèli egau a 97,6 UA. Son enclinason a respècte dau plan ecliptic es tanben importanta ambé 44°. Tèn un satellit.

Lei regions alunchadas

Lei nívols de Hills e d'Oort

Lo nívol de Hills es una zona ipotetica, intermediària entre la Centura de Kuiper e lo Nívol d'Oort.

Lo nívol d'Oort es egalament una region ipotetica enviroutant lo Sistèma Solar entre 50 000 e benlèu 154 000 dau Soleu. Seriá la fònt dei cometas que tènon un periòde lòng. La velocitat deis objèctes dau nívol d'Oort es febla e aquelei còrs podrián subir l'influéncia gravitacionala d'eveniments rars coma de collisions, d'efèctes gravitacionaus d'estèlas vesinas o de marèias galacticas.

Sedna

Orbita de Sedna a respècte dei planetas dau Sistèma Solar.

De veire : Sedna

Descubèrt en 2003, Sedna es un objècte similar a Pluton amb una orbita fòrça clinada que son perièli es situat a 76 UA dau Soleu, e son afèli a 928 UA. Sedna percor son orbita en 12 050 ans. Ansin, son orbita seriá tròp alunchada per subir l'influéncia de Neptun. Sedna podriá donc èsser un objècte dei regions intèrnas dau nívol d'Oort.

Lei limits dau Sistèma Solar

Lei limits dau Sistèma Solar son mau coneguts e pas precisament definits. L'influéncia dau vent solar es supausada de cessar a quatre còps la distància Neptun-Soleu. Dins aquò, l'esfèra de Hills, es a dire l'influéncia gravitacionala dau Soleu, podriá s'estendre fins a de distàncias 1 000 còps superioras coma 154 202 UA ambé la cometa C/1992 J1.

Donadas dei còrs principaus dau Sistèma Solar

**Planetas dau Sistèma Solar**
Nom	Diamètre (km)	Massa (Tèrra = 1)	Distància dau Soleu (UA)	Periòde orbitau	Nombre de satellits	Descobridor(s)	An
Mercuri	4879	0,055	0,39	88 jorns	0	-	a l'Edat Antica
Vènus	12 104	0,816	0,72	224,7 jorns	0	-	a l'Edat Antica
Tèrra	12 756	1	1,00	365,25 jorns	1	-	-
Mart	6794	0,108	1,52	687 jorns	2	-	a l'Edat Antica
Jupitèr	142 984	318	5,20	11,86 ans	63	-	a l'Edat Antica
Saturne	120 536	95	9,54	29,42 ans	62	-	a l'Edat Antica
Uranus	51 118	14,5	19,18	83,75 ans	27	William Herschel	1781
Neptun	49 528	17,1	30,06	163,72 ans	13	Le Verrier, Adams e Galle	1846

Formacion

Evolucion dau Sistèma Solar.

Formacion dau Soleu

Segon l'ipotèsi principala prepausada per lo premier còp per Emmanuel Kant en 1755 e teorizada per Pierre-Simon Laplace, la formacion dau Sistèma Solar acomencèt a partir de l'afondrament de la nebulosa solara fa 4,6 miliards d'annadas^[9]. Aqueu nívol molecular aviá una talha de plusors ans lutz e a probablament entraïnat la creacion de mai d'una estèla. L'afondrament d'aqueu nívol foguèt probablament causat per la proximitat d'una explosion dau tipe supernova. D'efècte, l'onda de tuert creèt de regions amb una densitat pus auta. Permetèt donc que la gravitat d'aquelei zonas venguèsse pus fòrta que la pression dei gas. Ansin, l'equilibri dau nívol foguèt romput e l'afondrament entraïnat^[10].

La region que vendriá après lo Sistèma Solar aviá un diamètre entre 7 000 e 20 000 UA e una massa leugierament superiora a la massa solara, entre 1,001 e 1,1 massas solaras^[11] ^[12]. Lo centre de la nebulosa venguèt rapidament pus caud. Puei, en causa de la gravitat, dei camps magnetics e de la rotacion, la nebulosa s'aplatiguèt per formar un disc de quasi 200 UA de diamètre a l'entorn d'una protoestèla densa e cauda^[13].

Après 100 milions d'annadas, la pression e la densitat de l'idrogèn dau centre de la nebulosa agantèron un nivèu sufisent per entraïnar lo començament de reaccions de fusion. Lo diamètre dau Soleu aumentèt fins a l'equilibri entre sa gravitat e son energia termica. Ansin, venguèt una estèla vertadiera^[14].

Formacion deis autreis objèctes dau Sistèma Solar

Leis autreis còrs dau Sistèma Solar se formèron a partir dei rèstas dau nívol de poussa e de gas per lo mecanisme d'acrecion. Inicialament, la poussa orbitèt a l'entorn de la protoestèla e formèt de còrs pichons de quauquei mètres. Puei, après de collisions, la talha dei còrs capitèt d'aumentar fins a aperaquí cinc quilomètres. Enfin, aqueleis objèctes aumentèron lor talha a un ritme de 15 cm/an gràcias ai collisions successivas^[15].

Lei regions dau Sistèma Solar intèrne, entre 0 e 4 UA, èran adonc probablament tròp caudas per permetre la condensacion de gas leugiers coma l'aiga o lo metan. Ansin, lei planetas d'aquelei zonas podrián solament èsser formadas d'elements amb un nivèu de sublimacion important coma lei metaus e lei silicats. Aquelei còrs rocassós venguèron donc de planetas dau tipe terrèstre. Dins aquò, coma leis elements pesants son rars, probablament 0,6% de la massa iniciala de la nebulosa, lor creissença foguèt lenta e limitada. Per exemple, la proto-Tèrra acabèt probablament d'acumular de materiaus 100 000 ans après la formacion dau Soleu. D'efècte, après aqueu periòde, solament lei collisions ambé d'autrei quasiplanetas permetèron finalament la formacion definitiva dei planetas intèrnas.

Lei planetas gigantas gasosas se formèron dins de regions exterioras en delà de la linha de glaç. Aqueu limit es situat entre Mart e Jupitèr. Designa lo ponch onte lei compausats pus leugiers pòdon restar solids e s'acampar. Ansin, aquelei protoplanetas capitèron d'atraire lei gas fòrça leugiers e escampats que son l'idrogèn e l'èli. La massa dei quatre protoplanetas dei gigantas actualas èra donc ja egala a quatre massas terrèstras après solament tres milions d'annadas.

La posicion de Jupitèr, vèrs 5 UA, permetèt probablament d'acumular lei materiaus venent dau rèsta dau disc mai que podián pas intrar dins lei zonas centralas. Aqueleis excès de matèria entraïnèron donc la formacion d'una protoplaneta gròssa amb una massa de 10 massas terrèstras. Après 1000 ans suplementaris, sa massa èra ja d'aperaquí 150 massas terrèstras. Saturne tèn una massa significativament pus febla car sa formacion auriá acomençat après aquela de Jupitèr segon un mecanisme similar.

Uranus e Neptun se serián formadas après Jupitèr e Saturne quand lo vent solar acomencèt de dispersar au luench lei rèstas dau disc protoplanetari. Aquelei planetas aurián donc agut un periòde pus cort per acampar de materiaus de la nebulosa solara. Enfin, après 3 o 10 milions d'annadas, lei rèstas d'aquela nebulosa èran definitivament dispersats. Aquela dispersion permetèt d'obtenir l'estabilitat deis orbitas dei planetas, especialament aquelei d'Uranus e Neptun que s'alunchèron probablament dau Soleu.

Referéncias

↑ Than, Ker (January 30, 2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". SPACE.com. [1]
↑ Mark Alan Bullock (1997) (PDF). The Stability of Climate on Venus. Southwest Research Institute. [2]
↑ Anne E. Egger, M.A./M.S.. "Earth's Atmosphere: Composition and Structure". VisionLearning.com. [3]
↑ Scott S. Sheppard, David Jewitt, and Jan Kleyna (2004). "A Survey for Outer Satellites of Mars: Limits to Completeness". The Astronomical Journal. [4]
↑ David Noever (2004). "Modern Martian Marvels: Volcanoes?". NASA Astrobiology Magazine. [5]
↑ Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; Chambers, J. (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt". Icarus 153: 338–347. doi:10.1006/icar.2001.6702
↑ Fred L. Whipple (abriu de 1992). "The activities of comets related to their aging and origin".
↑ John Stansberry, Will Grundy, Mike Brown, Dale Cruikshank, John Spencer, David Trilling, Jean-Luc Margot (2007). "Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope".
↑ . J. J. See, « The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System », dans Proceedings of the American Philosophical Society, vol. 48, no 191, 23 avril 1909, p. 119–128.
↑ Jeff Hester, « New Theory Proposed for Solar System Formation [archive] », Arizona State University, 2004.
↑ J. J. Rawal, « Further Considerations on Contracting Solar Nebula », dans Physics and Astronomy, vol. 34, no 1, janvier 1985, p. 93–100.
↑ Yoshimi Kitamura, Munetake Momose, Sozo Yokogawa, Ryohei Kawabe, Shigeru Ida et Motohide Tamura, « Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage », dans The Astrophysical Journal, vol. 581, no 1, 10 décembre 2002, p. 357–380.
↑ J. S. Greaves, « Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems », dans Science, vol. 307, no 5706, 7 janvier 2005, p. 68–71.
↑ Antonio Chrysostomou et Phil W Lucas, « The formation of stars [archive] », Department of Physics Astronomy & Mathematics University of Hertfordshire.
↑ P. Goldreich et W. R. Ward, « The Formation of Planetesimals », The American Astronomical Society, 1973.

Sistèma Solar
(Estela : Lo Solelh)

Planetas
Mercuri · Vènus · Tèrra · Mart · Jupitèr · Saturne · Uranus · Neptun

Planetas nanas
Cères · Pluton · Èris

Pichons còrses
Asteroïdes · Cencha d'asteroïdes · Cometas · Cencha de Kuiper · Objèctes eparses · Nívol d'Oort

Satellits
T (1) : Luna — M (2) : Fòbos · Deimos — J (67) : Io · Euròpa · Ganimèdes · Callisto — S (62) : Titan · Rhea · Mimas · Enceladus · Tethys · Dione — U (27) : Miranda · Ariel · Umbriel · Titània · Oberó — N (14) : Triton

Lista dels objèctes del Sistèma Solar · Galariá del Sistèma Solar

Portal de l'astronomia

[1] Than, Ker (January 30, 2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". SPACE.com. [1]

[2] Mark Alan Bullock (1997) (PDF). The Stability of Climate on Venus. Southwest Research Institute. [2]

[3] Anne E. Egger, M.A./M.S.. "Earth's Atmosphere: Composition and Structure". VisionLearning.com. [3]

[4] Scott S. Sheppard, David Jewitt, and Jan Kleyna (2004). "A Survey for Outer Satellites of Mars: Limits to Completeness". The Astronomical Journal. [4]

[5] David Noever (2004). "Modern Martian Marvels: Volcanoes?". NASA Astrobiology Magazine. [5]

[6] Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; Chambers, J. (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt". Icarus 153: 338–347. doi:10.1006/icar.2001.6702

[7] Fred L. Whipple (abriu de 1992). "The activities of comets related to their aging and origin".

[8] John Stansberry, Will Grundy, Mike Brown, Dale Cruikshank, John Spencer, David Trilling, Jean-Luc Margot (2007). "Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope".

[9] . J. J. See, « The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System », dans Proceedings of the American Philosophical Society, vol. 48, no 191, 23 avril 1909, p. 119–128.

[10] Jeff Hester, « New Theory Proposed for Solar System Formation [archive] », Arizona State University, 2004.

[11] J. J. Rawal, « Further Considerations on Contracting Solar Nebula », dans Physics and Astronomy, vol. 34, no 1, janvier 1985, p. 93–100.

[12] Yoshimi Kitamura, Munetake Momose, Sozo Yokogawa, Ryohei Kawabe, Shigeru Ida et Motohide Tamura, « Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage », dans The Astrophysical Journal, vol. 581, no 1, 10 décembre 2002, p. 357–380.

[13] J. S. Greaves, « Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems », dans Science, vol. 307, no 5706, 7 janvier 2005, p. 68–71.

[14] Antonio Chrysostomou et Phil W Lucas, « The formation of stars [archive] », Department of Physics Astronomy & Mathematics University of Hertfordshire.

[15] P. Goldreich et W. R. Ward, « The Formation of Planetesimals », The American Astronomical Society, 1973.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]