Solsystemet
Solsystemet är vårt planetsystem inklusive Solen, varrunt alla solsystemets planeter och asteroider går i bana. Solsystemet indelas numera i fyra zoner eller bälten:
- det inre planetsystemet
- asteroidbältet
- det yttre planetsystemet, och
- Kuiper-bältet.
Man räknar med att det även finns en ytterligare zon utanför Kuiper-bältet, nämligen
- Oort-molnet.
Solsystemet anses idag, enligt centralt beslut från den Internationella Astronomiska Unionen (IAU), ha 8 planeter och 4 s.k. dvärgplaneter, ett beslut som dock rönte kraftig kritik då det togs 1996.
Inre planetsystemet
Det inre planetsystemet består av fyra stenplaneter:
- Merkurius
- Venus
- Jorden (Tellus), omkretsad av Månen (Luna) i bana, och
- Mars, med två mycket små månar Fobos och Deimos.
Dessa planeter har kärnor av järn och nickel, och består i övrigt av silikater och andra fasta oxider och andra mineraler av vanliga grundämnen, exempelvis magnesium och aluminium. Dessa oxider utgör vad som i dagligt tal kallas sten.
Alla inre planeter har varit kända sedan förhistorisk tid, då de relativt lätt kan observeras med blotta ögat. Att Jorden är en planet insåg man inte förrän Copernicus på 1500-talet publicerade sin heliocentriska teori med Solen som "världsalltets" centrum.
Asteroidbältet
Asteroidbältet är ett bälte av små himlakroppar från kanske några 100 meters upp till 975 kilometers diameter. Dessa så kallade asteroider, förr även kallade småplaneter och planetoider, rör sig i huvudsak på medelavstånd mellan 2.1 till 3.3 AE från Solen. Deras sammanlagda massa utgör bara ungefär 4% av Månens massa. De fyra största asteroiderna är:
Den första asteroiden, Ceres, upptäcktes 1801 av Giuseppe Piazzi, föreståndare för det astronomiska observatoriet i Palermo, till följd av hans, och hans medarbetares ansträngningar att färdigställa en stjärnkatalog. Parallellt hade en grupp tyska "himmelspoliser" bestämt sig för att det på 2.8 AE:s avstånd från Solen borde finnas en saknad planet, och då de meddelades att Ceres blivit upptäckt, så beslöt de sig för att denna himlakropp var alldeles för liten för att ensam kunna utgöra den saknade planeten. 1802 upptäcktes så 2 Pallas, 1804 asteroid 3 Juno, och 1807 asteroid 4 Vesta. Av någon anledning beslöt man sig för att detta var nog, men amatörastronomen Karl Ludwig Hencke ansåg inte så, och efter flera års letande hittade han 1845 asteroid 5 Astraea och efter två år asteroid 6 Hebe. Hans upptäckter stimulerade andra till efterföljd så att minst en asteroid upptäcktes per år efter 1847.
Den enda asteroiden som normalt kan observeras med blotta ögat är 4 Vesta, som kan uppnå magnitud 6.5 vid opposition. Det kräver dock mörka förhållanden och vältränade ögon.
Yttre planetsystemet
Det yttre planetsystemet domineras av Jovianerna, jättelika gasplaneter med tjock atmosfär men utan fast yta. De är:
- Jupiter, med 7 månar större än 100 km,
- Saturnus, med 11 månar större än 100 km,
- Uranus, med 8 månar större än 100 km, och
- Neptunus, med 6 månar större än 100 km.
Förr räknades Pluto till det yttre planetsystemet, men efter 1992 ansåg man att Pluto, och ett antal nyupptäckta objekt låg i en zon utanför.
Jovianerna, även kallade gasjättar, har stora massor och domineras av en tusentals kilometer tjock atmosfär. Deras inre blir varmare och tätare ju längre ner i atmosfären man dyker, och trycket blir så högt att atmosfären når hyperkritiskt tryck, där gränsen mellan gas och vätska upplöses. Det finns alltså varken en fast yta eller en havsyta i gasjättarnas atmosfärer. Emellertid tros det finnas en fasövergång mellan flytande molekylärt väte och flytande metalliskt väte djupt inuti Jupiter och Saturnus.
Jovianerna finns av två slag:
- Jupiterlika planeter: Jupiter och Saturnus, vars lergulbruna atmosfärer domineras av väte och helium, under det att föroreningar skapar molntäcken med vita, gula och gulbruna färgnyanser,
- Neptunuslika planeter: mindre gasjättar, som är blå eller blågröna, och vars atmosfärer domineras av metan; den blå färgen orsakas av Rayleigh-spridning liknande som vår egen daghimmels blåhet.
Jupiter och Saturnus är ljusstarka och har varit kända sedan förhistorien. Uranus och Neptunus är emellertid ljussvaga och har upptäckts först i modern tid med teleskopets upptäckt, Uranus av William Herschel år 1781 som först trodde han hade upptäckt en komet, och Neptunus år 1846 av Johann Galle, vid sökande efter en planet på position predikterad av Urbain Leverrier. Uranus' magnitud på 5.6 till 5.9 gör den nätt och jämnt synlig för blotta ögat, och att den inte upptäckts tidigare beror snarast på bristen på förväntningar och systematiska observationer – den registrerades redan 1690 som "stjärnan" 34 Tauri, och observerades därefter flera gånger under 1700-talet utan korrekt identifikation. Neptunus har emellertid en magnitud mellan 7.7 och 8.0 vilket kräver både teleskop och högkvalitativa stjärnkartor.
Kuiper-bältet
Ett nyupptäckt "asteroidbälte" bestående av isiga småplaneter omger det yttre planetsystemet. Dess fyra största medlemmar karakteriseras som "dvärgplaneter", och på grund av sitt medlemskap i Kuiper-bältet också som "plutoider":
- Pluto, med en mycket stor måne Charon och två mycket små månar Nix och Hydra,
- Haumea, med två små månar Hiʻiaka and Namaka,
- Eris, med en liten måne Dysnomia, och
- Makemake, utan kända satelliter.
Dessa objekt består av annars lättflyktiga men frusna ämnen såsom kväve, kolmonoxid och metan, till skillnad från gasplaneternas ismånar vilka saknar dessa ämnen och endast består av vattenis och frusen koldioxid. Denna sammansättning är lik den som utgörs av Neptunusmånen Triton.
Pluto upptäcktes 1930 av Clyde Tombaugh såsom resultatet av ett mycket långvarigt sökande efter en Planet X (X såsom i anonym) som länge gäckade astronomerna. Emellertid blev det klart att saker och ting inte riktigt stämde:
- Plutos bana på 17° från ekliptikans plan och dess långa elliptiska bana fick den att komma närmre Solen i perihelium än Neptunus,
- vartefter man försökte bestämma Plutos diameter och massa kom man fram till så låga värden att den inte kunde vara den eftersökta Planet X, som ju hade eftersökts såsom en störfaktor i Neptunus' bana.
Även andra rön fick astronomerna att börja tänka annorlunda:
- man fann så småningom att de förmodade störningarna i Neptunus' bana inte kvarstod med nya förbättrade beräkningsmetoder,
- man undersökte den besynnerliga Neptunusmånen Triton, som går i retrograd bana runt Neptunus, och fann att dess kemiska sammansättning liknade Plutos, men däremot inte de andra Jovianernas ismånar – man föreslog bl.a. att Pluto skulle kunna vara en förrymd måne från Neptunus,
- James Kowal upptäckte 1977 det egendomliga objektet Chiron mellan Saturnus' och Uranus' bana, en hybrid mellan en komet och en isig småplanet.
Således föreslogs det att Pluto skulle kunna vara den största medlemmen i ett yttre asteroidbälte.
1992 upptäckte David Jewitt och Jane Luu objektet (15760) 1992 QB1, vilket de ansåg vara den först upptäckta medlemmen nästefter Pluto, i detta Kuiper-bälte som tidigare föreslagits av Gerard Kuiper 1951 och dessförinnan av Kenneth Edgeworth redan 1943. Därefter följde ett alltmer stort antal upptäckter av dessa ljussvaga objekt som rör sig långsamt mot bakgrund av bakgrundsstjärnorna.
Pluto har magnituden 13.65 till 16.3, och kan därför ses av ett medelstort amatörteleskop, Makemake har som ljusast 16.7, medan Haumea har 17.3, och ljussvagast är 18.7. Endast Pluto är tillgänglig för allmän amatörastronomisk observation, och de övriga är tillgängliga endast för professionella astronomer och motsvarande. Det anses också finnas en relativ medlemsfattig Neptunus-klass av kometer, vilka troligen är små före detta medlemmar av Kuiperbältet som störts i sin bana av jätteplaneterna.
Emedan de fyra nyss nämnda dvärgplaneterna har medelavstånd från solen på 39.5 till 67.7 AE, så finns det några kända Kuiper-bältes-objekt med mycket större medelavstånd, speciellt Sedna med 518.57 AE:s avstånd från Solen. Denna Sedna kan vara utslungat från och avkopplat ifrån Kuiper-bältet, eller så kan det vara en innersta kända stora medlemmen av Oort-molnet.
Oortmolnet
Förekomsten av kometer i det inre av solsystemet är så hög att det i det allra yttersta av Solens tyngdkraftsfält måste finnas en reservoar av små himlakroppar med ytterst lättflyktiga ämnen. Man kan alltså indirekt observera existensen av Oortmolnet av kalla kometkärnor. De rör sig i allmänhet i en starkt excentrisk (oval) bana och når det inre av solsystemet under några månader i ett omlopp som i sin helhet kan ta miljontals år. Andra objekt har mindre excentrisk bana och når överhuvudtaget inte de innanförliggande delarna av solsystemet, förrän de av tillfälligheter störs i sin bana av de Jovianska planeterna, eller möjligen av sällsynta störningar från förbipasserande stjärnor.
Vissa astronomer tror att Sedna kan vara en jättelik medlem i det inre av Oort-molnet.
