Tata Surya

Saka Wikipédia, Bauwarna Mardika abasa Jawa / Saking Wikipédia, Bauwarna Mardika abasa Jawi
Langsung menyang: pandhu arah, pados
Gambaran umum Tata Surya (ukuran planèt digambaraké saklaras ing skala, sauntara leté ora): Srengéngé, Merkurius, Venus, Bumi, Mars, Ceres, Yupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus, Pluto, Haumea, Makemake lan Eris.

Tata Surya[a] ana ing galaksi Bima Sakti iku klompok benda langit sing kawangun saka sawijining lintang sing diarani Srengéngé lan kabèh objèk sing kraket déning gaya gravitasiné. Objèk-objèk kasebut kalebu wolung planèt sing wis kauninga kanthi orbit awujud elips, limang planèt cilik, 173 satelit alami sing wis kaidhèntifikasi[b], lan mayuta-yuta benda langit (meteor, asteroid, komet) liyané.

Tata Surya kawangun saka Srengéngé, patang planèt bagéan njero, sabuk asteroid, patang planèt bagéan njaba, lan ing bagéan paling njaba yaiku Sabuk Kuiper lan piringan kasebar. Awan Oort diprakirakaké ana ing dhaérah paling adoh sing leté watara kaping sèwu ing njaba bagéan sing paling njaba.

Adhedhasar leté saka Srengéngé, wolung planèt Tata Surya yaiku Merkurius utawa Soma (57,9 yuta km), Venus utawa Anggara (108 yuta km), Bumi (150 yuta km), Mars utawa Buda (228 yuta km), Yupiter utawa Wrehaspati (779 yuta km), Saturnus utawa Sukra (1.430 yuta km), Uranus Saniscara (2.880 yuta km), lan Neptunus (4.500 yuta km). Wiwit madyaning 2008, ana limang objèk angkasa sing kaklasifikasikaké minangka planèt cilik. Orbit planèt-planèt cilik, kejaba Ceres, ana luwih adoh saka Neptunus. Limang planèt cilik kasebut yaiku Ceres (415 yuta km ing sabuk asteroid; biyèné kaklasifikasikaké minangka planèt kalima), Pluto (5.906 yuta km.; biyèné kaklasifikasikaké minangka planèt kasanga), Haumea (6.450 yuta km), Makemake (6.850 yuta km), lan Eris (10.100 yuta km).

Enem saka wolung planèt lan telu saka limang planèt cilik iku diubengi déning satelit alami. Saben planèt bagéan njaba diubengi déning cincin planèt sing kawangun saka awu lan partikel liyané.

Asal usul[sunting | sunting sumber]

Akèh hipotesis ngenani asal usul Tata Surya wis ditélakaké para ahli, sapérangan ing antarané yaiku:

Pierre-Simon Laplace, pandhukung Hipotesis Nebula
Gerard Kuiper, pandhukung Hipotesis Kondènsasi
Hipotesis Nebula

Hipotesis nebula pisanan ditélakaké déning Emanuel Swedenborg (1688-1772)[1] taun 1734 lan disampurnakaké déning Immanuel Kant (1724-1804) nalika taun 1775. Hipotesis sarupa uga dikembangaké déning Pierre Marquis de Laplace[2] sacara indepènden nalika taun 1796. Hipotesis iki, sing luwih ditepungi kanthi Hipotesis Nebula Kant-Laplace, nyebutaké yèn ing taap awal, Tata Surya isih arupa kabut raseksa. Kabut iki kawangun saka lebu, ès, lan gas sing diarani nebula, lan unsur gas sing sebagéan gedhé hidrogen. Gaya gravitasi sing diduwèni nyebabaké kabut iku nyusut lan mubeng kanthi arah tinentu, suhu kabut saya panas, lan akiré dadi lintang raseksa (srengéngé). Srengéngé raseksa terus nyusut lan mubeng tansaya cepet, lan cincin-cincin gas lan ès kalontar menyang sakupengé Srengéngé. Akibat gaya gravitasi, gas-gas kasebut saya padhet sairing karo pamudhunan suhuné lan mbentuk planèt njero lan planèt njaba. Laplace duwé pendhapat yèn orbit awangun mèh mbunder saka planèt-planèt arupa konsekuènsi saka pambentukané.[3]

Hipotesis Planètisimal

Hipotesis planètisimal pisanan ditélakaké déning Thomas C. Chamberlin lan Forest R. Moulton nalika taun 1900. Hipotesis planètisimal nélakaké yèn Tata Surya awaké dhéwé kawangun akibat anané lintang liya sing liwat cukup cerak karo Srengéngé, nalika mangsa awal pambentukan Srengéngé. Kacerakan kasebut nyebabaké dumadiné tonjolan ing lumahing Srengéngé, lan bebarengan prosès internal Srengéngé, narik matèri bola-bali saka Srengéngé. Èfèk gravitasi lintang ngakibataké kawanguné loro lengen spiral sing ndawa saka Srengéngé. Sauntara sebagéan gedhé matèri katarik manèh, sebagéan liya bakal tetep ing orbit, saya adhem lan saya padhet, lan dadi bendha-bendha kanthi ukuran cilik sing diarani planètisimal lan sapérangan sing gedhé minangka protoplanèt. Objèk-objèk kasebut silih tabrakan lan mbentuk planèt lan rembulan, sauntara sisa-sisa matèri liyané dadi komèt lan astéroid.

Hipotesis Pasang Surut Lintang

Hipotesis pasang surut lintang pisanan ditélakaké déning James Jeans nalika taun 1917. Planèt dianggep kawangun amarga nyeraké lintang liya menyang Srengéngé. Kahanan sing mèh silih tabrakan nyebabaké katariké sapérangan gedhé matèri saka Srengéngé lan lintang liya kasebut déning gaya pasang surut kekaroné, sing banjur kakondhènsasi dadi planèt.[3] Nanging astronom Harold Jeffreys taun 1929 mbantah yèn tabrakan sing kaya mangkono iku mèh ora mungkin dumadi.[3] Mangkono uga astronom Henry Norris Russell nélakaké kaabotané marang hipotesis kasebut.[4]

Hipotesis Kondhènsasi

Hipotesis kondhènsasi awalé ditélakaké déning astronom Walanda sing jenengé G.P. Kuiper (1905-1973) nalika taun 1950. Hipotesis kondhènsasi njelasaké yèn Tata Surya kawangun saka bal kabut raseksa sing mubeng mbentuk cakram raseksa.

Hipotesis Lintang Kembar

Hipotesis lintang kembar awalé ditélakaké déning Fred Hoyle (1915-2001) nalika taun 1956. Hipotesis nélakaké yèn biyèné Tata Surya awaké dhéwé arupa loro lintang sing mèh padha ukurané lan silih cerak sing salah sijiné njeblug ninggalaké serpihan-serpihan cilik. Serpihan iku kaprangkep déning gravitasi lintang sing ora njeblug lan wiwit ngupengi lintang iku.

Sajarah panemon[sunting | sunting sumber]

Modhèl heliosentris jroning manuskrip Copernicus.

Lima planèt paling cerak menyang Srengéngé saliyané Bumi (Merkurius, Venus, Mars, Yupiter lan Saturnus) wis ditepungi wiwit jaman biyèn amarga kabèh bisa dideleng kanthi mata langsung. Akèh bangsa ing donya iki duwé jeneng dhéwé kanggo saben planèt.

Perkembangan èlmu pengetauan lan tèknologi pangamatan ing limang abad kepungkur nggawa manungsa kanggo mahami bendha-bendha langit kabébas saka slubung mitologi. Galileo Galilei (1564-1642) kanthi teleskop refraktoré bisa ndadèkaké mata manungsa "luwih tajem" jroning ngamati bendha langit sing ora bisa diamati lumantar mata langsung.

Amarga teleskop Galileo bisa ngamati luwih tajem, dhèwèké bisa ndeleng manéka owah-owahan wangun kekatonan Venus, kayadéné Venus Sabit utawa Venus Purnama minangka akibat owah-owahan posisi Venus tumrap Srengéngé. Panalaran Venus ngiteri Srengéngé saya nguwataké téori heliosentris, yaiku yèn Srengéngé iku pusat alam samesta, dudu Bumi, sing sadurungé digagas déning Nicolaus Copernicus (1473-1543). Susunan heliosentris yaiku Srengéngé dikupengi déning Merkurius tekan Saturnus.

Teleskop Galileo terus disampurnakaké déning èlmuwan liya kayadéné Christian Huygens (1629-1695) sing nemokaké Titan, satelit Saturnus, sing ana mèh kaping 2 let orbit Bumi-Yupiter.

Perkembangan teleskop uga diimbangi uga déning perkembangan pangétungan gerak bendha-bendha langit lan gegandhèngan siji karo liyané lumantar Johannes Kepler (1571-1630) kanthi Hukum Kepler. Lan puncaké, Sir Isaac Newton (1642-1727) kanthi hukum gravitasi. Kanthi loro téori pangétungan iki sing mungkinaké panggolèkan lan pangétungan bendha-bendha langit sabanjuré.

Nalika taun 1781, William Herschel (1738-1822) nemokaké Uranus. Pangétungan tliti orbit Uranus nyimpulaké yèn planèt iki ana sing ngganggu. Neptunus ditemokaké nalika sasi Agustus 1846. Panemon Neptunus pranyata ora cukup njelasaké gangguan orbit Uranus. Pluto banjur ditemokaké taun 1930.

Nalika Pluto ditemokaké, Pluto mung dikawruhi minangka siji-sijiné objèk ngangkasa sing ana sawisé Neptunus. Banjur nalika taun 1978, Charon, satelit sing ngupengi Pluto ditemokaké, sadurungé sempat dikira minangka planèt sing sabeneré amarga ukurané ora béda adoh karo Pluto.

Para astronom banjur nemokaké watara 1.000 objèk cilik liyané sing papané ngliwati Neptunus (diarani objèk trans-Neptunus), sing uga ngupengi Srengéngé. Ing kana mungkin ana watara 100.000 objèk sakrupa sing ditepungi minangka Objèk Sabuk Kuiper (Sabuk Kuiper yaiku bagéan saka objèk-objèk trans-Neptunus). Welasan bendha langit kalebu jroning Objèk Sabuk Kuiper ing antarané Quaoar (1.250 km ing sasi Juni 2002), Huya (750 km ing sasi Maret 2000), Sedna (1.800 km ing sasi Maret 2004), Orcus, Vesta, Pallas, Hygiea, Varuna, lan 2003 EL61 (1.500 km ing sasi Mei 2004).

Panemon 2003 EL61 cukup njalari héboh amarga Objèk Sabuk Kuiper iki dikawruhi uga nduwé satelit ing sasi Januari 2005 senadyan kanthi ukuran luwih cilik saka Pluto. Lan puncaké yaiku panemon UB 313 (2.700 km ing sasi Oktober 2003) sing diwènèhi jeneng déning panemuné Xena. Saliyané luwih gedhé saka Pluto, objèk iki uga nduwé satelit.

Struktur[sunting | sunting sumber]

Pambandhing rélatif massa planèt. Yupiter iku 71% saka total lan Saturnus 21%. Merkurius lan Mars, sing total bebarengan mung kurang saka 0.1% ora katon jroning diagram ing ndhuwur.
Orbit-orbit Tata Surya kanthi skala sing sabeneré
Illustrasi skala

Komponèn utama sistem Tata Surya yaiku srengéngé, sawijining lintang dhèrèt utama kelas G2 sing ngandhut 99,86 persèn massa saka sistem lan ndhominasi kabèh kanthi gaya gravitasiné.[5] Yupiter lan Saturnus, loro komponèn paling gedhé sing ngideri Srengéngé, nyakup kira-kira 90 persèn massa saluwihé.[c]

Mèh kabèh objèk-objèk gedhé sing ngorbit Srengéngé ana ing bidhang édharan bumi, sing umumé dijenengi èkliptika. Kabèh planèt manggon cedhak banget karo èkliptika, sauntara komèt lan objèk-objèk sabuk Kuiper biasané nduwèni béda pojokan sing gedhé banget dibandhingaké èkliptika.

Planèt-planèt lan objèk-objèk Tata Surya uga ngorbit ngupengi Srengéngé lawan arah jarum jam yèn dideleng saka ndhuwur kutub lor Srengéngé, kejaba Komèt Halley.

Hukum Gerakan Planèt Kepler njabaraké yèn orbit saka objèk-objèk Tata Surya sakupengé Srengéngé obah kanthi wangun èlips kanthi Srengéngé minangka salah siji titik fokusé. Objèk sing leté luwih cerak saka Srengéngé (sumbu sèmi-mayor-é luwih cilik) nduwèni taun wektu sing luwih cendhak. Ing orbit èlips, let antarané objèk karo Srengéngé manéka variasi sakdawané taun. Let paling cerak antarané objèk karo Srengéngé dijenengi perihelion, sauntara let paling adoh saka Srengéngé dijenengi aphelion. Kabèh objèk Tata Surya obah paling cepet ing titik perihelion lan paling alon ing titik aphelion. Orbit planèt-planèt bisa diarani mèh awangun bunderan, éwadéné komèt, asteroid lan objèk sabuk Kuiper akèh-akèhé orbité awangun èlips.

Kanggo nggampangaké réprèsentasi, akèh-akèhé diagram Tata Surya nuduhaké let antarané orbit sing padha siji lan sijiné. Ing kasunyatané, kanthi sapérangan pangecualian, tansaya adoh panggonan sawijining planèt utawa sabuk saka Srengéngé, saya gedhé let antarané objèk iku karo jalur ideran orbit sadurungé. Minangka conto, Venus manggon watara 0,33 satuan astronomi (SA) luwih saka Merkurius[d], éwadéné Saturnus iku 4,3 SA saka Yupiter, lan Neptunus manggon 10,5 SA saka Uranus. Sapérangan upaya wis dicoba kanggo nemtokaké korélasi let antar orbit iki (hukum Titus-Bode), nanging nganti saiki ora ana siji téori waé wis ditampa.

Mèh kabèh planèt-planèt ing Tata Surya uga nduwé sistem sékundhèr. Akèh-akèhé iku bendha pangorbit alami sing diarani satelit. Sapérangan bendha iki nduwé ukuran luwih gedhé saka planèt. Mèh kabèh satelit alami sing paling gedhé manggon ing orbit sinkron, kanthi sasisih satelit ngadhep merang arah planèt indhuké sacara permanèn. Papat planèt paling gedhé uga nduwé cincin sing isi partikel-partikel cilik sing ngorbit sacara bebarengan.

Tèrminologi[sunting | sunting sumber]

Sacara informal, Tata Surya bisa dibagi dadi telu dhaérah. Tata Surya bagéan njero nyakup papat planèt kabumian lan sabuk asteroid utama. Ing dhaérah sing luwih adoh, Tata Surya bagéan njaba, ana papat gas planèt raseksa.[6] Wiwit ditemokaké Sabuk Kuiper, bagéan paling njaba Tata Surya dianggep wilayah béda dhéwé sing ngliputi kabèh objèk ngliwati Neptunus.[7]

Sacara dinamis lan fisik, objèk sing ngorbit srengéngé bisa diklasifikasikaké jroning telung golongan: planèt, planèt cilik, lan benda cilik Tata Surya. Planèt iku sawijining badan sing ngideri Srengéngé lan nduwèni massa cukup gedhé kanggo mbentuk buletan dhiri lan wis ngresiki orbité kanthi nginkorporasikaé kabèh objèk-objèk cilik ing sakupengé. Kanthi définisi iki, Tata Surya nduwèni wolu planèt: Merkurius, Venus, Bumi, Mars, Yupiter, Saturnus, lan Neptunus. Pluto wis diuwalaké status planèté amarga ora bisa ngresiki orbité saka objèk-objèk Sabuk Kuiper.[8]

Planèt cilik iku benda akasa dudu satelit sing ngupengi Srengéngé, duwé massa sing cukup kanggo bisa mbentuk buletan dhiri nanging durung bisa ngresiki dhaérah sakupengé.[8] Miturut définisi iki, Tata Surya nduwèni lima planèt cilik: Ceres, Pluto, Haumea, Makemake, lan Eris.[9] Objèk liya sing mungkin bakal diklasifikasikaké minangka planèt cilik yaiku: Sedna, Orcus, lan Quaoar. Planèt cilik sing nduwé orbit ing dhaérah trans-Neptunus biasané disebut "plutoid".[10] Sisa objèk-objèk liya sabanjuré sing ngiteri Srengéngé yaiku benda cilik Tata Surya.[8]

Èlmuwan ahli planèt migunakaké istilah gas, ès, lan watu kanggo ndhèskripsikaké kelas dat sing ana ing njero Tata Surya. Watu digunakaké kanggo njenengi bahan mawa titik lebur dhuwur (luwih gedhé saka 500 K), minangka conto silikat. Bahan batuan iki umum banget ana ing Tata Surya bagéan njero, arupa komponèn pambentuk utama mèh kabèh planèt kabumian lan asteroid. Gas iku bahan-bahan mawa titik lebur asor kayadéné atom hidrogen, helium, lan gas mulia, bahan-bahan iki ndhominasi wilayah tengah Tata Surya, sing didhominasi déning Yupiter lan Saturnus. Éwadéné ès, kayadéné banyu, metana, amonia lan karbon dioksida,[11] nduwèni titik lebur watara atusan drajat kelvin. Bahan iki arupakan komponèn utama saka sebagéan gedhé satelit planèt raseksa. Dhèwèké uga arupa komponèn utama Uranus lan Neptunus (sing asring disebut "ès raseksa"), sarta manéka bendha cilik sing ana ing sacedhaké orbit Neptunus.[12]

Istilah volatiles nyakup kabèh bahan mawa titik umub asor (kurang saka atusan kelvin), sing kalebu gas lan ès; gumantung ing suhuné, 'volatiles' bisa ditemokaké minangka ès, cuwèran, utawa gas ing manéka bagéan Tata Surya.

Zona planèt[sunting | sunting sumber]

Zona Tata Surya sing ngliputi, planèt bagéan njero, sabuk asteroid, planèt bagéan njaba, lan sabuk Kuiper. (Gambar ora selaras karo skala)

Ing zona planèt njero, Srengéngé iku punjer Tata Surya lan panggonané paling cedhak karo planèt Merkurius (let saka Srengéngé 57,9 × 106 km, utawa 0,39 SA), Venus (108,2 × 106 km, 0,72 SA), Bumi (149,6 × 106 km, 1 SA) lan Mars (227,9 × 106 km, 1,52 SA). Ukuran dhiamèteré antara 4.878 km lan 12.756 km, kanthi massa jenis antara 3,95 g/cm3 lan 5,52 g/cm3.

Ing antarané Mars lan Yupiter ana dhaérah sing disebut sabuk asteroid, kumpulan batuan métal lan mineral. Akèh-akèhé asteroid-asteroid iki mung duwé dhiamèter sapérangan kilomèter (pirsani: Dhaptar asteroid), lan sapérangan duwé dhiamèter 100 km utawa luwih. Ceres, bagéan saka kumpulan asteroid iki, ukurané watara 960 km lan dikategorikaké minangka planèt cilik. Orbit asteroid-asteroid iki èliptis banget, malah sapérangan nyimpangi Merkurius (Icarus) lan Uranus (Chiron).

Ing zona planèt njaba, ana planèt gas raseksa Yupiter (778,3 × 106 km, 5,2 SA), Uranus (2,875 × 109 km, 19,2 SA) lan Neptunus (4,504 × 109 km, 30,1 SA) kanthi massa jenis antara 0,7 g/cm3 lan 1,66 g/cm3.

Let rata-rata antarané planèt-planèt karo Srengéngé bisa diprakirakaké kanthi migunakaké baris matématis Titus-Bode. Régularitas let antarané jalur ideran orbit-orbit iki kamungkinan arupa èfèk résonansi sisa saka awal kawanguné Tata Surya. Anèhé, planèt Neptunus ora mijil ing baris matématis Titus-Bode, sing gawé para pangamat spékulasi yèn Neptunus arupa asil tabrakan kosmis.

Srengéngé[sunting | sunting sumber]

Artikel utama: Srengéngé
Srengéngé dideleng saka spèktrum sinar-X

Srengéngé iku lintang indhuk Tata Surya lan arupa komponèn utama sistem Tata Surya iki. Lintang iki ukurané 332.830 massa bumi. Massa sing gedhé iki nyebabaké kapadhetan inti sing cukup gedhé kanggo bisa ndhukung kasinambungan fusi nuklir lan nyemburaké sapérangan ènèrgi sing dahsyat. Akèh-akèhé ènèrgi iki dipancaraké menyang njaban akasa jroning wangun radhiasi èlètromagnètik, kalebu spèktrum optik.

Srengéngé dikategorikaké jroning lintang cilik kuning (tipe G V) sing ukurané tengahan, ananging jeneng iki bisa nyebabaké kasalahpahaman, amarga dibandhingaké karo lintang-lintang sing ana ing njero galaksi Bima Sakti, Srengéngé kalebu cukup gedhé lan cemerlang. Lintang diklasifikasikaké mawa dhiagram Hertzsprung-Russell, yaiku sawijining grafik sing nggambaraké gegandhèngan pangaji luminositas sawijining lintang marang suhu lumahané. Sacara umum, lintang sing luwih panas bakal luwih cemerlang. Lintang-lintang sing nuruti pola iki diarani ana ing dhèrèt utama, lan Srengéngé panggoné persis ing tengah dhèrèt iki. Ananging, lintang-lintang sing luwih cemerlang lan luwih panas saka Srengéngé iku langka, éwadéné lintang-lintang sing luwih redhup lan adhem iku umum.[13]

Dipercaya yèn posisi Srengéngé ing dhèrèt utama sacara umum arupa "pucuk urip" saka sawijining lintang, amarga durung entèké hidrogen sing kasimpen kanggo fusi nuklir. Saiki Srengéngé tuwuh tansaya padhang jingglang. Ing awal kauripané, tingkat kacemerlangané iku watara 70 persèn saka kacermelangan saiki.[14]

Srengéngé sacara métalisitas dikategorikaké minangka lintang "populasi I". Lintang kategori iki kawangun luwih akir ing tingkat évolusi alam semesta, saéngga ngandhut luwih akèh unsur sing luwih abot tinimbang hidrogen lan helium ("metal" jroning sebutan astronomi) dibandhingaké karo lintang "populasi II".[15] Unsur-unsur sing luwih abot tinimbang hidrogen lan helium kawangun ing njero inti lintang purba sing banjur njeblug. Lintang-lintang génerasi pisanan perlu cures luwih dhisik sadurungé alam semesta bisa dikebaki déning unsur-unsur sing luwih abot iki.

Lintang-lintang paling tuwa ngandhut metal sithik banget, éwadéné lintang anyar nduwé kandhungan métal sing luwih dhuwur. Tingkat métalitas sing dhuwur iki diprakirakaké nduwèni pangaruh wigati ing pambentukan sistem Tata Surya, amarga kawanguné planèt iku asil panggumpelan métal.[16]

Médhium antarplanèt[sunting | sunting sumber]

Lembar ilènan heliosfer, amarga gerak rotasi magnètis Srengéngé tumrap médhium antarplanèt.

Saliyané cahya, Srengéngé uga sacara kasinambungan mancaraké semburan partikel kanthi muatan (plasma) sing ditepungi minangka angin surya. Semburan partikel iki nyebar metu kira-kira ing kacepetan 1,5 yuta kilomèter per jam,[17] nyiptakaké atmosfèr tipis (heliosfer) sing ngrambah Tata Surya paling ora adohé 100 SA (deleng uga heliopause). Kabèh iki disebut médhium antarplanèt.

Lésus géomagnètis ing lumahing Srengéngé, kayadéné semburan Srengéngé (solar flares) lan uncalan massa korona (coronal mass ejection) nyebabaké gangguan ing heliosfer, nyiptakaké cuaca ruwang akasa.[18] Struktur paling gedhé saka heliosfer dijenengi lembar ilènan heliosfer (heliospheric current sheet), sawijining spiral sing dumadi amarga gerak rotasi magnètis Srengéngé tumrap médhium antarplanèt.[19][20] Médhan magnèt bumi nyegah atmosfèr bumi interaksi karo angin surya. Venus lan Mars sing ora nduwèni médhan magnèt, atmosfèré entèk kakikis menyang njaba akasa.[21] Interaksi antarané angin surya lan médhan magnèt bumi nyebabaké dumadiné aurora, sing bisa dideleng cedhak kutub magnètik bumi.

Heliosfer uga duwé peran ngreksa Tata Surya saka sinar kosmik sing asalé saka njaban Tata Surya. Médhan magnèt planèt-planèt nambah peran pangreksan sabanjuré. Dhènsitas sinar kosmik ing médhium antarlintang lan kekuwatan médhan magnèt Srengéngé ngalami owah-owahan ing skala wektu sing dawa banget, saéngga drajat radhiasi kosmis ing njero Tata Surya dhéwé iku manéka variasi, senajan ora dikawruhi sepira gedhéné.[22]

Médhium antarplanèt uga arupa papan anané paling ora loro dhaérah mèmper piringan sing isiné lebu kosmis. Sing pisanan, méga lebu zodhiak, ana ing Tata Surya bagéan njero lan arupa panyebab cahya zodhiak. Iki kamungkinan kawangun saka tabrakan jroning sabuk astéroid sing disebabaké déning interaksi karo planèt-planèt.[23] Dhaérah kaloro mbentang antarané 10 SA nganti watara 40 SA, lan mungkin disebabaké déning tabrakan sing mèmper ananging dumadi ing njero Sabuk Kuiper.[24][25]

Tata Surya bagéyan njero[sunting | sunting sumber]

Tata Surya bagéyan njero iku jeneng umum sing nyakup planèt kabumian lan asteroid. Utamané kagawé saka silikat lan logam, objèk saka Tata Surya bagéyan njero nglingkup cerak karo Srengéngé, radhius saka kabèh dhaérah iki luwih cendhak saka let antarané Yupiter lan Saturnus.

Planèt-planèt bagéyan njero[sunting | sunting sumber]

Artikel utama: Planèt kebumian
Planèt-planèt bagéyan njero. Saka kiwa nengen: Merkurius, Venus, Bumi, lan Mars (ukuran miturut skala)

Papat planèt bagéyan njero utawa planèt kabumian (terrestrial planet) duwé komposisi batuan sing padhet, mèh ora duwé utawa ora nduwèni satelit lan ora duwé sistem cincin. Komposisi planèt-planèt iki utamané yaiku mineral kanthi titik lèlèh dhuwur, kayadéné silikat sing mbentuk intip lan slubung, lan logam kayadéné wesi lan nikel sing mbentuk intiné. Telu saka papat planèt iki (Venus, Bumi lan Mars) duwé atmosfèr, kabèh duwé kawah météor lan sifat-sifat lumahan tèktonis kayadéné gunung geni lan lembah pecahan. Planèt sing panggonané ing antarané Srengéngé lan Bumi (Merkurius lan Venus) diarani uga minangka planèt infèrior.

Merkurius[sunting | sunting sumber]
Merkurius (0,4 SA saka Srengéngé) iku planèt paling cerak saka Srengéngé sarta uga paling cilik (0,055 massa Bumi). Merkurius ora duwé satelit alami lan ciri géologisé saliyané kawah météorid sing dikawruhi yaiku lobed ridges utawa rupes, kamungkinan dumadi amarga pangerutan ing périodhe awal sajarahé.[26] Atmosfèr Merkurius sing mèh isa dilirwakaké kapérang saka atom-atom sing uwal saka lumahané amarga semburan angin surya.[27] Gedhéné inti wesi lan tipisé kerak Merkurius isih durung isa diterangaké. Miturut prakiran hipotésa lapisan njaba planèt iki ucul sawisé dumadi tabrakan gedhé, lan ngrembakané ("akresi") penuhé kacandhet déning ènèrgi awal Srengéngé.[28][29]
Venus[sunting | sunting sumber]
Venus (0,7 SA saka Srengéngé) mawa ukuran mèmper bumi (0,815 massa bumi). Lan kayadéné bumi, planèt iki duwé slimut kulit silikat sing kandel lan mawa inti wesi, atmosfèré uga kandel lan duwé aktivitas géologi. Ananging planèt iki luwih garing saka bumi lan atmosfèré kaping sanga luwih padhet saka bumi. Venus ora duwé satelit. Venus iku planèt paling panas kanthi suhu lumahan ngancik 400 °C, kamungkinan gedhé disebabaké gunggung gas omah kaca sing kakandhut ing njero atmosfèr.[30] Tekan saiki aktivitas géologis Venus durung didhetèksi, nanging amarga planèt iki ora duwé medhan magnèt sing bisa nyegah entèké atmosfèr, diduga sumber atmosfèr Venus asalé saka gunung geni.[31]
Bumi[sunting | sunting sumber]
Bumi (1 SA saka Srengéngé) iku planèt bagéan njero sing paling gedhé lan paling padhet, siji-sijiné sing dikawruhi duwé aktivitas géologi lan siji-sijiné planèt sing dikawruhi duwé mahluk urip. Hidrosfèr-é sing cuwèr iku khas ing antarané planèt-planèt kabumian lan uga arupa siji-sijiné planèt sing diamati duwé lèmpèng tèktonik. Atmosfèr bumi béda banget dibandhingaké planèt-planèt liyané, amarga dipangaruhi déning anané mahluk urip sing ngasilaké 21% oksigen.[32] Bumi duwé siji satelit, rembulan, siji-sijiné satelit gedhé saka planèt kabumian ing njero Tata Surya.
Mars[sunting | sunting sumber]
Mars (1,5 SA saka Srengéngé) kanthi ukuran luwih cilik saka bumi lan Venus (0,107 massa bumi). Planèt iki duwé atmosfèr tipis sing kandhutan utamané iku karbon dioksida. Lumahan Mars sing dikebaki gunung geni raseksa kayadéné Olympus Mons lan lembah retakan kayadéné Valles marineris, nuduhaké aktivitas géologis sing terus dumadi nganti saiki. Warna abangé asalé saka warna karat lemahé sing sugih wesi.[33] Mars duwé loro satelit alami cilik (Deimos lan Phobos) sing diduga arupa asteroid sing kajebak gravitasi Mars.[34]

Sabuk asteroid[sunting | sunting sumber]

Artikel utama: Sabuk asteroid
Sabuk asteroid utama lan asteroid Troya

Asteroid sacara umum iku objèk Tata Surya sing kapérang saka batuan lan mineral logam beku.[35]

Sabuk asteroid utama ana ing antarané orbit Mars lan Yupiter, leté watara 2,3 lan 3,3 SA saka Srengéngé, diduga arupa sisa saka bahan formasi Tata Surya sing gagal nggumpel amarga pangaruh gravitasi Yupiter.[36]

Gradhasi ukuran asteroid iku atusan kilomèter tekan mikroskopis. Kabèh asteroid, kejaba Ceres sing paling gedhé, diklasifikasikaké minangka benda cilik Tata Surya. Sapérangan asteroid kayadéné Vesta lan Hygiea mungkin bakal diklasifikasikaké minangka planèt cilik yèn kabukti wis ngancik kasetimbangan hidrostatik.[37]

Sabuk asteroid kapérang saka maèwu-èwu, mungkin yutan objèk kanthi dhiamèter sakilometer.[38] Senajan mangkono, massa total saka sabuk utama iki ora luwih saka saprasèwu massa bumi.[39] Sabuk utama ora rapet, kapal ruwang akasa sacara rutin nrobos dhaérah iki tanpa ngalami kacilakan. Asteroid sing dhiamèteré watara 10 lan 10−4 m disebut météorid.[40]

Ceres[sunting | sunting sumber]
Ceres

Ceres (2,77 SA) iku benda paling gedhé ing sabuk asteroid lan diklasifikasikaké minangka planèt cilik. Dhiamèteré iku kurang sithik saka 1000 km, cukup gedhé kanggo duwé gravitasi dhéwé kanggo nggumpel mbentuk bunderan. Ceres dianggep minangka planèt nalika ditemokaké ing abad ka 19, nanging di-réklasifikasi dadi asteroid nalika taun 1850an sawisé observasi luwih lanjut nemokaké sapérangan asteroid manèh.[41] Ceres diréklasifikasi lanjut nalika taun 2006 minangka planèt cilik.

Klompok asteroid[sunting | sunting sumber]

Asteroid ing sabuk utama dibagi dadi klompok lan keluwarga asteroid adhedhasar sifat-sifat orbité. Satelit asteroid iku asteroid sing ngiteri asteroid sing luwih gedhé. Satelit-satelit iki ora gampang dibédakaké saka satelit-satelit planèt, sok-sok mèh padha gedhéné karo pasangané. Sabuk asteroid uga duwé komèt sabuk utama sing mungkin arupa sumber banyu bumi.[42]

Asteroid-asteroid Trojan ana ing titik L4 atau L5 Yupiter (dhaérah gravitasi stabil sing ana ing ngarep lan mburi sawijining orbit planèt), sebutan "trojan" asring dipigunakaké kanggo objèk-objèk cilik ing Titik Langrange saka sawijining planèt utawa satelit. Klompok Asteroid Hilda ana ing orbit résonansi 2:3 saka Yupiter, sing tegesé klompok iki ngiteri Srengéngé kaping telu kanggo saben loro ideran Yupiter.

Bagéan njero Tata Surya uga dikebaki déning asteroid liar, sing akèh ngethok orbit-orbit planèt-planèt bagéan njero.

Tata Surya bagéyan njaba[sunting | sunting sumber]

Ing bagéyan njaba Tata Surya ana gas-gas raseksa karo satelit-satelité sing mawa ukuran planèt. Akèh komèt kanthi périodha cendhak kalebu sapérangan Centaur, uga duwé orbit ing dhaérah iki. Badan-badan padhet ing dhaérah iki ngandhut gunggung volatil (conto: banyu, amonia, métan, sing asring disebut "es" jroning pangistilahan èlmu kaplanètan) sing luwih dhuwur dibandhingaké planèt batuan ing bagéyan njero Tata Surya.

Planèt-planèt njaba[sunting | sunting sumber]

Artikel utama: Raseksa gas
Raseksa-raseksa gas jroning Tata Surya lan Srengéngé, adhedhasar skala

Kapapat planèt njaba, sing disebut uga planèt raseksa gas (gas giant), utawa planèt jovian, sacara kasluruhan nyakup 99 persèn massa sing ngorbit Srengéngé. Yupiter lan Saturnus sebagéan gedhé ngandhut hidrogen lan helium; Uranus lan Neptunus duwé proporsi ès sing luwih gedhé. Para astronom ngusulaké yèn kaloroné dikategorikaké dhéwé minangka raseksa ès.[43] Kapapat raseksa gas iki kabèh duwé cincin, senajan mung sistem cincin Saturnus sing bisa dideleng kanthi gampang saka bumi.

Yupiter[sunting | sunting sumber]
Yupiter (5,2 SA), kanthi massa kaping 318 massa bumi, iku massané kaping 2,5 massa saka gabungan kabèh planèt liyané. Kandhutan utamané iku hidrogen lan helium. Sumber panas ing njero Yupiter nyebabaké timbulé sapérangan ciri sèmi-permanèn ing atmosfèré, minangka conto pita pita awan lan Bintik Abang Raseksa. Sing dikawruhi, Yupiter duwé 63 satelit. Papat sing paling gedhé, Ganymede, Callisto, Io, lan Europa ngatonaké kamèmperan karo planèt kabumian, kayadéné gunung geni lan inti sing panas.[44] Ganymede, sing arupa satelit paling gedhé ing Tata Surya, duwé ukuran luwih gedhé saka Merkurius.
Saturnus[sunting | sunting sumber]
Saturnus (9,5 SA) sing ditepungi kanthi sistem cinciné, duwé sapérangan pepadhan karo Yupiter, minangka conto komposisi atmosfèré. Senajan Saturnus gehdéné mung 60% volume Yupiter, planèt iki mung duwé bobot kurang saka sapratelu Yupiter utawa kaping 95 massa bumi, agawé planèt iki arupa sawijining planèt sing paling ora padhet ing Tata Surya. Saturnus duwé 60 satelit sing dikawruhi tekan saiki (lan 3 sing durung dipesthèkaké) loro ing antarané Titan lan Enceladus, nuduhaké aktivitas géologis, senajan mèh kapérang mung saka ès waé.[45] Titan duwé ukuran luwih gedhé saka Merkurius lan arupa siji-sijiné satelit ing Tata Surya sing duwé atmosfèr sing cukup duwé arti.
Uranus[sunting | sunting sumber]
Uranus (19,6 SA) sing duwé massa kaping 14 massa bumi, iku planèt sing paling ènthèng ing antarané planèt-planèt njaba. Planèt iki duwé kabédan ciri orbit. Uranus ngiteri Srengéngé kanthi ukuran poros 90 drajat ing ekliptika. Planèt iki duwé inti sing adhem banget dibandhingaké gas raseksa liyané lan mung sithik mancaraké ènèrgi panas.[46] Uranus duwé 27 satelit sing dikawruhi, sing paling gedhé iku Titania, Oberon, Umbriel, Ariel lan Miranda.
Neptunus[sunting | sunting sumber]
Neptunus (30 SA) senajan luwih cilik sithik saka Uranus, duwé massa kaping 17 massa bumi, saéngga agawé planèt iki luwih padhet. Planèt iki mancaraké panas saka njero nanging ora akèh kayadéné Yupiter utawa Saturnus.[47] Neptunus duwé 13 satelit sing dikawruhi. Sing paling gedhé, Triton, géologiné aktif, lan duwé geyser nitrogèn cuwèr.[48] Triton iku siji-sijiné satelit gedhé sing orbité walik arah (retrogade). Neptunus uga diampingi sapérangan planèt minor ing orbité, sing disebut Trojan Neptunus. Bendha-bendha iki duwé résonansi 1:1 karo Neptunus.

Komèt[sunting | sunting sumber]

Artikel utama: Komèt
Komèt McNaught utawa C/2006 P1 dideleng saka Matakohe, New Zealand tanggal 20 Januari 2007 jam 9.03pm.

Komèt iku badan Tata Surya cilik, biasané mung mawa ukuran sapérangan kilomèter, lan kagawé saka ès volatil. Badan-badan iki duwé èksèntrisitas orbit dhuwur, sacara umum perihelion-é ana ing planèt-planèt bagéan njero lan panggonan aphelion-é luwih adoh saka Pluto. Nalika sawijining komèt ngleboni Tata Surya bagéan njero, ceraké let saka Srengéngé nyebabaké lumahan èsé ngalami sumblimasi lan ionisasi, sing ngasilaké koma, buntut gas lan lebu dawa, sing asring bisa dideleng kanthi mata langsung.

Komèt mawa périodha cendhak, duwé kalangsungan orbit kurang saka rongatus taun. Éwadéné komèt mawa périodha panjang, duwé orbit sing lumaku èwonan taun. Komèt mawa périodha cendhak dipercaya asalé saka Sabuk Kuiper, éwadéné komèt mawa périodha dawa, kayadéné Hale-bopp, asalé saka Awan Oort. Akèh klompok komèt, kayadéné Kreutz Sungrazers, kawangun saka pecahan sawijining indhuk tunggal.[49] Sebagéan komèt mawa orbit hiperbolik mungkin asalé saka njaba Tata Surya, nanging nemtokaké jalur orbité sacara mesthi iku angèl banget.[50] Komèt tuwa sing bahan volatilesé wis entèk amarga panas Srengéngé asring dikategorikaké minangka asteroid.[51]

Centaur[sunting | sunting sumber]

Centaur iku bendha-bendha ès mèmper komèt sing poros semi-majoré luwih gedhé saka Yupiter (5,5 SA) lan luwih cilik saka Neptunus (30 SA). Centaur paling gedhé sing dikawruhi yaiku, 10199 Chariklo, kanthi dhiamèter 250 km.[52] Centaur temonan pisanan, 2060 Chiron, uga diklasifikasikaké minangka komèt (95P) amarga duwé koma padha kayadéné komèt yèn nyedhaki Srengéngé.[53] Sapérangan astronom nglasifikasikaké Centaurs minangka objèk sabuk Kuiper sebaran-menyang-njero (inward-scattered Kuiper belt objects), sairing karo sebaran metu sing manggon ing piringan kasebar (outward-scattered residents of the scattered disc).[54]

Dhaérah trans-Neptunus[sunting | sunting sumber]

Plot kabèh objèk sabuk Kuiper
Dhiagram sing nuduhaké pambagian sabuk Kuiper

Dhaérah sing ana adoh ngliwati Neptunus, utawa dhaérah trans-Neptunus, sebagéan gedhé durung dièksplorasi. Miturut praduga dhaérah iki sebagéan gedhé kapérang saka donya-donya cilik (sing paling gedhé duwé dhiamèter sapralima bumi lan massané adoh luwih cilik saka rembulan) lan utamané ngandhut watu lan ès. Dhaérah iki uga ditepungi minangka dhaérah njaba Tata Surya, senajan manéka wong migunakaké istilah iki kanggo dhaérah sing ana ngluwihi sabuk asteroid.

Sabuk Kuiper[sunting | sunting sumber]

Artikel utama: Sabuk Kuiper

Sabuk Kuiper iku sawijining cincin raseksa mèmper karo sabuk asteroid, nanging komposisi utamané iku ès. Sabuk iki manggon ana ing antarané 30 lan 50 SA, lan kapérang saka bendha cilik Tata Surya. Senajan mangkono, sapérangan objèk Kuiper sing paling gedhé, kayadéné Quaoar, Varuna, lan Orcus, mungkin bakal diklasifikasikaké minangka planèt cilik. Para èlmuwan mrakirakaké ana watara 100.000 objèk Sabuk Kuiper kanthi dhiamèter luwih saka 50 km, nanging diprakirakaké massa total Sabuk Kuiper mung saprasepuluh massa bumi.[55] Akèh objèk Kuiper duwé satelit gandha lan akèh-akèhé duwé orbit ing njaba bidhang èliptika.

Sabuk Kuiper sacara kasar bisa dibagi dadi "sabuk klasik" lan résonansi. Résonansi iku orbit sing agandhèng marang Neptunus (conto: loro orbit kanggo saben telu orbit Neptunus utawa siji kanggo saben loro). Résonansi sing pisanan awalé ing Neptunus dhéwé. Sabuk klasik kapérang saka objèk sing ora duwé résonansi karo Neptunus, lan manggon watara 39,4 SA tekan 47,7 SA.[56] Anggota dari sabuk klasik diklasifikasikan sebagai cubewanos, setelah anggota jenis pertamanya ditemukan (15760) 1992QB1 [57]

Pluto lan Charon[sunting | sunting sumber]
Pluto lan katelu satelité

Pluto (rata-rata 39 SA), sawijining planèt cilik, iku objèk paling gedhé sing dikawruhi ing Sabuk Kuiper. Nalika ditemokaké ing taun 1930, bendha iki dianggep minangka planèt sing kasanga, dhéfinisi iki diganti nalika taun 2006 kanthi diangkaté dhéfinisi formal planèt. Pluto duwé kamiringan orbit cukup èksèntrik (17 drajat saka bidhang èkliptika) lan leté 29,7 SA saka Srengéngé ing titik perihelion (padha leté karo orbit Neptunus) tekan 49,5 SA ing titik aphelion.

Ora cetha apa Charon, satelit Pluto sing paling gedhé, bakal terus diklasifikasikaké minangka satelit utawa dadi sawijining planèt cilik uga. Pluto lan Charon, kaloroné ngiteri titik barycenter gravitasi ing ndhuwur lumahané, sing gawé Pluto-Charon sawijining sistem gandha. Loro satelit sing adoh luwih cilik Nix lan Hydra uga ngiteri Pluto lan Charon. Pluto ana ing sabuk résonan lan duwé 3:2 résonansi karo Neptunus, sing tegesé Pluto ngiteri Srengéngé kaping loro kanggo saben telung ideran Neptunus. Objèk sabuk Kuiper sing orbité duwé résonansi sing padha disebut plutino.[58]

Haumea lan Makemake[sunting | sunting sumber]

Haumea (rata-rata 43,34 SA) lan Makemake (rata-rata 45,79 SA) iku loro objèk paling gedhé sing dikawruhi ing njero sabuk Kuiper klasik. Haumea iku sawijining objèk kanthi wangun endhog lan duwé satelit loro. Makemake iku objèk paling kinclong ing sabuk Kuiper sawisé Pluto. Ing awalé dijenengi 2003 EL61 lan 2005 FY9, nalika taun 2008 diwènèhi jeneng lan status minangka planèt cilik. Orbit kaloroné duwé inklinasi adoh luwih mbujur saka Pluto (28° lan 29°) [59] lan béda kayadéné Pluto, kaloroné ora dipangaruhi déning Neptunus, minangka bagéan saka klompok Objèk Sabuk Kuiper klasik.

Piringan kasebar[sunting | sunting sumber]

Artikel utama: Piringan kasebar
Ireng: kasebar; biru: klasik; ijo: résonan
Eris lan satelité Dysnomia

Piringan kasebar (scattered disc) silih potong karo sabuk Kuiper lan nyebar metu adoh luwih wiyar. Dhaérah iki diduga arupa sumber komèt mawa périodha cendèk. Objèk piringan kasebar diduga kaoncataké menyang orbit sing ora tinentu amarga pangaruh gravitasi saka gerakan migrasi awal Neptunus. Akèh-akèhé objèk piringan kasebar (scattered disc objects, utawa SDO) duwé perihelion ing njero sabuk Kuiper lan aphelion adohé mèh 150 SA saka Srengéngé. Orbit OPT uga duwé inklinasi dhuwur ing bidhang èkliptika lan asring mèh kanthi pojok siku-siku. Sapérangan astronom nggolongaké piringan kasebar mung minangka bagéan saka sabuk Kuiper lan njuluki piringan kasebar minangka "objèk sabuk Kuiper kasebar" (scattered Kuiper belt objects).[60]

Eris[sunting | sunting sumber]

Eris (rata-rata 68 SA) iku objèk piringan kasebar paling gedhé sing dikawruhi lan nyebabaké wiwitané dhebat babagan dhéfinisi planèt, amarga Eris mung 5%luwih gedhé saka Pluto lan duwé prakiran dhiamèter watara 2.400 km. Eris iku planèt cilik paling gedhé sing dikawruhi lan duwé satelit siji, Dysnomia.[61] Kayadéné Pluto, orbité duwé èksèntrisitas dhuwur, kanthi titik perihelion 38,2 SA (mèmper let Pluto menyang Srengéngé) lan titik aphelion 97,6 SA kanthi bidhang èkliptika mbujur banget.

Dhaérah paling adoh[sunting | sunting sumber]

Titik papan Tata Surya pungkasan lan ruwang antar lintang wiwit ora persis kadhéfinisi. Watesan-watesan njaba iki kabentuk saka loro gaya tekan sing kapisah: angin surya lan gravitasi Srengéngé. Watesan paling adoh pangaruh angin surya kira-kira leté kaping papat let Pluto lan Srengéngé. Heliopause iki disebut minangka titik awal médhium antar lintang. Ananging Bal Roche Srengéngé, let èfèktif pangaruh gravitasi Srengéngé, diprakirakaké nyakup watara kaping sèwu luwih adoh.

Heliopause[sunting | sunting sumber]

Heliopause dibagi dadi rong bagéan kapisah. Méga angin sing obah ing kacepetan 400 km/dhetik nganti nabrak plasma saka médhium ruwang antarlintang. Tabrakan iki dumadi ing benturan tèrminasi sing kira kira ana ing 80-100 SA saka Srengéngé ing dhaérah lawan angin lan watara 200 SA saka Srengéngé ing dhaérah saarah jurusan angin. Banjur angin saya alon dramatis, saya mampet lan owah dadi kenceng, mbentuk struktur oval sing ditepungi minangka heliosheath, kanthi kelakuan mèmper kayadéné buntut komèt, saya ngulur metu adohé 40 SA ing bagéan arah lawan angin lan matikel-tikel luwih adoh ing sisih liyané. Voyager 1 lan Voyager 2 dilapuraké wis nembus benturan terminasi iki lan ngleboni heliosheath, ing let 94 lan 84 SA saka Srengéngé. Watesan njaba saka heliosfer, heliopause, iku titik papan angin surya mandheg lan ruwang antar lintang kawiwitan.

Bentuk saka pucuk njaba heliosfer kamungkinan dipangaruhi saka dhinamika fluida saka interaksi médhium antarlintang lan uga médhan magnèt Srengéngé sing ngarah ing sisih kidul (saéngga mènèhi bentuk bujel ing hemisfer lor kanthi let 9 SA, lan luwih adoh tinimbang hemisfer kidul. Saluwihé saka heliopause, ing let watara 230 SA, ana benturan busur, jaluran ombak plasma sing ditinggalaké Srengéngé sairing iderané mubeng ing Bima Sakti.

Tekan saiki durung ana kapal njaba akasa sing ngliwati heliopause, saéngga oraa mungkin ngawruhi kondhisi ruwang antarlintang lokal kanthi mesthi. Diarepaké satelit NASA voyager bakal nembus heliopause ing watara dhékade ngarep lan ngirim manèh data tingkat radhiasi lan angin surya. Kanggo iku, sawijining tim sing dibiyayani NASA wis ngembangaké konsèp "Vision Mission" sing bakal kusus ngirimaké satelit panjajak menyang heliosfer.

Méga Oort[sunting | sunting sumber]

Artikel utama: Méga Oort
Gambaran sawijining artis ngenani Méga Oort

Sacara hipotèsa, Méga Oort iku sawijining massa mawa ukuran raseksa sing kapérang saka matrilyun-trilyun objèk ès, dipracaya arupa sumber komèt mawa périodha dawa. Méga iki nylubungi srengéngé ing let watara 50.000 SA (watara 1 taun cahya) tekan adohé 100.000 SA (1,87 taun cahya). Dhaérah iki dipracaya ngandhut komèt sing luwar saka bagéan njero Tata Surya amarga interaksi karo planèt-planèt bagéan njaba. Objèk Méga Oort obah alon banget lan bisa digoncangaké déning kahanan-kahanan langka kayadéné tabrakan, èfèk gravitasi saka liwaté lintang, utawa gaya pasang galaksi, gaya pasang sing disurung Bima Sakti.[62][63]

Sedna[sunting | sunting sumber]

Foto teleskop Sedna

90377 Sedna (rata-rata 525,86 SA) iku sawijining bendha semu abang mèmper Pluto kanthi orbit raseksa sing èliptis banget, watara 76 SA ing perihelion lan 928 SA ing aphelion lan duwé jangka orbit 12.050 taun. Mike Brown, panemu objèk iki nalika taun 2003, negesaké yèn Sedna ora arupa bagéan saka piringan kasebar utawa uga sabuk Kuiper amarga perihelioné adoh banget saka pangaruh migrasi Neptunus. Dhèwèké lan sapérangan astronom liyané duwé pendhapat yèn Sedna iku objèk pisanan saka sawijining klompok anyar, sing mungkin uga nyakup 2000 CR105. Sawijining bendha mawa titik perihelion ing 45 SA, aphelion ing 415 SA, lan duwé jangka orbit 3.420 taun. Brown njuluki klompok iki "Méga Oort bagéan njero", amarga mungkin kabentuk liwat prosès sing mèmper, senajan adoh luwih cedhak menyang Srengéngé. Kamungkinan gedhé Sedna iku sawijining planèt cilik, senajan bentuk kabubunderané isih kudu ditemtokaké kanthi cetha.

Watesan-watesan[sunting | sunting sumber]

Delengen uga: Planèt X

Akèh perkara saka Tata Suryané awaké dhéwé sing isih durung dikawruhi. Médhan gravitasi Srengéngé diprakirakaké ndhominasi gaya gravitasi lintang-lintang sakupengé nganti adohé rong taun cahya (125.000 SA). Prakiran ngisor radhius Méga Oort, ing sisih liya, ora luwih gedhé saka 50.000 SA.[64] Senajan Sedna wis ditemokaké, dhaérah antarané Sabuk Kuiper lan Méga Oort, sawijining dhaérah sing duwé radhius puluhan èwu SA, bisa ditélakaké durung dipetakaké. Saliyané iku, uga ana studi sing lagi lumaku, sing nyinaoni dhaérah antarané Merkurius lan Srengéngé.[65] Objèk-objèk anyar mungkin isih bakal ditemokaké ing dhaérah sing durung dipetakaké.

Dhimènsi[sunting | sunting sumber]

Pabandhingan sapérangan ukuran wigati planèt-planèt:

Karakteristik Merkurius Venus Bumi Mars Yupiter Saturnus Uranus Neptunus
Let orbit (yuta km) (SA) 57,91 (0,39) 108,21 (0,72) 149,60 (1,00) 227,94 (1,52) 778,41 (5,20) 1.426,72 (9,54) 2.870,97 (19,19) 4.498,25 (30,07)
Wektu ideran (taun) 0,24 (88 dina) 0,62 (224 dina) 1,00 1,88 11,86 29,45 84,02 164,79
Jangka rotasi 58,65 dina 243,02 dina 23 jam 56 menit 24 jam 37 menit 9 jam 55 menit 10 jam 47 menit 17 jam 14 menit 16 jam 7 menit
Èksèntrisitas ideran 0,206 0,007 0,017 0,093 0,048 0,054 0,047 0,009
Pojok inklinasi orbit (°) 7,00 3,39 0,00 1,85 1,31 2,48 0,77 1,77
Pojok inklinasi ékuator marang orbit (°) 0,00 177,36 23,45 25,19 3,12 26,73 97,86 29,58
Dhiamèter ékuator (km) 4.879 12.104 12.756 6.805 142.984 120.536 51.118 49.528
Massa (dibandhingaké Bumi) 0,06 0,81 1,00 0,15 317,8 95,2 14,5 17,1
Kapadhetan manengah (g/cm³) 5,43 5,24 5,52 3,93 1,33 0,69 1,27 1,64
Suhu lumahan
min.
manengah
maks.

-173 °C
+167 °C
+427 °C

+437 °C
+464 °C
+497 °C

-89 °C
+15 °C
+58 °C

-133 °C
-55 °C
+27 °C


-108 °C


-139 °C


-197 °C


-201 °C

Kontèks galaksi[sunting | sunting sumber]

Lokasi Tata Surya ing njero galaksi Bima Sakti
Lukisan artis saka Gelembung Lokal

Tata Surya ana ing galaksi Bima Sakti, sawijining galaksi spiral sing dhiamèteré watara 100.000 taun cahya lan duwé watara 200 milyar lintang.[66] Srengéngé manggon ing salah siji lengen spiral galaksi sing disebut Lengen Orion.[67] Panggonan Srengéngé leté watara 25.000 lan 28.000 taun cahya saka pusat galaksi, kanthi kacepetan orbit ngupengi pusat galaksi watara 2.200 kilometer per dhetik.

Saben révolusiné duwé jangka 225-250 yuta taun. Wektu révolusi iki ditepungi minangka taun galaksi Tata Surya.[68] Apex Srengéngé, arah jalur Srengéngé ing ruwang semesta, cerak panggonané karo rasi lintang Herkules kaarah ing posisi akir lintang Vega.[69]

Panggonan Tata Surya ing njero galaksi duwé peran wigati jroning évolusi kauripan ing Bumi. Wangun orbit bumi iku mèmper bunderan kanthi kacepetan mèh padha karo lengen spiral galaksi, mula bumi arang banget nrobos jalur lengen. Lengen spiral galaksi duwé konsèntrasi supernova dhuwur sing duwé potènsi bebaya gedhé banget tumrap kauripan ing Bumi. Kahanan iki mènèhi Bumi jangka stabilitas sing dawa sing mungkinaké évolusi kauripan.[70]

Tata Surya manggon adoh saka dhaérah padhet lintang ing pusat galaksi. Ing dhaérah pusat, tarikan gravitasi lintang-lintang sing silih cerak bisa nggoyang bendha-bendha ing Méga Oort lan nembakaké komèt-komèt menyang bagéan njero Tata Surya. Iki bisa ngasilaké potènsi tabrakan sing ngrusak kauripan ing Bumi.

Intènsitas radhiasi saka pusat galaksi uga mangaruhi perkembangan bentuk urip tingkat dhuwur. Senajan mangkoko, para èlmuwan duwé hipotèsa yèn ing lokasi Tata Surya saiki iki supernova wis mangaruhi kauripan ing Bumi ing 35.000 taun pungkasan kanthi nguncalaké pecahan-pecahan inti lintang menyang Srengéngé jroning bentuk lebu radhiasi utawa bahan sing luwih gedhé liyané, kayadéné manéka bendha mèmper komèt.[71]

Dhaérah lingkungan sakupengé[sunting | sunting sumber]

Lingkungan galaksi paling cedhak saka Tata Surya iku sawijining papan sing diarani Méga Antarlintang Lokal (Local Interstellar Cloud, utawa Local Fluff), yaiku wilayah kanthi méga kandel sing ditepungi kanthi aran Gelembung Lokal (Local Bubble), sing ana ing tengah-tengah wilayah sing arang. Gelembung Lokal iki wanguné rongga mèmper jam gesik sing ana ing médhium antarlintang, lan mawa ukuran watara 300 taun cahya. Gelembung iki kebak sebaran plasma kanthi suhu dhuwur sing mungkin asalé saka sapérangan supernova sing durung suwé dumadi.[72]

Ing sajroning let sepuluh taun cahya (95 triliun km) saka Srengéngé, gunggung lintang rélatif sithik. Lintang sing paling cerak yaiku sistem kembar telu Alpha Centauri, sing leté 4,4 taun cahya. Alpha Centauri A lan B arupa lintang gandha mèmper karo Srengéngé, éwadéné Centauri C iku cilik abang (disebut uga Proxima Centauri) sing ngideri kembaran gandha pisanan ing let 0,2 taun cahya.

Lintang-lintang paling cerak sabanjuré yaiku sawijining cilik abang sing dijenengi Lintang Barnard (5,9 taun cahya), Wolf 359 (7,8 taun cahya) lan Lalande 21185 (8,3 taun cahya). Lintang paling gedhé jroning let sepuluh taun cahya yaiku Sirius, sawijining lintang kinclong dikategoriaké 'urutan utama' kira-kira duwé massa kaping loroné massa Srengéngé, lan dikupengi déning sawijining cilik putih kanthi jeneng Sirius B. Kaloroné leté 8,6 taun cahya. Sisa sistem saluwihé sing ana ing njero let 10 taun cahya iku sistem lintang gandha cilik abang Luyten 726-8 (8,7 taun cahya) lan sawijining cilik abang kanthi jeneng Ross 154 (9,7 taun cahya).[73]

Lintang tunggal paling cerak sing mèmper Srengéngé yaiku Tau Ceti, sing ana ing 11,9 taun cahya. Lintang iki kira-kira ukurané 80% bobot Srengéngé, nanging kakinclongané (luminositas) mung 60%.[74] Planèt njaba Tata Surya paling cerak saka Srengéngé, sing dikawruhi tekan saiki yaiku ing lintang Epsilon Eridani, sawijining lintang sing luwih pudhar sithik lan luwih abang dibandhingaké Srengéngé. Panggoné watara 10,5 taun cahya. Planèt lintang iki sing wis dipesthèkaké, kanthi jeneng Epsilon Eridani b, kurang luwih ukurané kaping 1,5 massa Yupiter lan ngupengi indhuk lintangé kanthi let 6,9 taun cahya.[75]

Cathetan[sunting | sunting sumber]

  1. ^ Kapitalisasi istilah iki manéka. Persatuan Astronomi Internasional, badan sing ngurusi masalah panengeran astronomis, nyebutaké yèn kabèh objèk astronomi dikapitalisasi jenengé (Tata Surya). Nanging, istilah iki uga asring ditemoni jroning wangun huruf cilik (tata surya)
  2. ^ Delengen Dhaptar satelit kanggo kabèh satelit alami saka wolu planèt lan lima planèt cilik.
  3. ^ Massa Tata Surya ora klebu Srengéngé, Yupiter, lan Saturnus, bisa diétung kanthi nambahaké kabèh massa objèk paling gedhé sing diétung lan migunakaké pangétungan kasar kanggo massa méga Oort (watara kaping 3 massa Bumi),,[76] sabuk Kuiper (watara kaping 0,1 massa Bumi)[55] lan sabuk asteroid (watara kaping 0,0005 massa Bumi)[39] kanthi total massa kaping ~37 massa Bumi, utawa 8,1 persèn massa ing orbit ing sakupengé Srengéngé. Yèn dikurangi nganggo massa Uranus lan Neptunus (kaloroné kaping ~31 massa Bumi), sisané kaping ~6 massa Bumi arupa 1,3 persèn saka massa sakabèhané.
  4. ^ Astronom ngukur let ing njero Tata Surya kanthi satuan astronomi (SA). Siji SA leté watara let rata-rata Srengéngé lan Bumi, utawa 149.598.000 km. Pluto leté watara 38 SA saka Srengéngé, Yupiter 5,2 SA. Siji taun cahya iku 63.240 SA..

Réferènsi[sunting | sunting sumber]

  1. ^ Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (English: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Volume 1)
  2. ^ See, T. J. J. (1909). "The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System". Proceedings of the American Philosophical Society 48: 119. http://links.jstor.org/sici?sici=0003-049X%28190901%2F04%2948%3A191%3C119%3ATPHOTE%3E2.0.CO%3B2-U&size=LARGE. Retrieved 2006-07-23.
  3. ^ a b c M. M. Woolfson (1993). "The Solar System: Its Origin and Evolution". Journal of the Royal Astronomical Society 34: 1–20. http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1993QJRAS..34....1W&db_key=AST&page_ind=0&data_type=GIF&type=SCREEN_VIEW&classic=YES. Retrieved 2008-04-16.
  4. ^ Benjamin Crowell (1998-2006). "5". Conservation Laws. lightandmatter.com. http://www.lightandmatter.com/html_books/2cl/ch05/ch05.html.
  5. ^ M Woolfson (2000). "The origin and evolution of the solar system". Astronomy & Geophysics 41: 1.12. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x.
  6. ^ nineplanets.org. "An Overview of the Solar System". http://www.nineplanets.org/overview.html. Retrieved 2007-02-15.
  7. ^ Amir Alexander (2006). "New Horizons Set to Launch on 9-Year Voyage to Pluto and the Kuiper Belt". The Planetary Society. http://www.planetary.org/news/2006/0116_New_Horizons_Set_to_Launch_on_9_Year.html. Retrieved 2006-11-08.
  8. ^ a b c "The Final IAU Resolution on the definition of "planet" ready for voting", IAU, 2006-08-24. diaksès tanggal 2007-03-02. 
  9. ^ "Dwarf Planets and their Systems". Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). U.S. Geological Survey. 2008-11-07. http://planetarynames.wr.usgs.gov/append7.html#DwarfPlanets. Retrieved 2008-07-13.
  10. ^ "Plutoid chosen as name for Solar System objects like Pluto". International Astronomical Union (News Release - IAU0804), Paris. 11 June 2008. http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0804. Retrieved 2008-06-11.
  11. ^ Feaga, L (2007). "Asymmetries in the distribution of H2O and CO2 in the inner coma of Comet 9P/Tempel 1 as observed by Deep Impact". Icarus 190: 345. Bibcode 2007Icar..190..345F. doi:10.1016/j.icarus.2007.04.009.
  12. ^ Michael Zellik (2002). Astronomy: The Evolving Universe (9th ed.). Cambridge University Press. pp. 240. ISBN 0521800900. OCLC 46685453 223304585 46685453.
  13. ^ Smart, R. L.; Carollo, D.; Lattanzi, M. G.; McLean, B.; Spagna, A. (2001). "The Second Guide Star Catalogue and Cool Stars". Perkins Observatory. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001udns.conf..119S. Retrieved 2006-12-26.
  14. ^ Nir J. Shaviv (2003). "Towards a Solution to the Early Faint Sun Paradox: A Lower Cosmic Ray Flux from a Stronger Solar Wind". Journal of Geophysical Research 108: 1437. doi:10.1029/2003JA009997. http://arxiv.org/abs/astroph/0306477v2. Retrieved 20090126.
  15. ^ T. S. van Albada, Norman Baker (1973). "On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters". Astrophysical Journal 185: 477–498. doi:10.1086/152434.
  16. ^ Charles H. Lineweaver (2001-03-09). "An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect". University of New South Wales. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0012399. Retrieved 2006-07-23.
  17. ^ "Solar Physics: The Solar Wind". Marshall Space Flight Center. 2006-07-16. http://solarscience.msfc.nasa.gov/SolarWind.shtml. Retrieved 2006-10-03.
  18. ^ Phillips, Tony (2001-02-15). "The Sun Does a Flip". Science@NASA. http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm. Retrieved 2007-02-04.
  19. ^ A Star with two North Poles, April 22, 2003, Science @ NASA
  20. ^ Riley, Pete; Linker, J. A.; Mikić, Z., "Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations", (2002) Journal of Geophysical Research (Space Physics), Volume 107, Issue A7, pp. SSH 8-1, CiteID 1136, DOI 10.1029/2001JA000299. (Full text)
  21. ^ Cithakan:Cite science
  22. ^ Langner, U. W.; M.S. Potgieter (2005). "Effects of the position of the solar wind termination shock and the heliopause on the heliospheric modulation of cosmic rays". Advances in Space Research 35 (12): 2084–2090. doi:10.1016/j.asr.2004.12.005. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AdSpR..35.2084L. Retrieved 2007-02-11.
  23. ^ "Long-term Evolution of the Zodiacal Cloud". 1998. http://astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/1997/zodiac/backman/IIIc.html. Retrieved 2007-02-03.
  24. ^ "ESA scientist discovers a way to shortlist stars that might have planets". ESA Science and Technology. 2003. http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=29471. Retrieved 2007-02-03.
  25. ^ Landgraf, M.; Liou, J.-C.; Zook, H. A.; Grün, E. (May 2002). "Origins of Solar System Dust beyond Jupiter". The Astronomical Journal 123 (5): 2857–2861. doi:10.1086/339704. http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/123/5/2857/201502.html. Retrieved 2007-02-09.
  26. ^ Schenk P., Melosh H.J. (1994), Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury's Lithosphere, Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference, 1994LPI....25.1203S
  27. ^ Bill Arnett (2006). "Mercury". The Nine Planets. http://www.nineplanets.org/mercury.html. Retrieved 2006-09-14.
  28. ^ Benz, W., Slattery, W. L., Cameron, A. G. W. (1988), Collisional stripping of Mercury's mantle, Icarus, v. 74, p. 516–528.
  29. ^ Cameron, A. G. W. (1985), The partial volatilization of Mercury, Icarus, v. 64, p. 285–294.
  30. ^ Mark Alan Bullock. "The Stability of Climate on Venus" (PDF). Southwest Research Institute. Diaksès 26 Desember 2006.
  31. ^ Paul Rincon (1999). "Climate Change as a Regulator of Tectonics on Venus" (PDF). Johnson Space Center Houston, TX, Institute of Meteoritics, University of New Mexico, Albuquerque, NM. http://www.boulder.swri.edu/~bullock/Homedocs/Science2_1999.pdf. Retrieved 2006-11-19.
  32. ^ Anne E. Egger, M.A./M.S.. "Earth's Atmosphere: Composition and Structure". VisionLearning.com. http://www.visionlearning.com/library/module_viewer.php?c3=&mid=107&l=. Retrieved 2006-12-26.
  33. ^ David Noever (2004). "Modern Martian Marvels: Volcanoes?". NASA Astrobiology Magazine. http://www.astrobio.net/news/modules.php?op=modload&name=News&file=article&sid=1360&mode=thread&order=0&thold=0. Retrieved 2006-07-23.
  34. ^ Scott S. Sheppard, David Jewitt, and Jan Kleyna (2004). "A Survey for Outer Satellites of Mars: Limits to Completeness". The Astronomical Journal. http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/128/5/2542/204263.html. Retrieved 2006-12-26.
  35. ^ "Are Kuiper Belt Objects asteroids? Are large Kuiper Belt Objects planets?". Cornell University. http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=601. Retrieved 2009-03-01.
  36. ^ Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; Chambers, J. (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt" (PDF). Icarus 153: 338–347. doi:10.1006/icar.2001.6702. http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf. Retrieved 2007-03-22.
  37. ^ "IAU Planet Definition Committee". International Astronomical Union. 2006. http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0601/newspaper/. Retrieved 2009-03-01.
  38. ^ "New study reveals twice as many asteroids as previously believed". ESA. 2002. http://www.esa.int/esaCP/ESAASPF18ZC_index_0.html. Retrieved 2006-06-23.
  39. ^ a b Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I. (July 2002). "Hidden Mass in the Asteroid Belt". Icarus 158 (1): 98–105. doi:10.1006/icar.2002.6837. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002Icar..158...98K&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=4326fb2cf906949.
  40. ^ Beech, M.; Duncan I. Steel (September 1995). "On the Definition of the Term Meteoroid". Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 36 (3): 281–284. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1995QJRAS..36..281B&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=44b52c369007834. Retrieved 2006-08-31.
  41. ^ "History and Discovery of Asteroids" (DOC). NASA. http://dawn.jpl.nasa.gov/DawnClassrooms/1_hist_dawn/history_discovery/Development/a_modeling_scale.doc. Retrieved 2006-08-29.
  42. ^ Phil Berardelli (2006). "Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water". SpaceDaily. http://www.spacedaily.com/reports/Main_Belt_Comets_May_Have_Been_Source_Of_Earths_Water.html. Retrieved 2006-06-23.
  43. ^ Jack J. Lissauer, David J. Stevenson (2006). "Formation of Giant Planets" (PDF). NASA Ames Research Center; California Institute of Technology. http://www.gps.caltech.edu/uploads/File/People/djs/lissauer&stevenson(PPV).pdf. Retrieved 2006-01-16.
  44. ^ Pappalardo, R T (1999). "Geology of the Icy Galilean Satellites: A Framework for Compositional Studies". Brown University. http://www.agu.org/cgi-bin/SFgate/SFgate?&listenv=table&multiple=1&range=1&directget=1&application=fm99&database=%2Fdata%2Fepubs%2Fwais%2Findexes%2Ffm99%2Ffm99&maxhits=200&=%22P11C-10%22. Retrieved 2006-01-16.
  45. ^ J. S. Kargel (1994). "Cryovolcanism on the icy satellites". U.S. Geological Survey. http://www.springerlink.com/content/n7435h4506788p22/. Retrieved 2006-01-16.
  46. ^ Hawksett, David; Longstaff, Alan; Cooper, Keith; Clark, Stuart (2005). "10 Mysteries of the Solar System". Astronomy Now. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AsNow..19h..65H. Retrieved 2006-01-16.
  47. ^ Podolak, M.; Reynolds, R. T.; Young, R. (1990). "Post Voyager comparisons of the interiors of Uranus and Neptune". NASA, Ames Research Center. http://adsabs.harvard.edu/abs/1990GeoRL..17.1737P. Retrieved 2006-01-16.
  48. ^ Duxbury, N.S., Brown, R.H. (1995). "The Plausibility of Boiling Geysers on Triton". Beacon eSpace. http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/handle/2014/28034?mode=full. Retrieved 2006-01-16.
  49. ^ Sekanina, Zdenek (2001). "Kreutz sungrazers: the ultimate case of cometary fragmentation and disintegration?". Publications of the Astronomical Institute of the Academy of Sciences of the Czech Republic 89 p.78–93.
  50. ^ Królikowska, M. (2001). "A study of the original orbits of hyperbolic comets". Astronomy & Astrophysics 376 (1): 316–324. doi:10.1051/0004-6361:20010945. http://www.aanda.org/index.php?option=com_base_ora&url=articles/aa/full/2001/34/aa1250/aa1250.right.html&access=standard&Itemid=81. Retrieved 2007-01-02.
  51. ^ Fred L. Whipple (1992-04). "The activities of comets related to their aging and origin". http://www.springerlink.com/content/x0358l71h463w246/. Retrieved 2006-12-26.
  52. ^ 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". http://arxiv.org/abs/astro-ph/0702538v2. Retrieved 2008-09-21.
  53. ^ Patrick Vanouplines (1995). "Chiron biography". Vrije Universitiet Brussel. http://www.vub.ac.be/STER/www.astro/chibio.htm. Retrieved 2006-06-23.
  54. ^ "List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects". IAU: Minor Planet Center. http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/Centaurs.html. Retrieved 2007-04-02.
  55. ^ a b Audrey Delsanti and David Jewitt (2006). "The Solar System Beyond The Planets" (PDF). Institute for Astronomy, University of Hawaii. Archived from the original on 2006-05-25. http://web.archive.org/20060525051103/www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/2006/DJ06.pdf. Retrieved 2007-01-03.
  56. ^ M. W. Buie, R. L. Millis, L. H. Wasserman, J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, E. I. Chiang, A. B. Jordan, K. J. Meech, R. M. Wagner, D. E. Trilling (2005). "Procedures, Resources and Selected Results of the Deep Ecliptic Survey". Lowell Observatory, University of Pennsylvania, Large Binocular Telescope Observatory, Massachusetts Institute of Technology, University of Hawaii, University of California at Berkeley. http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F0309251. Retrieved 2006-09-07.
  57. ^ E. Dotto1, M.A. Barucci2, and M. Fulchignoni (2006-08-24). "Beyond Neptune, the new frontier of the Solar System" (PDF). http://sait.oat.ts.astro.it/MSAIS/3/PDF/20.pdf. Retrieved 2006-12-26.
  58. ^ Cithakan:Cite science
  59. ^ Marc W. Buie (2008-04-05). "Orbit Fit and Astrometric record for 136472". SwRI (Space Science Department). http://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/136472.html. Retrieved 2008-07-13.
  60. ^ David Jewitt (2005). "The 1000 km Scale KBOs". University of Hawaii. Archived from the original on 2002-12-15. http://web.archive.org/20021215074450/www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/kb/big_kbo.html. Retrieved 2006-07-16.
  61. ^ Mike Brown (2005). "The discovery of 2003 UB313 Eris, the 10th planet largest known dwarf planet.". CalTech. http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/planetlila/. Retrieved 2006-09-15.
  62. ^ Stern SA, Weissman PR. (2001). "Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort cloud.". Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado. http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?cmd=Retrieve&db=PubMed&list_uids=11214311&dopt=Citation. Retrieved 2006-11-19.
  63. ^ Bill Arnett (2006). "The Kuiper Belt and the Oort Cloud". nineplanets.org. http://www.nineplanets.org/kboc.html. Retrieved 2006-06-23.
  64. ^ T. Encrenaz, JP. Bibring, M. Blanc, MA. Barucci, F. Roques, PH. Zarka (2004). The Solar System: Third edition. Springer. pp. 1.
  65. ^ Durda D.D.; Stern S.A.; Colwell W.B.; Parker J.W.; Levison H.F.; Hassler D.M. (2004). "A New Observational Search for Vulcanoids in SOHO/LASCO Coronagraph Images". http://www.ingentaconnect.com/search/expand?pub=infobike://ap/is/2000/00000148/00000001/art06520&unc=ml. Retrieved 2006-07-23.
  66. ^ A.D. Dolgov (2003). "Magnetic fields in cosmology". http://arxiv.org/abs/astro-ph/0306443. Retrieved 2006-07-23.
  67. ^ R. Drimmel, D. N. Spergel (2001). "Three Dimensional Structure of the Milky Way Disk". http://arxiv.org/abs/astro-ph/0101259. Retrieved 2006-07-23.
  68. ^ Leong, Stacy (2002). "Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year". The Physics Factbook. http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml. Retrieved 2007-04-02.
  69. ^ C. Barbieri (2003). "Elementi di Astronomia e Astrofisica per il Corso di Ingegneria Aerospaziale V settimana". IdealStars.com. http://dipastro.pd.astro.it/planets/barbieri/Lezioni-AstroAstrofIng04_05-Prima-Settimana.ppt. Retrieved 2007-02-12.
  70. ^ Leslie Mullen (2001). "Galactic Habitable Zones". Astrobiology Magazine. http://www.astrobio.net/news/modules.php?op=modload&name=News&file=article&sid=139. Retrieved 2006-06-23.
  71. ^ "Supernova Explosion May Have Caused Mammoth Extinction". Physorg.com. 2005. http://www.physorg.com/news6734.html. Retrieved 2007-02-02.
  72. ^ "Near-Earth Supernovas". NASA. http://science.nasa.gov/headlines/y2003/06jan_bubble.htm. Retrieved 2006-07-23.
  73. ^ "Stars within 10 light years". SolStation. http://www.solstation.com/stars/s10ly.htm. Retrieved 2007-04-02.
  74. ^ "Tau Ceti". SolStation. http://www.solstation.com/stars/tau-ceti.htm. Retrieved 2007-04-02.
  75. ^ "HUBBLE ZEROES IN ON NEAREST KNOWN EXOPLANET". Hubblesite. 2006. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/32/text/.
  76. ^ Alessandro Morbidelli (2006). "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs". CNRS, Observatoire de la Côte d’Azur. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0512256v1. Retrieved 2007-08-03.

Delengen uga[sunting | sunting sumber]

Pranala njaba[sunting | sunting sumber]

Tata Surya
8planet.jpg
Planet: Merkurius | Venus | Bumi | Mars | Yupiter | Saturnus | Uranus | Neptunus
Planet cilik: Ceres | Pluto | Eris
Liyane: Srengéngé | Satelit | Asteroid | Komet | Sabuk kuiper | Awan oort


Wikipedia
Artikel punika, artikel dhasar ingkang kedah dipundarbèni sadaya basa.

Sumber artikel punika saking kaca situs web: "http://jv.wikipedia.org/w/index.php?title=Tata_Surya&oldid=880050"