Слънчевата система и космосът

Основният компонент на Слънчевата система е Слънцето, звезда от клас G2 в главната последователност, която съдържа 99,86% от известната маса на системата и е доминираща в гравитационно отношение.^[1] Четирите най-големи тела, обикалящи около Слънцето, газовите гиганти, съдържат 99% от останалата маса, като само Юпитер и Сатурн вклюват повече от 90%.

Общата структура на известните области от Слънчевата система включва Слънцето, четири относително малки вътрешни планети, заобиколени от пояс скални астероиди, и четири газови гиганта, заобиколени от замръзнали малки обекти в Пояса на Кайпер. Понякога тази структура се разглежда като няколко самостоятелни области — Вътрешна Слънчева система, включваща четирите земеподобни планети и Астероидния пояс, и Външна Слънчева система, включваща четирите газови гиганта.^[2] След откриването на Пояса на Кайпер най-външните части на Слънчевата система се приема за отделна област, съставена от всички обекти извън орбитата на Нептун.^[3]

Орбитите на повечето големи обекти, обикалящи около Слънцето, лежат в равнини близки до тази на земната орбита, която е наричана еклиптична равнина. Орбитите на планетите са много близки до нея, докато кометите и обектите от Пояса на Кайпер често имат орбити под значителен ъгъл спрямо земната.^[4][5] Освен това всички планети и повечето други обекти се движат по орбитите си в посоката на въртене на Слънцето — срещу посоката на часовниковата стрелка, гледано от северния полюс на Слънцето. Сред изключенията от това правило е Халеевата комета

Някои обекти имат размери по-малки от тези на основните планети, но по-големи от астероидите.

Само един планетоид (1 Церера) се намира във вътрешната част на Слънчевата система. Всички други планетоиди са разположени в периферията (в пояса на Кайпер или облака на Оорт).

Всички параметри са коефициенти спрямо земните:

Отвън навътре в Слънчевата система се наблюдават граничен шок, слънчева обвивка и хелиопауза.

Поради огромните разстояния между изграждащите я тела е трудно да се състави точен модел на Слънчевата система. Ако приемем една топка за баскетбол за Земята, то Луната ще бъде голяма приблизително колкото топка за тенис на корт и обикаляща около Земята на разстояние от около 6 метра. В такъв случай Слънцето би стояло на 3 km от Земята и би имало форма на кълбо с диаметър от около 27 метра или по-високо от 10 етажна сграда. Плутон би изглеждал малко по-малък от топката за тенис символизираща Луната и отдалечен на цели 120 km от Слънцето.

Истинските разстояния в Слънчевата система са такива, че практически е невъзможно тя да бъде начертана мащабно точно. Нейните графики по учебници и книги са изключително неточни, тъй като за представянето ѝ в истинския мащаб биха били необходими стотици листове. На диаграма на Слънчевата система в мащаб, при който Земята е сведена до диаметър на грахово зърно, Юпитер ще бъде на разстояние 300 метра, а Плутон - на километър и половина (като самият той ще бъде с размер колкото на една бактерия). В същия мащаб Проксима от Центавър, най-близката до нас звезда, ще бъде почти на 1000 километра разстояние. Дори ако всичко се намали, така че Юпитер да бъде толкова малък, колкото точката в края на това изречение, а Плутон не е по-голям от една молекула, Плутон пак ще бъде на разстояние над 10 метра.^[7]

Общата площ на всички обекти в Слънчевата система имащи твърда повърхност и диаметър от поне 1 km e ~ 1,7×10⁹ km², като 30% се падат на общата земна площ (суша и океани).^{[източник?]}

• Геологически забележителности в Слънчевата система
• Закони на Кеплер
• Списък на обектите в Слънчевата система по маса
• Списък на обектите в Слънчевата система по радиус
• Списък на обектите в Слънчевата система по разстояние до Слънцето
• Числени модели на Слънчевата система
• Планетарна система
• Планетарни двойки
• Планетарна номенклатура
• Обща информация за планетите
• Открития в Слънчевата система
• Закон на Титиус-Боде
• Зодиакална светлина

• ((bg)) Разположение на планетите в Слънчевата система в момента и техните орбити около Слънцето
• ((en)) Симулатор на Слънчевата система на НАСА
• ((en)) Страница за Слънчевата система на НАСА/JPL
• ((en)) Гледки от слънчевата система
• ((en)) Celestia Свободна програма за триизмерна симулация на Слънчевата система
• ((en)) Деветте планети Страница за Слънчевата система на Бил Арнет
• ((en)) Данни за планетите
• ((en)) Звезди и обитаеми планети
• ((en)) Слънчева система Анимация на движението на планетите
• ((en)) Стъпки в изследване на Слънчевата система
• ((bg)) Слънчевата система книга на проф. Радой Данчев
• ((bg)) Актуална информация за видимостта на тела от слънчевата система

Меркурий е най-малката планета в Слънчевата система и най-близката доСлънцето, около което прави по една обиколка на всеки 87,969 земни денонощия. Орбитата на Меркурий има по-голям ексцентрицитет от орбитите на всички други планети в Слънчевата система, като планетата има и най-малкиятнаклон на оста. Тя прави три завъртания около оста си на всеки две обиколки около Слънцето. Перихелият на орбитата на Меркурий прецесира около слънцето с допълнителни 43 дъгови секунди на столетие, явление, обяснено едва през 20 век от общата теория на относителността.^[1]

Гледан от Земята, Меркурий е сравнително ярък, с видима величина, варираща между −2,3 и 5,7, но е трудно да бъде наблюдаван, тъй като най-голямото муъглово отдалечение от Слънцето е само 28,3°. Тъй като обикновено е скрит от блясъка на Слънцето, освен по време на слънчево затъмнение, Меркурий може да бъде наблюдаван само за кратки периоди преди изгрев, когато е близо до максималната си западна елонгация, или след залез, когато е близо до максималната си източна елонгация. Дори тогава в умерените ширини той остава близо до хоризонта и обикновено е скриван от относително яркото по здрач небе. В тропическите ширини наблюдението е по-лесно, тъй като Слънцето се издига и спуска по-стръмно към хоризонта, поради което периодът на полуздрач е по-кратък, а в някои части от годината еклиптиката пресича хоризонта много стръмно, поради което Меркурий може да се откаже относително високо в небето. Такива условия в тези области има например след залез около пролетното и преди изгрев около есенното равноденствие.

Сведенията за Меркурий са сравнително малко, тъй като с наземни телескопи може да се наблюдава само един осветен полумесец без много подробности. Първият от двата космически апарата, посетили планетата, е Маринър 10, който успява да заснеме около 45% от повърхността на планетата от 1974 до 1975 година. Другият апарат е МЕСИНДЖЪР, който достига околопланетна орбита на 17 март 2011 година, и има за цел да картографира и останалата част от планетата.^[2][3]

Физическите характеристики на планетата са подобни на тези на Луната. По повърхността на Меркурий има множество кратери и гладки равнинни области, подобно на Луната няма естествени спътници и почти никаква атмосфера. За разлика от Луната, Меркурий има голямо планетно ядро от желязо, което създава магнитно поле със сила около 1% от тази на магнитното поле на Земята.^[4] Относително големия размер на ядрото прави Меркурий изключително плътна планета. Температурата на повърхността варира от −180 до 430°C,^[5] като най-гореща е подслънчевата точка, а най-студени са кратерите около полюсите.

Регистрираните наблюдения на Меркурий датират поне от първото хилядолетие пр.н.е. Преди 4 век пр.н.е. древногръцките астрономи смятат планетата за два отделни обекта — единият видим при изгрев, който те наричат Аполон, а другият — при залез, наричан Хермес.^[6] Българското наименование на планетата идва от името на бога Меркурий, римският аналог на Хермес. Астрономическият символ на Меркурий, окръжност над къса вертикална линия с кръст отдолу и полуокръжност отгоре (☿), е стилизирано изображение на Хермесовия кадуцей.^[7]

Меркурий е една от четирите земеподобни планети в Слънчевата система и, подобно на Земята, представлява скално тяло. Това е най-малката планета в Слънчевата система с екваториален радиус 2439,7 km.^[8] Меркурий е по-малък, макар и по-масивен, дори от най-големите естествени спътници в Слънчевата система, Ганимед и Титан. Меркурий е съставен по маса от приблизително 70%метали и 30% силикати.^[9] Средната плътност на планетата е втора по големина в Слънчевата система - 5427 kg/m³, малко по-малка от земната (5515 kg/m³).^[8]Ако се отчете ефекта на гравитационната компресия, материалите, от които е съставен Меркурий, са по-плътни с некомпресирана плътност 5300 kg/m³ при стойност от 4400 kg/m³ за тези на Земята.^[10]

Плътността на Меркурий дава възможност да се правят изводи за строежа на планетата. Докато високата плътност на Земята се дължи в значителна степен на гравитационната компресия, особено в ядрото, Меркурий е много по-малък и вътрешните му части не са толкова компресирани. За да има толкова висока плътност, неговото ядро трябва да бъде голямо и богато нажелязо.^[11] Ядрото на Меркурий заема 42% от обема на планетата срещу 17% за Земята. Дебелината на заобикалящата мантия е 600 km.

Меркурий има най-високото желязно съдържание от всички обекти вСлънчевата система. Представени са няколко теории, обясняващи високото метално съдържание на планетата.

Според една теория Меркурий първоначално е имал пропорционално количество силикати и метали подобно на повечето метеорити и приблизително 2.25 пъти по-голяма от сегашната си маса. Скоро след формирането си обаче той вероятно се е сблъскал с малка планета, приблизително 6 пъти по-лека. В резултат на това Меркурий е загубил по-голямата част от първоначалната си кора и мантия, оставяйки диспропорционално голямо желязно ядро. Подобна теория се стреми да обясни и произхода на Луната (виж Теория на гигантския сблъсък).

Според друга теория Меркурий се е формирал много рано в слънчевата мъглявина, преди потокът отдавана от Слънцетоенергия да се стабилизира. Първоначалната маса на планетата е била около 2 пъти по-голяма. Когато младата протозвезда и бъдещо Слънце се е сгъстила достатъчно, то температурите в близост Меркурий са били 2500–3500 K и дори може би 10000 K. По-голямата част от скалния повърхностен материал на планетата буквално се е изпарила от високата температура, формирайки атмосфера от "скална пара", която от своя страна бързо е била отнасяна в междупланетното пространство от интензивниямъглявинен вятър.

Още една теория, близка до предишната, твърди, че повърхностният скален материал е ерозирал под въздействието наслънчевия вятър през по-дълъг период.

Кратерите на повърхността на Меркурий я правят много подобна на тази на Луната. Най-голямата забележителност на повърхността на планетата (от тази част, която е била картографирана) е Басейнът Калорис, който представлява огромен кратер с диаметър приблизително 1350 km. Характерни също са дългите стотици километри стръмни скални откоси, чието наличие се обяснява с изстиването и последвалото го свиване на голямото желязно ядро на планетата, което е довело до „набръчкване“ на кората на планетата. По-голямата част от повърхността е заета от равнини. Една част от равнините са сравнително млади и образувани вероятно под въздействието на сблъсъци с метеорити и последвалите ги потоци от разтопена лава.

Меркурий е разтеглен (значително повече от другите планети) във форма на елипсоид, ориентиран с дългата си ос по посока към Слънцето, поради слънчевите приливни сили.

Вижте също:

• Списък на кратерите на Меркурий
• Списък на планините на Меркурий
• Списък на хребетите на Меркурий
• Списък на откосите на Меркурий
• Списък на равнините на Меркурий
• Списък на долините на Меркурий

Средната температура на повърхността на Меркурий е 452 K, но локалната температура може да варира от 90 до 700 K^[12]главно поради бавното въртене и липсата на атмосфера. На тъмната страна на планетата тмпературите са средно около 110 K.^[13] Слънчевата енергия, която достига до Меркурий, е 8,9 пъти по-голяма за единица площ от тази на Земята. (9126,6 W/m²)

Изненадващо, наблюдения през 1992 г. показват, че на северния полюс на планетата има замръзнала вода. Вероятно е тя да се намира в кратери, чието дъно остава постоянно в сянка (подобно на тези на Луната) и е била депозирана от комети и/или произлиза от газове от вътрешността на планетата.

Меркурий има само следи от атмосфера. Атмосферата му е крайно разредена, което се вижда и от факта, че молекулите нагазовете се сблъскват по-често с повърхността на планетата, отколкото една с друга. Газовото съдържание е главно атоменкислород и газообразни калий и натрий.

Атмосферата на Меркурий е в динамично равновесие — от една страна част от нея постоянно „отлита“ в междупланетното пространство, но от друга страна нови частици от слънчевия вятър биват прихванати от магнитното поле на планетата. Калиевитеи натриевите атоми се задържат средно 3 часа в атмосферата (когато Меркурий е в перихелий — само 1 час). Освен прихващане на частици от слънчевия вятър, атмосферата се обогатява от изпарения, вследствие на микрометеоритни сблъсъци,изпарение на леда в полярните кратери и посредством газове от вътрешността на планетата.^[14]

Въпреки бавното си въртене, Меркурий има сравнително силна магнитосфера, имаща магнитно поле с интензитет 1% от земното.^[15][16] Възможно е това магнитно поле да е генерирано по начин подобен на земния, посредстом динамо образувано от циркулацията на разтопени материали в ядрото на планетата.^[17] За желязно-никеловото ядро на Меркурий се смята, че не е разтопено, а циркулацията се осъществява от елементи с по ниска точка на топене като сяра. Според друга теория магнитното поле на Меркурий е остатъчен ефект от предишно намагнетизиране (когато планетата е имала разтопено ядро). С други думи, Меркурий постепенно се размагнетизира.

Орбитата на Меркурий е ексцентрична с разстояние до Слънцето вариращо от 46 до 70 милиона километра; от всички други планети само Плутон има по-ексцентрична орбита. Бавната прецесия на орбитата не може да бъде напълно обяснена откласическата механика на Исак Нютон и за известно време прецесията се е обяснявала с наличието на планета по-близко до Слънцето дори от Меркурий — планетата Вулкан. Тази аномалия на орбитата на Меркурий обаче е напълно обяснена оттеорията на относителността на Алберт Айнщайн.

Изследвания на орбитата на Меркурий показват, че нейният ексцентрицитет варира хаотично между 0 (кръгова орбита) и 0.45 (силно разтеглена орбита). [Nature, 24 юни 2004 г.] Според този текст орбитален резонанс 3:2 е по-вероятно състояние на ексцентричната в момента орбита на Меркурий от резонанс 1:1.

Преди да бъде измерено с помощта на радар през 1965 г. за въртенето на Меркурий се смятало, че е синхронно спрямоСлънцето поради значителните приливни сили. Истината за Меркурий обаче е, че той е в 3:2 орбитален резонанс спрямоСлънцето (завъртайки се около оста си три пъти за всеки две свои орбити). Сравнително голямата ексцентричност на орбитата на планетата прави този резонанс стабилен. Причината за погрешното схващане, че Меркурий е винаги обърнат с една и съща страна към Слънцето бе породена от факта, че той винаги е обърнат с една и съща страна към Земята при най-близкия си подход. Заради орбиталния резонанс на планетата нейният звезден ден е 58.7 земни дни, а нейният слънчев ден — приблизително 176 земни дни.

Наблюдател на определени точки от повърхността на Меркурий ще може да види Слънцето да се покаже наполовина при изгрев, след това да залезе и пак да изгрее в рамките на един и същ меркуриански ден. Това зрелище е възможно поради това, че приблизително четири дни преди перихелий орбиталната скорост на планетата се изравнява със скоростта ѝ на въртене. Така видимото движение на Слънцето спира. По време на перихелия орбиталната скорост надвишава скоростта на въртене и Слънцето започва да залязва. След четири дни обаче орбиталната скорост става отново по-малка от скоростта на въртене и Слънцето отново спира и започва да изгрява.

Меркурий е бил известен поне от времето на шумерите от 3 хилядолетие пр.н.е., които са го наричали Убу-идим-гуд-уд. Най-ранните записки на наблюденията на планетата са направени от вавилонците, които са я наричали гу-ад или гу-ту.^[18]

Древните гърци са смятали сутрешното и вечерното явление на Меркурий за две различни небесни тела. Сутрешното му явление са наричали Аполон, а вечерното Хермес. Гръцките астрономи обаче разбрали, че става въпрос за едно и също тяло и първият грък предположил това е Питагор. За Хераклит Понтийски се счита че първи е разбрал че Венера и Меркурий обикалят около Слънцето, а не около Земята. Римляните са кръстили планетата на крилатия пратеник на боговете Меркурий (на латински:Mercurius), който е еквивалент на гръцкият Хермес.^[6][19]

Наблюденията на Меркурий в значителна степен се усложняват от близостта му до Слънцето, тъй като планетата обикновено се изгубва в блясъка на звездата. Меркурий може да се наблюдава само за кратък период в сутрешния и вечерния сумрак.

Подобно на Венера и Луната, Меркурий преминава през фази. По време на максимална елонгация приблизително 50% от диска на планетата е видим. Когато е в максимална западна елонгация, Меркурий изгрява най-рано сутрин, а когато е в максимална източна елонгация — залязва най-късно вечер. Числената стойност на максималната елонгация зависи от това, дали планетата е в перихелий (18,5°) или афелий (28,3°). Меркурий изглежда най-ярък гледан от Земята, когато малко повече от половината от диска му е осветен, за разлика от Венера, която постига своята максимална яркост при по-малко от 50% видимост на диска. Меркурий се доближава максимално до Земята средно на всеки 116 дни (от 111 до 121 дни поради ексцентричността на орбитата).

Любопитен факт е, че Меркурий се наблюдава най-лесно от южното полукълбо поради факта, че при максималната западна елонгация е ранната есен в южното полулълбо, докато максималната източна елонгация съвпада с края на зимата в същото полукълбо. В двата случая ъгълът между Меркурий и еклиптиката достига максималната си стойност и в умерените зони на страни като Аржентина и Австралия това позволява той да се наблюдава няколко часа преди изгрев и след залез. В умерените ширини на северното полукълбо планетата почти никога не е видима над хоризонта.

Меркурий може също така да бъде наблюдаван по време на пълно слънчево затъмнение, но това е твърде кратко време за наблюдения.

Меркурий се намира средно на разстояние три пъти по-близко до Слънцето спрямо Земята.

Орбитата на Меркурий е три пъти по-близко до Слънцето от тази на Земята. Тази разлика се равнява на 91 милиона километра, които трябва да бъдат изминати по посока към Слънцето. Потенциалната енергия, освободена при този преход, ще се преобразува в кинетична енергия, която ще доведе от своя страна до значително увеличение на скоростта. За близък и безопасен подход към Меркурий е необходимо да се ограничи тази допълнителна скорост. Ситуацията е аналогична на излизане от път на ръба на пропаст, пропадане надолу в пропастта и безопасно включване в движението на друг път, който се намира на дъното на пропастта (виж орбитална механика и преходна орбита на Хохман).

Поради тези проблеми, до 2004 г. са проведени само две мисии до Меркурий, като те са използвали по-ефективния метод награвитационно подпомагане вместо директна преходна орбита.

Първият космически апарат изследвал Меркурий е Маринър 10 на НАСА през 1974–75 г.^[6]Апаратът използва гравитацията на Венера за да нагоди скоростта си и да достигне Меркурий. Това е първият космчиески апарат, който използва гравитационно подпомагане. Маринър 10 прави първите снимки на Меркурий от близо, където веднага се забелязва, че повърхността на планетата е осеяна от множество кратери, както и от стръмни скални откоси, чието наличие се обяснява с изстиването и последвалото го свиване на голямото желязно ядро на планетата.^[20] Сондата успява да заснеме само 45% от повърхността на планетата заради късият си орбитален период.^[21] Маринър 10 прави три близки прехода до планетата, като най-близкият е на разстояние 327 km от повърхността.^[22]

Само няколко дни след последното сближаване с Меркурий, на апаратът му свършва горивото; след като сондата вече не може да бъде управлявана, ръководителите ѝ я „изключват“ на 24 март 1975 г.^[6] Най-вероятно Маринър 10 е в орбита около Слънцето и минава близко до Меркурий на всеки няколко месеца.^[23]