Układ Słoneczny

Centrum naszego Układu Słonecznego stanowi Słońce, wokół którego krąży dziewięć planet: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton, ale także wiele mniejszych ciał przyciąganych grawitacyjnie przez Słońce. Większość planet obiegają ich naturalne satelity, księżyce, ponadto Jowisz, Saturn, Uran i Neptun posiadają charakterystyczne i bardzo widowiskowe pierścienie. Pomiędzy Marsem i Jowiszem krąży całe mnóstwo obiektów zwanych planetoidami, które budową przypominają niektóre planety, ale są od nich mniejsze. Innym rodzajem ciał niebieskich są komety przemierzające po swych torach najdalsze odległości Układu Planetarnego zwane pasem Oorta.

Nasz Układ Słoneczny wchodzi w skład szeregu gwiazd, czyli dużej galaktyki, którą nazywamy Drogą Mleczną, a dokładniej leży na jej obrzeżach, jakieś 30 tysięcy lat świetlnych od jej centrum. Najbliższa Ziemi gwiazda, Słońce liczy sobie obecnie około 5 miliardów lat i powstało w wyniku grawitacyjnego zapadania się obłoku gazu i pyłu. Z resztek materii międzygwiazdowej, skondensowanej w postaci dysku, powstały planety, a potem także ich księżyce, planetoidy, komety. Proces formowania się naszego Układu Planetarnego trwał około kilkadziesiąt milionów lat.

Obliczenia matematyczne wykazują, że obecnie planety krążą wokół Słońca ściśle po swoich torach, orbitach i zachowują stałe odległości pomiędzy sobą, stanowią bardzo stabilną konfigurację. Ich mozolna wędrówka trwa już blisko 4,5 miliarda lat, czyli prawie od początku istnienia Układu Słonecznego. Ale czy tak było zawsze?

Współczesna wiedza astronomiczna na temat naszego Układu Słonecznego opiera się na wielu teoriach i założeniach, które są jedynie w części udowodnione. Obecnie uważa się powszechnie, że odległość planety od Słońca, świadczy o czasie jej powstania i materii, z jakiej jest ona zbudowana. Oznacza to, iż planety leżące bliżej Słońca są starsze i mają bardziej zwartą budowę w porównaniu do planet leżących znacznie dalej. Natomiast z promienia orbity, po której krąży planeta można wnioskować o rozkładzie masy wewnątrz. Mając do dyspozycji taką wiedzę teoretyczną, można nałożyć pewne ograniczenia na charakter i skale czasowe formowania się tych obiektów.

Wydaje się jednak, że niektóre mniejsze ciała, takie jak meteoryty, planetoidy, komety, a nawet księżyce planetarne, w ciągu całego okresu swojego istnienia zmieniały, czasami nawet znacznie, tory swoich wędrówek. Przykładem takiego obiektu była kometa Shoemaker-Levy 9, dla której zmiana kierunku ruchu miała katastrofalne skutki. W 1994 roku kometa ta wpadła na Jowisza. Częstym zjawiskiem, jakie możemy obserwować z powierzchni Ziemi są deszcze meteorytów. Inne jeszcze mniejsze obiekty, jak cząstki międzyplanetarne ewoluują niezauważone przez nikogo.

Naturalne satelity planetarne, księżyce, z biegiem lat również zmieniły swoje orbity. Wydaje się obecnie, że orbita Księżyca, po której krąży on obecnie w odległości 384 tysięcy kilometrów od powierzchni Ziemi, na początku swojej ewolucji była znacznie mniejsza. Wtedy dystans ten wynosił zaledwie 30 tysięcy kilometrów. Dzieje się tak prawdopodobnie pod wpływem grawitacji, a dokładniej sił pływowych wywieranych przez Ziemię. Poza tym wiele planet ma satelity o okresach obiegów ściśle ze sobą powiązanych. Tak jest w przypadku Jowisza, którego największy księżyc Ganimedes okrąża planetę w czasie dwukrotnie dłuższym niż Europa, drugi księżyc, a ten z kolei dwa razy wolniej niż Io. Przyczyną tak dokładnej zgodności są prawdopodobnie również siły pływowe wywierane przez macierzystą planetę.

Niedawne odkrycia astronomiczne pokazały, że nasz Układ Planetarny nie kończy się wraz z ostatnią planetą, Plutonem. Od Neptuna, na odległości dwukrotnie większej niż dystans, jaki dzieli tę planetę od Słońca, rozciąga się tzw. pas Kipera, czyli wiele tysięcy lodowych ciał o rozmiarach od 100 do 1000 kilometrów i mniejszych. Rozkład i ilość tych małych obiektów świadczyć mogą o ewolucji całego układu na przełomie miliardów lat. Wiele nowych faktów, których nie da się prosto wyjaśnić przy pomocy dzisiejszej wiedzy, może świadczyć o tym, iż na początku swej ewolucji planety krążyły wokół Słońca po torach, których kształt i rozmiar uległy znacznej zmianie od początku swego istnienia. W pasie Kipera mogły zachować się dowody wskazujące na ewentualną ewolucję orbitalną, a zwłaszcza ślady powolnego powiększania się orbit gazowych planet olbrzymów, będącego konsekwencją ich formowania się.

Ostatnie odkrycia planet wielkości Jowisza, krążących wokół gwiazd podobnych do Słońca jednak w znacznie mniejszych odległościach, mogą również przyczynić się do wyjaśnienia zagadki wędrówki planet. Wydaje się dziwnym fakt powstania tych niby planet w tak bliskich odległościach od swych macierzystych gwiazd. Prawdopodobnie powstały one na orbitach znacznie bardziej oddalonych niż się to obecnie obserwuje, a dopiero na drodze ewolucji przywędrowały na aktualne miejsce.

Przed odkryciem pasa Kupiera i wszystkich drobnych ciał, które się do niego zaliczają, Pluton i jego księżyc Charon, były ostatnimi znanymi obiektami w naszym Układzie Słonecznym. Pluton jest bardzo dziwna planetą, nie tylko ze względu swych niewielkich rozmiarów, ale także swojej orbity okołosłonecznej. Jest on tysiące razy mniejszy i lżejszy od poprzedzających go planet olbrzymów, jego orbita zaś jest wydłużona w stosunku do pozostałych i nie leży w jednej płaszczyźnie z tamtymi ośmioma orbitami planetarnymi. Podczas jednego pełnego obiegu, który trwa blisko 250 lat, odległość tej planety w stosunku do Słońca zmienia się od 29.7 do 49.5 jednostek astronomicznych, przy czym jedna jednostka astronomiczna jest równa średniej odległości Ziemia - Słońce. Jednocześnie, ostatnia znana planeta naszego układu, wznosi się na 8 j.a. powyżej i 13 j.a. poniżej płaszczyzny ekliptyki. Przez część swojego okresu obiegu, czyli około 20 lat, Pluton jest bliżej gwiazdy centralnej niż jego sąsiad, Neptun.

Już wiele lat temu, astronomowie spostrzegli fakt, iż znaczna część orbit przecinających orbitę Neptuna jest niestabilna. Skutkiem tego może być, że ciała po nich krążące albo zderzą się z Neptunem, albo zostaną wyrzucone poza granice Układu Słonecznego w czasie krótszym niż 1% jego wieku. Natomiast po odkryciu Plutona w 1930 roku, którego orbita także przecina się z neptunowi okazało się, iż jest on planetą szczególną jeszcze pod jednym względem, otóż jest ona w specyficzny sposób zabezpieczona przed zbyt bliskim kontaktem ze swoim sąsiadem dzięki tzw. libracji rezonansowej. Wzajemna odległość tych planet zawsze jest większa od 17 j.a. Ilość okrążeń Plutona i Neptuna wokół Słońca wynosi odpowiednio dwa i trzy. Mówi się wtedy, że orbita Plutona jest w rezonansie 3:2 z orbitą Neptuna. Ruchy tych planet względem siebie gwarantują, że w momencie przecięcia przez Pluton orbity Neptuna, ten drugi znajduje się w znacznej odległości od pierwszego.

Jak wskazują skrupulatne symulacje komputerowe ruchów obiegowych zewnętrznych planet, z uwzględnieniem ich wzajemnych zaburzeń, gonitwa Plutona za Neptunem trwa już dobre kilka miliardów lat i jeszcze bardzo długo taki stan rzeczy utrzyma się na obecnym poziomie. Należy też wspomnieć, że w momencie, gdy Pluton znajduje się w najbliższym sąsiedztwie Słońca, w peryhelium, wtedy jest też wysoko ponad płaszczyzną orbity Neptuna, utrzymując w ten sposób długoterminową stabilność własnej orbity. W ten dziwny i niezrozumiały sposób obie planety unikają wzajemnego spotkania, jakby wiedziały jak katastrofalne skutki mogłoby ono przynieść dla jednej z nich.

Jednak dlaczego Pluton i jego orbita zachowują się tak szczególnie? To pytanie spędzało sen z powiek astronomom przez wiele lat. Konstruowali oni różnorodne modele teoretyczne, które mogłyby w jakiś sposób wyjaśnić tą zagadkę. Zazwyczaj w swoich teoriach uwzględniali oni jednak zderzenia obu planet. Ostatnie lata wytężonych badań i analiz nad dynamiką rezonansów orbitalnych, przyniosły istotny postęp w zrozumieniu jej podwójnej roli, jako czynnika powodującego chaos a zarazem stabilność naszego Układu Planetarnego. Wydaje się obecnie, że Pluton w początkowym okresie swojego życia, podobnie jak inne planety krążył wokół Słońca po kołowej orbicie. Dopiero rezonansowe oddziaływania grawitacyjne Neptuna spowodowały zniekształcenie toru jego ruchu do dzisiejszej postaci. U podstaw tej teorii leży fakt, iż wszystkie zewnętrzne planety, początkowo znajdowały się w innych odległościach o gwiazdy centralnej niż to obserwujemy obecnie. Niespotykany nigdzie indziej kształt orbity Plutona miałby być właśnie dowodem na to, że w historii istnienia Układu Słonecznego była epoka, w której orbity planet zmieniały swoje względne położenia.

Historia zaczyna się w momencie, gdy proces formowania się zewnętrznych planet olbrzymów powoli się kończył. Większość gazowych resztek materii z pierwotnej protogwiazdy została już skupiona w planetach, pozostało jednak jeszcze trochę cięższej materii w postaci niewielkich skał i lodowych brył. Resztki te przemierzały Układ Słoneczny podobnie jak większe ciała, z tym, że miały niestabilne orbity i często zderzały się ze sobą lub planetami. Powodowało to ich wzajemne rozbijanie, rozpraszanie lub przyłączanie się wzajemne bądź przez większych sąsiadów. To rozpraszanie przez planety powodowało odrzucenie większości szczątków planetozymali na znaczne odległości lub na dalsze, niezwiązane orbity, co w końcu prowadziło do całkowitego ich usunięcia. W efekcie nasz Układ Słoneczny tracił powoli część swej energii i momentu pędu pochodzące od zewnętrznych planet. Straty tej energii i zmniejszenie krętu odzwierciedlały się w ruchu planety i jej odległości od Słońca, a zależały przede wszystkim jej masy.

Można przeanalizować ewolucję orbity Neptuna, najbardziej zewnętrznej z planet gazowych, podczas rozpraszania szeregu planetozymali ze swojego otoczenia. Średnia orbitalna energia własna planetoidy (energia orbitalna na jednostkę masy) była równa tej, którą miał sam Neptun, zatem skutki oddziaływań grawitacyjnych między tymi ciałami był żadne, nikt nie zyskiwał ani nie tracił energii. W późniejszym czasie jednak z licznych ciał, krążących w pobliżu Neptuna, zostały usunięte te o mniejszej energii, weszły one bowiem w zasięg oddziaływań grawitacyjnych innych planet olbrzymów. Większość tych planetozymali została usunięta z Układu Słonecznego przez wpływy i oddziaływania Jowisza, największego z planet.

Zatem, z biegiem czasu orbitalna energia własna planetozymali na drodze Neptun, stała się większa od tej, którą miała sama planeta. Podczas kolejnych zderzeń Neptuna z planetoidami, zyskiwał on energię orbitalną i wędrował na zewnątrz układu. Podobne losy czekały Saturn i Uran. Natomiast Jowisz, w przeciwieństwie do swoich sąsiadów tracił częściowo energię orbitalną. Stratę tą równoważył jednak zysk innych planet i planetozymali, skutkiem czego całkowita energia układu została zachowana. Cały ten długotrwały proces nie spowodował wszakże znacznych zmian w przebiegu orbity Jowisza. Ze względu na swoją ogromną masę i dużą początkową energię orbitalną oraz znaczny moment pędu jego orbita zmieniła się niewiele.

Pierwszego subtelnego opisu tego zjawiska i dopasowania orbit zewnętrznych planet dokonali w 1984 roku dwaj astronomowie z Instytutu Maxa Plancka w Niemczech, Julio A. Fernandez i Wing-Huen Ip. Ich praca nie została jednak przyjęta z należytą uwagą i przez dłuższy czas była jedynie cytowaną ciekawostką. Tak małe zainteresowanie było prawdopodobnie spowodowane brakiem dowodów doświadczalnych potwierdzających słuszność tej teorii.

Wielka wędrówka

W1993 roku wysunięto hipotezę, że gdyby orbita Neptuna rosła, wtedy orbity ciał pozostających z nim w rezonansie również powinny się powiększać. W istocie rzeczy, gdyby Pluton krążył początkowo po orbicie niemalże kołowej o niewielkim nachyleniu względem Neptuna, to powoli przejmowałby te kolejne orbity rezonansowe. W trakcie migracji Neptuna, istniało wysokie prawdopodobieństwo wychwycenia przez niego dowolnego obiektu i wyrzucenia go po orbicie rezonansowej poza Układ Planetarny. Podczas ucieczki tych mniejszych obiektów na zewnątrz, rezonansowe grawitacyjne momenty sił ze strony Neptuna, powinny prowadzić do wzrostu spłaszczenia i nachylenia orbit tychże ciał (zjawisko to można by porównać do zwiększania amplitudy wahań huśtawki spowodowane delikatnymi pchnięciami z charakterystyczną częstością). A zatem, maksymalny końcowy mimośród orbity powinien bezpośrednio świadczyć o przypuszczalnej wędrówce Neptuna. Idąc dalej tym krokiem rozumowania, mimośród orbity Plutona równy obecnie 0.25 świadczyć powinien, iż tor ruchu Neptuna przesunął się na zewnątrz układu o co najmniej 8 jednostek astronomicznych. Aby wyjaśnić kąt nachylenia orbity Plutona w stosunku do orbity Neptuna należy przyjąć, że czas potrzebny na zajście całego zjawiska wynosić powinien minimum kilkadziesiąt milionów lat.

Gdyby Pluton był ostatnim obiektem naszego Układu Słonecznego, poza Neptunem oczywiście, wyjaśnienie kształtu jego orbity, chociaż w wielu szczegółach nie do odrzucenia, mogłoby nigdy nie zostać zweryfikowane obserwacyjnie. Teoria ta pozwala jednak w pewnym zakresie przewidzieć rozkłady orbit ciał należących do pasa Kipera. Zakładając, że największe spośród ciał wchodzących w skład pierwotnego pasa Kuipera, były zbyt małe, aby wywierany przez nie wpływ na sąsiadów w dysku pozostawał zaniedbywalny, wtedy mechanizm dynamicznego wymiatania rezonansowego wywierałby wpływ nie tylko na Plutona, ale także na pozostałe obiekty krążące w pobliżu Neptuna, powodując zniekształcenie i wydłużenie ich początkowo niemalże okrągłych orbit. W rezultacie tego typu zachowań obserwowalibyśmy znaczną koncentrację tych obiektów na spłaszczonych orbitach, pozostających wszakże z Neptunem w dwóch najsilniejszych rezonansach, mianowicie 3:2 i 2:1. Takie orbity są elipsami o wielkich półosiach odpowiednio wielkości 39.5 j.a. i 47.8 j.a., przy czym długość większej półosi elipsy odpowiadałaby średniej odległości obiekt - Słońce.

Dla słabszych rezonansów, dajmy na to w stosunku 5:3, spodziewalibyśmy się znacznie mniejszej koncentracji i gromadzenia się przeróżnych tego typu obiektów około neptunowych. Ilość ciał krążących w nieznacznych odległościach od ostatniego gazowego olbrzyma, zmniejszyłaby się diametralnie. Przyczyną takiego stanu rzeczy byłoby doszczętne wymiecenie rezonansowe tego obszaru, nie można także zapomnieć o fakcie, iż zaburzenia orbit poszczególnych ciał, spowodowane siłami wywieranymi przez Neptun, uległyby znacznej destabilizacji. Z drugiej jednak strony te zjawiska nie powinny mieć większego wpływu na planetozymale znajdujące się w odległości około 50 jednostek astronomicznych od Słońca. Spodziewamy się, iż obiekty na tak dużych odległościach mają orbity stosunkowo mało zaburzone i nadal krążyć zgodnie ze swym pierwotnym rozkładem.

Najnowsze obserwacje ciał należących do pasa Kuipera, czyli tak zwane KBO (Kuiper Belt Objects), przyniosły wyniki, których analiza pozwoli sprawdzić powyższą teorię. Do połowy 1999 roku odkryto aż 174 KBO. Większość z nich jednak ma okresy orbitalne powyżej 250 lat, a zatem do tej pory udało się zbadać zaledwie 1% tych orbit. Tym niemniej dla prawie 25% znanych KBO niektóre parametry orbitalne zostały zbadane w wystarczającym stopniu. W przeciwieństwie do oczekiwań w stosunku do nie zaburzonej populacji pierwotnych planetozymali, okazało się, że ich orbity nie są wcale kołowe, ani o jednorodnym rozkładzie, nie leżą też pod niewielkim kątem nachylenia do orbit pozostałych ciał. Odkryto natomiast niezaprzeczalne dowody zachodzenia koncentracji i przerw w ich rozkładzie. Duża część obiektów z pasa Kuipera wędruje, podobnie jak Pluton, po wydłużonych orbitach dużego rezonansu 3:2, zaś na obszarach wewnątrz tegoż rezonansu spotyka się je niezmiernie rzadko. Stanowi to zatem potwierdzenie postulatów teorii wymiatania rezonansowego.

Wciąż jednak nie znamy odpowiedzi na pytanie: czy KBO, obiektów z pasa Kuipera, leżących w rezonansie 2:1 jest tak samo dużo, co tych znanych już dla rezonansu 3:2? Jak rozkładają się orbity tych ciał na jeszcze większych odległościach od Słońca? Astronomowie nie dysponują jak dotąd pełną katalogową listą tych ciał, nikt nie potrafi zatem odpowiedzieć na te i wiele innych nurtujących pytań. Niemniej pod koniec 1998 roku doniesiono o identyfikacji pierwszego KBO w obszarze rezonansu 2:1 z Neptunem. Następne dni przyniosły kolejne odkrycie obiektu tego typu. Obie planetoidy krążą po orbitach bardzo eliptycznych i mogłyby należeć do licznej już populacji KBO na sąsiednich orbitach. We wcześniejszych latach zostały one zaklasyfikowane jako krążące po orbitach rezonansowych odpowiednio 3:2 i 5:3. Dalsze skrupulatne badania i obserwacje przyniosły wszakże jednoznaczne dowody, że poprzednia klasyfikacja mijała się z prawdą. To zdarzenie przyniosło konieczność ciągłego śledzenia także znanych już KBO w celu uniknięcia dalszych pomyłek i prawidłowego wykreślenia rozkładu ich orbit. Należy jednak pamiętać, że nawet stan dzisiejszej obszernej już skądinąd wiedzy na ten temat jest nadal skromny i może prowadzić do nadinterpretacji i błędnych wniosków.

Innymi słowy, obecny rozkład orbit ciał z pasa Kuipera dostarcza coraz silniejszych dowodów na migracje planet na przełomie milionów lat. Niemniej nie można wykluczyć innych ewentualnych wyjaśnień. Dzisiejsza wiedz pozwala sądzić, że Neptun powstał w odległości około 3.3 mld km od Słońca, a następnie powędrował na zewnątrz o blisko 1.2 mld km, stanowi to zatem prawie 30% promienia jego obecnej orbity. Dla wcześniejszych planet olbrzymów, Uranu, Saturna i Jowisza skala tej migracji była znacznie mniejsza, odpowiednio na poziomie 15, 10 i 2%. W przypadku tych trzech planet oszacowania nie są już tak dokładne, nie zostawiły one bowiem widocznych śladów populacji obiektów KBO.

Wędrówka tych obiektów nastąpiła w większości przypadków w czasie krótszym niż 100 mln lat. Jest to stosunkowo długi okres czasu w porównaniu z tym ile zajęło samo formowanie się planet, lecz krótki w porównaniu z wiekiem Słońca. Migracja ta miała miejsce we wczesnym etapie rozwoju naszego Układu Słonecznego, ale w późniejszym okresie tworzenia się planet. Całkowita masa rozpraszanych planetozymali przekraczała blisko trzykrotnie masę Neptuna. Pojawia się jeszcze jedna kwestia sporna dotycząca naszego Układu Planetarnego, otóż, czy mogły mieć w nim miejsce jeszcze bardziej drastyczne zjawiska powodujące zmiany orbit planetarnych?. Po uformowaniu się Słońca w resztkach pierwotnego pyłu i gazu, który stanowił podwaliny pod przyszłe planety, było znacznie więcej materii niż to obecnie obserwujemy, a zatem pierwsze protoplanetoidy krążące w pobliżu gwiazdy, musiały konkurować w gromadzeniu materii i torowaniu sobie przyszłej orbity.

Inne układy planetarne?

Na początku lat osiemdziesiątych Petera Goldreicha i Scotta Tremainea z California Institute of Technology, ale także wielu innych wybitnych naukowców, przeprowadzili szereg badań teoretycznych i wysunęli wnioski jakoby miało dochodzić do bardzo intensywnej wymiany energii i momentu pędu między pierwotną planetą a otaczającym ją gazowym dyskiem. Oddziaływania te miały być wywoływane przez siły grawitacyjne pomiędzy protoplanetą a cząsteczkami gazu, a także straty energii spowodowane siłami lepkości w tymże ośrodku gazowym. Gdyby równowaga pomiędzy siłami wywieranymi na protoplanetę, przez materię gazową z wnętrza dysku, a podobnymi momentami sił, pochodzącymi z zewnętrznych orbit, została zachwiana, orbita takiej planety mogłaby podlegać nagłym i drastycznym zmianom. Te interesujące teoretyczne postulaty nie zdobyły niestety należytej uwagi i uznania w świecie astronomów. Mając do dyspozycji jedynie nasz Układ Słoneczny, fizycy - teoretycy wciąż przyjmowali, że od samego początku swego istnienia planety znajdowały się one na orbitach, o kształtach i pozycjach obserwowanych obecnie.

Ostatnie kilka lat obfitowały w intensywne przeszukiwania nieba w celu znalezienia układów planetarnych zbliżonych budową do naszego. Badania i wnikliwe obserwacje jasności i zmiany blasku pobliskich gwiazd, sygnalizowały obecność planet rozmiarami i masą przypominającymi Jowisza. Podobnych układów odkryto kilkanaście w odległości 50 mln lat świetlnych. Zaskakujący jest fakt, iż jak się obecnie wydaje, tamte planty zataczają bardzo ciasne okręgi wokół swoich macierzystych gwiazd.

Rok 1995 przyniósł pierwsze odkrycia planet w innych Układach Słonecznych. Dokonali tego dwaj szwajcarscy astronomowie. Poszukiwali oni właściwie gwiazd podwójnych, wiec można powiedzieć, że znaleźli te obiekty przypadkowo. Odnaleziona planeta poruszała się wokół gwiazdy 51 Pegaza. Wyniki otrzymane przez Szwajcarów zostały szybko potwierdzone przez amerykańskich astronomów. Do czerwca 1999 roku zidentyfikowano blisko 20 ciał okołosłonecznych, które zaklasyfikowano jako planety. W ciągu ostatnich 10 lat, stosując technikę polegająca na pomiarze efektu Dopplera, czyli przesunięcia linii widmowych badanych gwiazd, co pozwalało na wykrycie okresowych zmian prędkości gwiazdy, zbadano prawie 500 pobliskich gwiazd podobnych do Słońca. Wspomniana wyżej metoda pozwala jedynie określić dolną granicę na masę znalezionej planety, dla większości z nich dolna granica masy nie przekracza jednak masy Jowisza, podczas gdy one same krążą wokół swych gwiazd w odległościach mniejszym od 0.5 jednostki astronomicznej.

Czy istnieje jakiś związek pomiędzy tymi odległymi i tajemniczymi obiektami a planetami naszego Układu Słonecznego? Obowiązujący teoretyczny model narodzin planet przyjmuje, że gazowe olbrzymy nie powstały od razu, ale proces ten został podzielony na dwa etapy. W pierwszym z nich stałe planetozymale zderzając się ze sobą sklejały się, tworząc protoplanetę. Jądro tej pierwotnej planety powoli przyciągało do siebie pod wpływem grawitacji duże masy gazu z otaczającej ją mgławicy. Wnikliwe obserwacje czasów życia pierwotnych dysków gazu i pyłu otaczających młode gwiazdy przypominające budową Słońce, proces ten nie mógł trwać dłużej niż około 10 mln lat od momentu powstania mgławicy protogwiazdy.

Wydaje się, że na dystansie mniejszym nawet niż 0.5 j.a. pomiędzy młodą gwiazdą a otaczającym ją dyskiem, było zbyt małe skupisko materii, aby powstały z niej późniejsze masywne jądra protoplanet. Poza tym, trudno uwierzyć, że mogłyby one na tak ciasnej orbicie, przyciągnąć wystarczająco dużo otoczki gazowej, by dać życie masywnemu gazowemu olbrzymowi o rozmiarach zbliżonych do Jowisza. Z logicznego punktu widzenia ciało na ciasnej orbicie zatacza mniejszy okrąg niż podobne, ale na rozległej orbicie, a co za tym idzie przemiata też mniejszą ilość dostępnej materii. Także drobiny gazu w pobliżu gwiazdy mają znacznie wyższą temperaturę, a zatem wykazują mniejsze skłonności do kondensacji i utworzenia przyszłego jądra. Powyższe argumenty przemawiają na niekorzyść teorii formowania się planet olbrzymów na orbitach krótkookresowych.

Wielu teoretyków twierdzi natomiast, że domniemane planety olbrzymy mogły powstać w odległościach kilku jednostek astronomicznych od macierzystej gwiazdy, by w przyszłości emigrować do wnętrza układu. Obecnie bierze się pod uwagę trzy mechanizmy odpowiedzialne rzekomo za zwiększanie lub zmniejszanie orbit planetarnych. Dwa pierwsze rozważają oddziaływania pomiędzy pierwotna planetą a otaczającym ją dyskiem. Miałoby to pozwolić planecie na ucieczkę na znaczną odległość w stosunku do miejsca swoich narodzin, która powinna trwać tak długo, jak długo utrzymuje się masywny dysk.

Oddziaływania między dyskiem gazowym a protoplanetą podlegają w zasadzie na tym, iż pływa ona w strumieniu gazu opadającego na gwiazdę i mogłaby albo zanurzyć się w nią, albo w jej otoczeniu odłączyć się od przepływu gazu. Drugi typ oddziaływań ma miejsce miedzy dyskiem planetozymali i planetą. Olbrzymia planeta zanurzona tym razem w bardzo masywnym dysku planetozymali wymieniałaby z nim energię i moment pędu w wyniku rozpraszania grawitacyjnego i w oddziaływaniach rezonansowych, a jej orbita miałaby się kurczyć aż zmniejszyłaby się do rozmiarów wewnętrznego krawędzi dysku, odległego od zewnętrznych warstw gwiazdy jedynie o kilka jej promieni.

Trzeci wariant polega w zasadzie na wzajemnym odpychaniu się dużych planet, które albo uformowały się zbyt blisko siebie, bądź też przywędrowały na zbyt bliskie siebie orbity, w celu uzyskania długotrwałej stabilności. Jak dotąd nie wiadomo, do czego w rezultacie może ten proces prowadzić, najczęściej bywa tak, iż orbity obu planet ulegają spłaszczeniu i wydłużeniu. W jednym z możliwych wariantów mogłoby się zdarzyć, że jedna z nich zbliżyłaby się bardzo blisko centralnej gwiazdy, a to z kolei spowodowałoby tarcie pływowe od centrum i orbita ponownie przybrałaby okrągły kształt. Druga planeta zostałaby odsunięta na odległą orbitę eliptyczną. Wszystkie te przewidywania prowadziłyby do szerokiego zakresu końcowych mimośrodów dla orbit planet, które przetrwają.

Powyższe idee stanowią niemałe wyzwanie dla astronomów, wnoszą one bowiem zasadniczą modyfikację do standardowego modelu powstawania planet. Zasadniczą nowością jest już fakt, że dyski protoplanetarne tworzące się wokół gwiazd zbliżonych budową do naszego Słońca, nie ewoluują wcale w taki sposób, aby w rezultacie układ jako całość był regularny i podobny w swej strukturze do naszego układu planetarnego. Zakłada się również taki wariant, że większość tych planet rodzi się w niestabilnych konfiguracjach i dopiero ich późniejsza wędrówka może prowadzić do przeróżnych układów końcowych, determinowanych przede wszystkim własnościami pierwotnego dysku. Weryfikacja tych nowatorskich teorii z doświadczeniem i obserwacjami nowoodkrytych obiektów, wymagać będzie dodatkowych postulatów i badań. Niemniej jedno jest pewne: idea, że planety mogą w dramatyczny sposób zmieniać swoje orbity, przyjęła się na dobre.

Średnica orbity Plutona najdalej wysuniętej planety wynosi około 80 jednostek astronomicznych, podczas gdy jedna jednostka astronomiczna to około 150 mln km. Jednak sam układ jest znacznie większy, bowiem komety, które orbity są jeszcze bardziej wydłużone, maja średnice dochodzące nawet do 200.000 jednostek.

Nasz Układ Słoneczny przemierza galaktykę Drogi Mlecznej z prędkością bliską 250 kilometrów na sekundę i okrąża jej środek, dokonując pełnego obrotu raz na 220 milionów lat. Są teorie z zakresu geologii, które głoszą, że ta wędrówka mogłaby być odpowiedzialna za występowanie na Ziemi epok lodowych.

Wszystkie planety obiegają Słońce po orbitach eliptycznych.

W skład Układu Słonecznego wchodzi dziewięć planet, które można zgrupować ze względu na budowę wewnętrzną. Pierwszą kategorię stanowią tzw. planety z grupy ziemskiej, zbudowane głównie z gęstej materii skalnej oraz z metalu. Są to planety leżące bliżej Słońca, czyli: Merkury, Wenus, Ziemia i ostatni Mars. Druga grupa planet to planety olbrzymy, zbudowane z materii rzadszej, głownie gazów, a przede wszystkim z lekkich pierwiastków - wodoru i helu. Do tego zespołu należą również 4 planety: Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Większość z planet naszego Układu Słonecznego posiada naturalne satelity, księżyce zbudowane głównie ze skał i lodu. Dziewiąta i zarazem ostatnia planeta, Pluton, nie została zakwalifikowana do żadnej z kategorii. Krąży on wokół Słońca przemierzając najdalsze zakamarki naszego układu. Jest tez najmniejsza i najzimniejsza z pośród znanych nam planet.

Narodziny gwiazdy

Wszystkie gwiazdy biorą swój początek z gigantycznych obłoków materii międzygwiazdowej, składającej się głównie z gazu i pyłu, przy czym masa tego pierwotnego skupiska jest rzędu 100 tys. mas Słońca, a swoimi rozmiarami sięga nawet 50 parseków. W skald tych początkowych zagęszczeń gazowych wchodzi głównie wodór cząsteczkowy o temperaturze zaledwie 10 K i niewielkie domieszki pyłu. Obłoki molekularne pozostają w równowadze termodynamicznej z otaczająca je mniej gęstą, ale gorętszą materią gazową. Siły grawitacji spowodowane wybuchem pobliskiej gwiazdy supernowej bądź też wiatrem gwiezdnym mogą prowadzić do zachwiania początkowej równowagi i zapoczątkowania kurczenia się obłoków i ich fragmentacji.

Poszczególne fragmenty nadal zapadają się grawitacyjnie, prowadzi to do powstania tzw. protogwiazd. Zagęszczanie się szybko wirującego lub bardzo masywnego fragmentu prowadzi do powstania gwiazd podwójnych lub wielokrotnych.

Podczas gwałtownego zapadania się bardzo szybko wirującej pierwotnego obłoku, w pewnym momencie dochodzi do spłaszczenia resztek materii międzygwiazdowej zgromadzonej wokół młodej gwiazdy. W ten sposób wokół przyszłej gwiazdy powstają wirujące pierścienie gazowe, czyli późniejsze dyski protoplanetarne będące zaczątkiem planet. Nasz Układ Słoneczny powstał prawdopodobnie z takiego właśnie fragmentu obłoku o masie około 1,1 masy Słońca. Wiek Słońca i jego skład chemiczny oceniany na podstawie widma wynika, że Słońce jest gwiazdą dość młodą, a zatem zalicza się drugiej lub trzeciej generacji gwiazd. Zawiera ono bowiem materię bogatą w liczne cięższe pierwiastki, których ilość i skład świadczy o pochodzeniu ze znacznie starszych umarłych juz gwiazd poprzednich generacji, powstałych tuż po Wielkim Wybuchu. Pierwiastki ciężkie, stanowiące zasadniczy budulec planet, mogły powstać nie tylko w jądrach gwiazd, ale także podczas wybuchu gwiazd supernowych.

Powstawanie planet

Proces powstawania planet można podzielić na kilka faz:

Powstanie dysku wokół centralnej protogwiazdy.

Pod wpływem jakiegoś impulsu, siły z zewnątrz, pierwotna materia zaczęła się kurczyć pod wpływem grawitacji. Początkowo bezkształtny obłok przyjął formę dysku, o największym zagęszczeniu materii w centrum. To właśnie tam, w samym środku, powstała protogwiazda, której było już całkiem niedaleko, aby stać się Słońcem. Nadmiar materii gromadził się w postaci grubych pierścieni otaczających centralna gwiazdę. Kurczenie się układu, który posiadał już pewien moment pędu spowodowało jeszcze jego wzrost. Nadmiar tego moment pędu musiał być odprowadzony z wnętrza na powierzchnię. Uzyskując w ten sposób odpowiedni bodziec, równikowe pierścienie oderwały się od protosłońca unosząc nadmiar jego momentu pędu i tworząc wirujący szybko obłok protoplanetarny. Mechanizm przekazu momentu pędu był bardzo efektywny, ponieważ Słońce niosące ponad 99% masy całego Układu ma zaledwie 2% całkowitego moment pędu, podczas gdy pozostałe 98% niosą planety. W miarę kurczenia się protogwiazdy, temperatura w jej centrum stale rosła, a gdy osiągnęła wartość 10 mln K, doszło do zapalenia się paliwa jądrowego i Słońce zaczęło świecić.

Kondensacja pyłu w różnych rejonach dysku.

Podczas gdy, grubość dysku rosła wraz z odległością od Słońca, jego a temperatura i gęstość malały. Materia stała, która wcześniej mogła ulec odparowaniu, w miarę ochładzania się ulęgała ponownej kondensacji. Na orbicie Marsa, czyli niedaleko od Słońca, temperatura była na tyle wysoka, że mogło tam dojść do kondensacji tylko cięższych pierwiastków, takich jak tlenki wapnia, glinu i tytanu, metaliczne żelazo i nikiel, glinokrzemiany litowców, tlenki żelaza oraz krzemiany magnezowo-żelazowe. W zimniejszych rejonach, czyli dalej od gorącej gwiazdy, kondensowały się woda, amoniak, metan. To, dlaczego budowa planet i ich skład chemiczny zmienia się wraz z dystansem w stosunku do centrum.

Opadanie pyłu w kierunku płaszczyzny centralnej.

Ziarna pyłu zanurzone w gazie zderzały się i łączyły ze sobą dzięki obecności sił elektrostatycznych. Tak oto powstały większe, choć nadal maleńkie, kawałki materii stałej o średnicy kilku cm, które były już zbyt ciężkie, aby swobodnie unosić się w gazie. Krążąc wokół Słońca, ziarna te powoli opadały w kierunku części równikowej, nabierając masy w wyniku przyłączania się kolejnych zlepków materii. Czas tego opadania szacuje się na około tysiąca lat.

Powstawanie planetozymali.

W płaszczyźnie równikowej wokół Słońca powstała gęsta warstwa ziaren materii stałej skupionej w postaci pierścienia. Gdy gęstość materii wewnątrz niego wzrosła na tyle, że warstwa ta stała się niestabilna, uległa ona rozpadowi na wiele niezależnych od siebie fragmentów różnej wielkości. Każdy z tych kawałków zawierających więcej lub mniej pyłu i cząstek gazu, krążył nie tylko wokół Słońca, ale także wykonywał ruch obrotowy wokół własnej osi i utrzymywał się w równowadze dzięki sile grawitacji. Największe kawałki zwiększały jeszcze swoją masę łącząc się z mniejszymi napotkanymi po drodze grudkami. Wreszcie masa niektórych odłamków stała się na tyle duża, że grawitacja spowodowała dalsze zapadanie się materii i powstanie stałej struktury o rozmiarach rzędu nawet km, tzw. planetezymala. Etap ten trwał około 100 tys. lat.

Od planetezymali do planety.

Planetezymale były już bryłami o dostatecznie dużych rozmiarach, aby istotne stało się dla nich ich wzajemne przyciąganie grawitacyjne. Duże kawałki szybko przyłączały do siebie mniejsze, sklejały się i stanowiły podwaliny przyszłych planet. Początkowo proces ten odbywał się bardzo wolno, jednak w miarę przyrostu masy, wyłapywanie kolejnych kawałków stało się coraz szybsze. Gdy większość ciał w obszarze ich przyciągania grawitacyjnego została już wychwycona, proces ten ponownie osłabł na sile. W ten sposób powstały tak zwane planety ziemskie i jądra kolejnych planet. Jądra czterech planet gazowych przyciągnęły część gazu z dysku, stając się planetami gazowymi. Pozostały gaz został usunięty z Układu podczas fazy intensywnego promieniowania Słońca, zwanego T-tauri. Etap powstawania planet był stosunkowo długi i trwał około 100 mln lat.

Przedstawiony wyżej schemat formowania się planet wokół Słońca jest bardzo ogólny i można go zastosować do każdej innej gwiazdy pojedynczej. Zastosowanie go jednak ciągle pozostawia szereg pytań bez odpowiedzi.

Dlaczego w pasie planetoid nie powstała planeta?

Zderzenia planetezymali w okolicy Jowisza, czyli najbliżej położonej planety od zewnętrznej strony pasa planetoid, odbywały się ze zbyt dużą prędkością. Siła kolizji nie prowadziła zatem do łączenia się pojedynczych fragmentów w większą całość, powodowała raczej ich rozpad. Było to prawdopodobnie spowodowane właśnie sąsiedztwem gazowego olbrzyma, którego oddziaływania grawitacyjne przyspieszały ruch planetezymali na wcześniejszych orbitach. Poza tym, wiele z nich zostało przechwyconych przez Jowisza lub wyrzuconych poza Układ Słoneczny.

Od planet do ich naturalnych satelitów, czyli skąd się wzięły księżyce?

W zasadzie mechanizm formowania się księżyców wokół planet nie różni się zbytnio od opisanej powyżej hipotezy narodzin planet wokół Słońca. Naturalne satelity około planetarne wzięły swój początek z dysków około planetarnych, czyli z rozdrobnionej materii krążącej po orbitach młodych planet. Trudno jest jednak wyjaśnić początki naszego Księżyca. Mógł on powstać w wyniku ewolucji z materii okołoziemskiej. Druga teoria głosi, że powstał on w wyniku zderzenia z Ziemią ogromnego planetoidy, która oderwała części lekkiej materii płaszcza Ziemi i wysłała ją na orbitę. Następnie skupiła się ona do obecnie znanej postaci Księżyca. Hipoteza zderzenia wyjaśnia fakt, iż Ziemia, mimo znacznej odległości od Słońca ma stosunkowo dużą gęstość, a Księżyc małą. Nie mamy już takiego problemu z Marsem, którego księżyce są w zasadzie planetoidami przyciągniętymi na orbitę.

Skąd się wzięły komety?

Jądra komet stanowią lodowe planetoidy powstałe w obszarze między Saturnem a Plutonem. Wiele z nich uległo rozproszeniu poza nasz Układ Planetarny w wyniku oddziaływania grawitacyjnego rodzącego się Uranu czy Neptuna. Znaczna ich część została na zawsze wyrzucona z naszego Układu Słonecznego, a tylko niektóre z nich kontynuują swoja wędrówkę wokół Słońca w znacznej odległości od niego, tworząc tzw. obłok Oorta znajdujący się 100 tys. jednostek astronomicznych od centrum. Dużą odległość oznacza mniejsza grawitację ze strony Słońca, ale też silniejsze oddziaływań z przechodzącymi gwiazdami. Pod ich wpływem lodowe komety mogą zagłębiać się w nasz Układ Słoneczny.

Dlaczego Wenus i Uran wirują wokół swoich osi w przeciwną stronę niż inne planety?

Oba ruchy planet, orbitalny i wirowy, wynikają z momentu pędu pierwotnego dysku protoplanetarnego przekazanego planetom. Wydaje się także, że Uran zderzył się też w trakcie swojej historii z jakimś dużym obiektem, co prawdopodobnie spowodowało właśnie zmianę kierunku ruchu obrotowego oraz nachylenie jego osi obrotu do płaszczyzny orbity. Kierunek tego ruchu dla planety Wenus wydaje się być skutkiem przyciągnięcia na orbitę satelity, który krążył w przeciwną stronę oraz działaniem sił pływowych.

Planety Układu Słonecznego

Merkury

Merkury jest planetą leżącą najbliżej Słońca, odległość miedzy tymi obiektami wynosi około 58 mln km. Jest to planeta o promieniu trzykrotnie mniejszym od promienia naszej planety i masie stanowiącej jedynie 5,5% masy Ziemi, co do wartości średniej gęstości, to dla obu planet są one podobne. Przyspieszenie grawitacyjne na jego powierzchni wynosi około 3,7 m/s^2. Poza małą ilością tlenu, sodu, potasu i helu, na Merkurym nie ma atmosfery, jest to spowodowane jego słabym wewnętrznym polem magnetycznym. Najbardziej zewnętrzną warstwę, skorupę, pokrywa ciemny regolit. Formy powierzchniowe wydają się być podobne do obserwowanych na Księżycu. Jest tam mnóstwo dołów, kraterów, uskoków, pagórków, nizin. Wydaje się, że skład chemiczny Merkurego jest zróżnicowany w zależności od głębokości. Jądro planety jest z żelaza, a jego promień stanowi 80% całkowitego promienia, powyżej niego znajduje się skorupa krzemianowa o grubości 500 - 600 km. Temperatura powierzchni od strony osłonecznionej waha się w zakresie od +375 do +500stopni Celsjusza, podczas gdy po drugiej stronie wynosi ona około -170 stopni.

Ruch obiegowy Merkurego trwa około 88 dób ziemskich, jeden obrót planety dookoła własnej osi trwa 58 dób ziemskich, a zatem doba merkuriańska trwa aż 176 dni ziemskich. Merkury swoim kształtem przypomina idealną kulę. Jest to zapewne spowodowane tak wolną rotacją, która nie spowodowała spłaszczenia. Wokół Merkurego nie krąży żaden satelita, choć nie wyklucza się, że kiedyś takowy mógł być, jednak pod wpływem sił przypływowych spadł na planetę. Jego równik leży prawie dokładnie w płaszczyźnie orbity.

Wenus

Wenus jest planetą wielkości Ziemi o promieniu stanowiącym 95% promienia ziemskiego (6052 km), masa zaś to 81,5% masy naszej planety. Średnia gęstość materii na Wenus wynosi 5,25 Mg/m^3. Przyśpieszenie grawitacyjne na powierzchni to około 8,9 m/s^2. Widać tez obecność słabego pola magnetycznego. Jeśli porównać strukturę wewnętrzną Wenus i Ziemi, to obie planety mają płynne jądro zbudowane z żelaza, otoczone płaszczem i skorupą. Jednak powierzchnia Wenus pokryta jest jednolita skorupą, brak tam podziału na płyty tektoniczne. Gęsta powłoka chmur nad planetą nie pozwala spojrzeć na nią głębiej, dlatego też wszelkie obserwacje mogą być prowadzone przy użyciu fal radiowych lub przez specjalne sondy. Znaczną część naszego sąsiada pokryją równiny. Ponadto występują tam liczne łańcuchy górskie i kratery. Najwyższe szczyty w Górach Maxwella wznoszą się na wysokość 11 - 12 km. Poza tym jest tam dużo kraterów, pozostałości po wulkanach. Niezależnie od pory dnia czy nocy oraz od wenusjańskiej szerokości geograficznej, na powierzchni zawsze panuje temperatura bliska 470 stopniom Celsjusza, co jest spowodowane efektem cieplarnianym, który wywołuje wysoka zawartość dwutlenku węgla. Ponad warstwą chmur temperatura spada gwałtownie do -25 stopni. Na planecie panuje bardzo wysokie ciśnienie rzędu 90 ziemskich atmosfer, a w jej skład wchodzi wspomniany już dwutlenek węgla oraz niewielkie ilości CO, HCL, HF. Obserwacje wykazują, że chmury otaczające planetę są zbudowane z zamarzających kropelek wodnego roztworu kwasu siarkowego, krążą one wokół planety z okresem około 4 dni. Chmury nad Wenus posiadają wysoki współczynnik odbicia i dlatego planeta ta jest trzecim pod względem jasności, obiektem naszego nieba, zaraz po Słońcu i Księżycu.

Średnia odległość Wenus od Słońca wynosi 108 mln km, a okres obiegu trwa 225 dni ziemskich. obrót wokół własnej osi odbywa się w kierunku przeciwnym niż podobny ruch Ziemi, a jego częstotliwość wynosi 243 dni. Zatem doba wenusjańska trwa 117 dni ziemskich. Nachylenie równika Wenus do płaszczyzny jej orbity wynosi około 177 stopni.

Ziemia

Kulę ziemską otacza gęsta atmosfera składająca się w 78% z azotu, w 21% z tlenu i śladowych ilości argonu, dwutlenku węgla i neonu. Zawartość pary wodnej na planecie waha się między 0,1 a 2,8%

Podstawowe parametry naszej planety:

Średnie odległość od Słońca- 149,6 mln km

Okres obiegu wokół Słońca- 365,26 dni

Średnia prędkość na orbicie- 29,9 km/s

Promień równikowy- 6378 km

Promień średni- 6371 km

Masa- 5,975 1024 kg

Średnia gęstość- 5,52 g/cm3

Mars

Mars jest ostatni z grupy planet ziemskich. Jego promień jest o połowę mniejszy od promienia Ziemi, a masa to zaledwie 11% całkowitej masy Ziemi. Położenie Marsa w naszym sąsiedztwie sprawia, iż jego budowa wewnętrzna jest w także podobna do budowy Ziemi, jego jadro stanowi płynne żelazo, pokrywa je płaszcz, a na końcu jednolita skorupa. Na powierzchni znajduje się mnóstwo gór i piasku tworzącego malownicze wydmy, a całość sprawia wrażenie zimnej i suchej pustyni. Występują też liczne kratery po wygasłych wulkanach oraz szereg dolin przypominających koryta rzek, ale także obszary aluwialne, uskoki i wielkie wzniesienia. Jest wiele śladów świadczących o tym, że niegdyś było tam bardzo dużo wody, pochodzącej z pary wodnej w atmosferze, w której dawno temu mogła znajdować się woda. Woda mogła być też ukryta w postaci lodu pod powierzchnią planety. Jest wielce prawdopodobne, że nawet teraz zamarznięta woda może znajdować się pod powierzchnią Marsa, zwłaszcza w pobliżu biegunów. Największym wzniesieniem nie tylko na Marsie, a być może nawet w całym Układzie Słonecznym, jest wygasły wulkan Olympus Mons, którego wysokość wynosi ponad 25 km, a jego średnica podstawy ponad 500 km. Bieguny marsjańskie pokrywa zestalony dwutlenek węgla. Atmosfera Marsa składa się w znacznej większości z dwutlenku węgla, poza tym są w niej śladowe ilości CO i tlenu dwuatomowego. Ilość pary wodnej w atmosferze jest 100 razy mniejsza, niż na Ziemi, jednakże czasami zdarzają się tam niewielkie jej kondensacje, można to zaobserwować jako białe lub błękitne obłoki. Na powierzchni planety wieją bardzo silne wiatry, które czasami osiągają prędkość 80 m/s, mogą one powodować rozległe burze pyłowo - piaskowe. W zależności od wysokości terenu ciśnienie waha się od 1 do 9 hPa, zmiany temperatury występują w zakresie od prawie +20 stopni Celsjusza w południe na równiku, do -130 stopni w nocy na biegunach. Mars posiada także bardzo słabe pole magnetyczne.

Średnia odległość Marsa od Słońca wynosi około 228 mln km. Jeden pełny obieg trwa tam 687 dni ziemskich, czyli 670 dni marsjańskich. Posiada on dwa księżyce: Phobos i Deimos. Nachylenie równika planety do płaszczyzny jej orbity wynosi około 25 stopni. Zdolność odbijania światła na powierzchni Masa, tzw. albedo wynosi 0,15.

Jowisz

Jowisz jest największą z planet obiegających nasze Słonce, zapoczątkowuje drugą kategorię planet, gazowych olbrzymów. Promień planety wzdłuż równika wynosi 71490 km, natomiast jeśli mierzyć go od środka planety do biegunów, to będzie on miał długość 66854.5 km. Bardzo szybka rotacja planety jest przyczyną tak silnego spłaszczenia biegunowego. Mimo że jest on tak ogromny, jego masa jest ponad 1000 razy mniejsza od masy Słońca, ale też 318 razy większa od masy naszej planety. W składzie chemicznym Jowisza znajdziemy przede wszystkim lekkie pierwiastki, wodór i hel, a wiec swoją budową przypomina on Słońce. Jednak aby stać się gwiazdą musiałby być kilkadziesiąt razy cięższy. Charakterystyczna cechą gwiazd oprócz rozmiarów jest też promieniowanie, i właśnie Jowisz oddaje więcej energii niż otrzymuje ze Słońca. Jego powierzchnia jest zasłonięta grubą warstwą chmur pokrywającą planetę. Układają się one w pasy wzdłuż równoleżników, różnej szerokości i barwy. Pomiędzy tymi chmurami przez wiele lat utrzymują się cyklony atmosferyczne, spośród nich najbardziej znana jest tak zwana Wielka Czerwona Plama, którą obserwujemy od co najmniej 300 lat. Jej południkowa długość wynosi około 1000 km, podczas gdy równoleżnikowa przekracza aż 20000 km. Różnice w kolorach poszczególnych pasów wynikają ze składu chemicznego planety. Głównym składnikiem atmosfery Jowisza jest wodór dwuatomowy oraz hel, ale także metan i amoniak obecny w chmurach, zaobserwowano też etan i acetylen. W atmosferze Jowisza zdarzają się wiatry osiągające szybkość nawet 200 m/s. Temperatura zewnętrznych warstw atmosfery wynosi około -145 stopni Celsjusza, jednak bardzo szybko wzrasta w miarę zbliżania się do powierzchni planety, towarzyszy temu także wzrost ciśnienia. Na większych głębokościach ciśnienie powoduje, że gaz zaczyna zachowywać się jak ciecz. Sięgając jeszcze głębiej natrafiamy na granicę wodoru metalicznego, który występuje bardzo wysokim ciśnieniem. Przypuszcza się, że jądro Jowisza, sięgające na długości 0,2 promienia od centrum, ma konsystencję stałą i zbudowane jest ze skal, panuje tam temperatura rządu 20000 - 30000 K i duża gęstość, nawet do 20 Mg/m^3. Okres obiegu Jowisza wokół Słońca trwa prawie 12 ziemskich lat, podczas gdy ruch obrotowy trwa zaledwie 10 godzin. Nachylenie równika w stosunku do płaszczyzny obiegu wynosi 3,1 stopnia. Ponadto Jowisz posiada tak zwane pierścienie i aż 16 naturalnych księżyców, największe z nich to Io, Europa, Ganimedes i Kallisto.

Saturn

Swoją budową znacznie przypomina Jowisza, jest też ostatnią planetą widoczną nieuzbrojonym okiem. Wygląda jak gwiazda na niebie. Średnica równikowa Saturna ma długość prawie 120536 km, a sama planeta uległa silnemu spłaszczeniu pod wpływem szybkiej rotacji. Kolejne podobieństwo tej planety do swojego większego sąsiada zauważamy w jej składzie chemicznym, a także w składzie chemicznym całej atmosfery oraz w tym, że występują na niej liczne pasma chmur. Budowa wewnętrzna planety, również pod względem chemicznym jest zbliżona do Jowisza, choć zdarzają się i różnice. Występuje tam skalne jądro oraz liczne warstwy postaciowe gazu, wodoru i helu. Saturn także wypromieniowuje cześć swojej energii. Objawia się to tym, że temperatura powierzchniowych warstw jego atmosfery sięga aż -165 stopni Celsjusza, i jak wskazują obliczenia jest ona o 30 stopni wyższa od tej, jaka powinna tam panować w przypadku tylko jednego źródła ciepła, Słońca. Cechą charakterystyczna tej pięknej gazowej planety, tym co nas najbardziej w niej zachwyca i pociąga, są jej barwne pierścienie, które można oglądać nawet przez niewielkie teleskopy. Pierścienie Saturna są niejednorodne, składają się one z całego systemu pierścieni, z których najbardziej uznane są trzy, oznaczone od zewnątrz literami A, B, C. Między pierścieniami rozciąga się szeroka przerwa, zwana przerwą Cassiniego, którą można oglądać już przy pomocy małego teleskopu. Na zewnątrz pierścienia A znajdują się w kolejności trzy pierścienie F, G i E które także są bardzo rzadkie, najbliżej powierzchni planety rozciąga się pierścień D, również bardzo rzadki. Wszystkie te pierścienie, poza A, B i C zostały odkryte dopiero przez specjalne sądy kosmiczne. Jak wynika z przeprowadzonych przez nie obserwacji, wszystkie pierścienie mają urozmaiconą i bogatą strukturę wewnętrzną. Każdy z nich składa się z tysięcy mniejszych pierścionków. Pierścienie Saturna są niezwykle cienkie, o grubości niewiększej niż 1 km. Składają się w zasadzie z luźnych drobnych cząsteczek pyłu, ale także większych odłamków skalnych. Obwód danego pierścienia zależy w zasadzie od jego położenia, a zatem pierścień A ma średnicę zewnętrzną zbliżoną do 278000 km, pierścień E natomiast sięga długością nawet 8 promieniom planety. Natomiast większość przerw miedzy nimi nie jest, jak to wcześniej sugerowano, całkowicie pozbawiona materii. Nawet olbrzymia przerwa Cassiniego nie jest zupełnie pusta.

Rok Saturna trwa aż 29,5 lat ziemskich, a sama planeta nie zbliża się o Słońca na odległość mniejszą od 1,4 mld km. Ruch obrotowy trwa około 10,5 godziny. Jak dotąd odkryto 20 księżyców Saturna, z których największy Tytan, ma średnice 5550 km, posiada atmosferę i jest większy od Merkurego.

Uran

W odległości prawie 2,9 mld km od Słońca znajduje się kolejna planeta z rodziny gazowych, Uran, który obiega naszą gwiazdę w ciągu 84 lat. Okres obrotu wokół własnej osi wynosi niecałe 17 godzin, stąd znaczne spłaszczenia planety. Średnica planety wynosi ponad 51 tysięcy km, a jej masa jest jedynie 14,5 razy większa od masy naszej planety. Kat nachylenia osi obrotu Uranu do jego płaszczyzny orbity wynosi 8 stopni, jest on więc lekko obrócony "na bok", istotne jest to, że jego wszystkie satelity krążą po orbitach prostopadłych do płaszczyzny orbity planety. Uran jest już znacznie mniejszy od swoich gazowych braci, Jowisza i Saturna, a zalicza się do grupy tych olbrzymów ze względu na swoją budowę wewnętrzną. Pod względem fizycznym i składu chemicznego jest bardziej podobny tych dwóch planet niż do planet z grupy ziemskiej. Jego atmosfera składa się głównie z wodoru i metanu, co daje blado niebieski kolor. Wydaje się, że zaobserwowano tam także hel i acetylen. Uran posiada ponadto 11 cienkich i rzadkich pierścieni i 15 księżyców.

Neptun

Ostatnią z planet olbrzymów jest Neptun, którego jeden obieg Słońca trwa165 lat ziemskich i odbywa się w odległości zaledwie 4,5 mld km. Rozmiarami przypomina Uran, jego średnica wynosi 49,5 tysięcy km, masy zaś to około 17,2 mas ziemskich. Ma nieznacznie większą gęstość materii, lecz poza tym ma bardzo podobną budowę wewnętrzna. W atmosferze Neptuna wysteruje głównie metan, co sprawia, że jego barwa przyjmuje niebieskawy koloru. Neptun posiada także 8 księżyców oraz cztery pierścienie, które są jednak dość słabe.

Pluton

Pluton ostatnia ze znanych planet naszego układu. Obiega słońce w przeciągu 248 lat ziemskich w odległości prawie 6 mld km. Jego orbita jest bardzo wydłużona i eliptyczna, wobec tego w pewnym okresie znajduje się on nawet bliżej Słońca niż Neptun. Rozmiary Plutona nie są zbyt imponujące, jest on tylko trzykrotnie większy od największych znanych planetoid, przy tym mniejszy od wielu księżyców planetarnych, w tym naszego. Jego średnica wynosi tylko 2320 km, a masa jest sześć razy mniejsza od masy księżyca ziemskiego. Posiada tylko jeden księżyc, Charon, którego średnica wynosi około 1270 km i jest równa prawie połowie od średnicy samej planety, a jego istnienie odkryto dopiero w 1978 roku.

Planetoidy

Główny pas planetoid ciągnie się między orbitami Marsa i Jowisza, gdzie krąży wokół Słońca większość z planetoid, które w zasadzie są maleńkimi planetkami o średnicach mniejszych od 1000 km i większych od około 1 km. Mają one budowę skalistą. Mniejsze od nich obiekty krążące się w przestrzeni międzyplanetarnej nazywamy meteoroidami, jednak nie można jednoznacznie wyznaczyć granicy pomiędzy nimi. Przypuszcza się, że planetoidy to niedoszłe planety, które nie zdołały się uformować z powodu silnego oddziaływania grawitacyjnego ze strony Marsa i Jowisza.

Średnie odległości dysku planetoid od Słońca wahają się od 420 do 520 mln km

Przeciętny okres ich obiegu wokół Słońca wynosi od 3 do 6 lat

Największa planetoida, Ceres ma promień 466km

Sumaryczna masa to zaledwie około 15% masy Księżyca

Średnia gęstość materii wynosi około 2g/cm3

Obłok Oorta

Nasz Układ Słoneczny nie kończy się wraz z ostatnią planetą, wręcz przeciwnie oddziaływanie grawitacyjne Słońca sięga ponad 3000 razy dalej, poza orbitę Plutona, dochodzi do połowy drogi do najbliższych gwiazd. Obszar objęty zasięgiem naszej gwiazdy nie jest pusty, wypełnia go ogromne skupisko komet i materii międzyplanetarnej, która nie została wykorzystana do budowy poszczególnych ciał naszego Układu Słonecznego. Obszar ten nazywamy Obłokiem Oorta.

Obłok Oorta to najbardziej wysunięty fragment Układu Słonecznego, wypełniają go rozległe i mroczne przestrzenie, w których sąsiednie komety oddalone są od siebie o dziesiątki milionów kilometrów. Obiekty te doznają tylko niewielkiego oddziaływania ze strony Słońca. Jest tam zimno i ciemno, typowe temperatury spadają tam do kilku stopni powyżej zera bezwzględnego. Skala odległości jest tak ogromna, że nawet Słońce, mimo że ciągle jeszcze jest najjaśniejszą gwiazdą na niebie, świeci jak Wenus nad nocnym ziemskim niebem.

O istnieniu i własnościach Obłoku Oorta wiemy jedynie na podstawie naszych domysłów. Nikomu jeszcze nie udało się go zobaczyć. O jego obecności wnioskujemy z obserwowanych zjawisk fizycznych. Raz na jakiś czas zdarza się bowiem, że do wnętrza naszego układu planetarnego przedostawanie się jakaś zabłąkana długookresowa kometa, której pochodzenia nie da się wyjaśnić inaczej jak z tego obłoku.

W IV wieku p.n.e. Arystoteles sądził, że komety to nic innego jak obłoki świecącego gazu w wysokich warstwach atmosfery ziemskiej. Natomiast w I wieku n.e. Seneka, rzymski filozof, twierdził, że komety to ciała, które podróżują po niebieskie własnymi drogami. Dopiero wiele wieków później, w XVI wieku, duński astronom Tycho Brahe porównując obserwacje komety wykonane w wielu różnych miejscach w Europie, potwierdził teorie Seneki. Według jego obserwacji kometa znajdowała się znacznie dalej niż Księżyc, w przeciwnym bowiem razie w każdym miejscu obserwacji powinna ona mieć różne położenie względem gwiazd stałych. Brahe nie zdołał jednak odległości tych obiektów względem Ziemi.

Dopiero z początkiem XVIII wieku, gdy astronomowie przystąpili do wyznaczania orbit komet stało się jasne jak daleko znajdują się te ciała. W 1705 roku powstał pierwszy katalog 24 komet autorstwa angielskiego astronoma Edmonda Halleya. Jego obserwacje nie były zbyt dokładne i tylko z grubsza można było dopasować parabolę do toru ruchu danej komety. Udało mu się jednak pokazać, że kształty orbit są orbity wydłużonymi elipsami wokół Słońca.

Liczba komet jest nieokreślona i może być duża. Przestrzeń pomiędzy Słońcem a stałymi Gwiazdami jest jednak jeszcze większa, wobec tego jest tam wystarczająco miejsca dla wielu obiektów tego typu. Jedno okrążenie komety wokół Słońca może trwać niezmiernie długo.

Obłok Oorta został odkryty dopiero w 250 lat po tym, jak Halleya stworzył swój katalog komet krążących po orbitach, które rozciągają się miedzy gwiazdami. To Halley jako pierwszy zauważył też, że komety pojawiające się kolejno w latach 1531, 1607 i 1682 poruszały się po podobnych orbitach i przybliżeniu co 76 lat. Te pozornie różne obiekty były według Halleya w rzeczywistości tą samą kometą, powracającą w regularnych odstępach. Kometa Halleya, bo tak została nazwana, po raz ostatni pojawiła się w pobliżu wewnętrznych planet w 1986 roku. Halley zapoczątkował podział komet na dwie grupy w zależności od czasu, jaki zabiera im okrążenie Słońca, później przejęli inni astronomowie, również jako wyznacznik odległości dla danej komety. Komety długookresowe mają swoje okresy orbitalne wynoszące ponad 200 lat, a komety krótkookresowe poniżej 200 lat. Komety krótkookresowe podzielono ponadto na jeszcze dwie grupy: komety rodziny Jowisza, takie jak Enckego i Tempel 2, których okresy orbitalne są krótsze od 20 lat, oraz komety o okresach pośrednich, czyli takie jak Halleya, których obieg wynosi od 20 do 200 lat. Definicje te są dość dowolne, lecz odzwierciedlają rzeczywiste różnice. Komety zarówno pośrednio- i długookresowe docierają do strefy naszych planet ze wszystkich możliwych kierunków, wydaje się, że przybywają one z obłoku Oorta. Natomiast komety z rodziny Jowisza krążą po orbitach nachylonych do płaszczyzny ekliptyki pod kątem blisko 40 stopni i prawdopodobnie. Powstają one, według dzisiejszego stanu wiedzy, w pasie Kuipera, czyli w rejonie płaszczyzny ekliptyki znajdującym się poza orbitą.

Otchłanie poza Plutonem

Na początku XX wieku wiedz na temat długookresowych komet była już na tyle obszerna, ze można było badać ich statystyczny rozkład. Blisko 30% orbit komet obserwowanych w sąsiedztwie punktu ich największego zbliżenia do Słońca, czyli tak zwanych orbit oskulacyjnych zadawala się być hiperboliczna. Powodowało to pewien zamęt w dotychczasowej wiedzy. Hiperboliczne orbity oznaczały, że wędrujące po nich komety powstały najprawdopodobniej w przestrzeni międzygwiazdowej i tam też wracały po przejściu przez nasz układ. Istnienie orbit o tego typu kształtach mogło oznaczać, że komety zostały wyłapane z przestrzeni międzygwiazdowej po ich rozproszeniu prze planety. Orbity eliptyczne gwarantowały natomiast, że obiekty na nich, związane są grawitacyjnym oddziaływaniem słonecznym.

W celu zweryfikowania tej hipotezy, astronomowie zajmujący się mechaniką nieba przedłużali tory orbit tych długookresowych komet poruszając się wstecz w czasie. Odkryli oni, że na skutek oddziaływania grawitacyjnego ze strony odległych planet orbity oskulacyjne nie pokrywały się z oryginalnymi orbitami komet. Dopiero gdy uwzględnili oni wyniki oddziaływania planet i zorientowanie orbit w stosunku do środka masy Układu Słonecznego, a nie względem Słońca, a następnie dokonali ekstrapolacji przez dostatecznie długi okres czasu z przeszłości, wtedy prawie wszystkie orbity okazały się być eliptyczne. A zatem komety są obiektami naszego Układu Słonecznego.

Dodatkowo siedemdziesiąt procent tych orbit wydaje się być rozłożone w sposób jednorodny, a energie orbitalne aż 30% z nich mieszczą się w bardzo wąskim zakresie. Maksimum to odpowiadało orbitom rozciągającym się na bardzo duże odległości 20000 jednostek astronomicznych, a nawet więcej. Na tak dużych orbitach okresy obiegu wokół Słońca wynoszą ponad milion lat. Pytanie, dlaczego aż tyle komet przybywa z tak daleka? Adrianus F. van Woerkom, holenderski astronom pod koniec lat czterdziestych udowodnił, że zakłócenia spowodowane przez planety oraz rozpraszanie komet na przypadkowe, ciasne bądź rozległe orbity mogłyby wyjaśnić ich jednorodny rozkład. Jednak nadal brak odpowiedzi co do kwestii maksimum komet o okresach miliona lat?

W 1950 roku problem ten analizował Jan H. Oort, astronom również holenderskiego pochodzenia, to on wyznaczył wcześniej prędkość rotacji Drogi Mlecznej. Stwierdził on, że maksimum o okresach orbitalnych miliona lat musi przedstawiać sobą źródło komet długookresowych: olbrzymi obłok otaczający nasz układ planetarny i rozciągający się przez pół drogi do najbliższych gwiazd.

Jak wykazał Oort, komety z tego obłoku doznają tak słabego oddziaływania ze strony Słońca, że gwiazdy przechodzące przypadkowo w ich pobliżu, mogą bez większych problemów spowodować zmianę danej orbity. Średnio raz na milion lat kilkanaście gwiazd zbliża się do naszego Układu Słonecznego na odległość jednego parseka, czyli 206000 j.a. Takie przejścia wystarczają do wymieszania poszczególnych orbit, powodując zmianę ich nachylenia i wysyłając po bardzo wydłużonych orbitach eliptycznych ciągły strumień komet w kierunku centrum Układu Słonecznego. Gdy komety wejdą pierwszy raz do układu planetarnego, są rozpraszane przez planety, zyskując lub tracąc energię orbitalną. Niektóre z tych ciał opuszczają Układ Słoneczny nawet na zawsze. Część z nich wraca ponownie i można je obserwować jako członków rozkładu jednorodnego. Oort opisał ten obłok, porównując go do ogrodu delikatnie grabionego przez przechodzące gwiazdy.

Nieliczne komety nadal zdawały się przybywać z przestrzeni kosmicznej. Wrażenie to spowodowane było prawdopodobnie pewnymi niedokładnościami w wyznaczaniu ich orbit. Podczas zbliżania się do Słońca komety mogły także zmieniać swoje orbity, ponieważ strumienie gazu i pyłu ciągnące się za kometą jak ogon działają jak małe silniki rakietowe. Zatem nie tylko oddziaływania grawitacyjne mogą sprawić, że orbity zdają się mieć hiperboliczny kształt, podczas gdy faktycznie są eliptyczne.

W trakcie prowadzenia swoich badań i obserwacji, Oort dysponował dokładnie zmierzonymi parametrami zaledwie 19 orbit, zatem jego osiągnięcia na polu interpretacji rozkładu orbitalnego komet długookresowych, robią tym bardziej kolosalne wrażenie. Obecnie znanych jest ponad 15 razy więcej tego typu orbit. Astronomowie wiedzą też, że długookresowe komety wchodzące po raz pierwszy w obszar zajmowany przez planety Układu Słonecznego przybywają średnio z odległości 44000 j.a., a ich orbity mają okresy obiegu rzędu 3.3 mln lat.

Powszechnie wiadomo również, że przejście pobliskiej gwiazdy może wywoływać znacznie większe zakłócenia w obszarze zajmowanym przez komety. Zdarza się, iż jakaś gwiazda mija Słońce z tak bliska, że przechodzi nawet przez obłok Oorta, powodując gwałtowne zaburzenia orbit komet znajdujących się na jej drodze. Badania statystyczne wykazują, że przejście takiej gwiazdy w odległości 10000 j.a. od Słońca może zdarzyć się raz na 36 mln lat, natomiast w odległości 3000 j.a. raz na 400 mln lat. Zdarzenie spowodowałoby, że wszystkie komety znajdujące się wzdłuż toru przejścia gwiazdy, zostałyby rozproszone w daleką przestrzeń kosmiczną, a orbity pozostałych komet obłoku ulęgłyby znacznym przeobrażeniom.

Prawdopodobnie najbliższe przejście gwiazdy obok Słońca w ciągu całej historii naszego Układu Słonecznego zdarzyło się na odległości zaledwie 900 j.a. i, mimo że bliskie przejścia gwiazdy nie wywierają zazwyczaj bezpośredniego wpływu na planety, to przy takiej odległości mogło ono doprowadzić do ich zniszczenia. W 1981 roku Jack G. Hills, wysnuł hipotezę, jakoby bliskie przejście gwiazdy miałoby spowodować deszcz komet. Wzrosłaby liczba obiektów spadających na powierzchnię planet, co w rezultacie mogłoby przyczynić się do masowego wymierania gatunków na naszej planecie. Symulacje komputerowe wykazują, że podczas takiego deszczu częstotliwość pojawiania się tych komet wzrosłaby 300-krotnie, a one same spadałyby przez 2 - 3 mln lat.

W ostatnich czasach Kenneth A. Farley znalazł dowody zajścia deszczu komet w historii naszego układu. Używając rzadkiego izotopu helu 3 jako wyznacznika materii pochodzenia pozaziemskiego, wykreślił on zależność ilości cząstek pyłu międzyplanetarnego, leżącego na dnie oceanu, od czasu. Każda kometa rozsiewa na swojej drodze pył. Tempo gromadzenia się tego pyłu jest zależne od ilości komet przechodzących przez rejon planet. Farley dowiódł, że tempo to wzrosło pod koniec epoki eocenu, czyli jakieś 36 mln lat temu, i spadało powoli przez kolejne 2 - 3 mln lat. Odkrycie to stanowi teoretyczne przewidywania dotyczące deszczy kometarnych. W późnym eocen nastąpiło prawdopodobnie powolne wymieranie gatunków żyjących na Ziemi, wtedy też powstało wiele kraterów uderzeniowych. Geolodzy znaleźli ponadto w osadach skorupy ziemskiej także warstwy irydu oraz mikrotektyty.

Na szczęście w najbliższej przyszłości Ziemi nie zagraża żaden deszcz kometarny. Satelita Hipparcos miał za zadanie zebrać dane dotyczące pozycji i prędkości gwiazd przechodzących w sąsiedztwie Układu Słonecznego oraz dokonać rekonstrukcji ich trajektorii. Znaleziono dowody, że w ciągu ostatniego miliona lat w pobliżu Słońca przeszła jedna taka gwiazda. Zatem następne bliskie przejście gwiazdy może nastąpić za około 1.4 mln lat, a będzie to Gliese 710, czerwony karzeł, który przedrze się przez peryferia obłoku Oorta w odległości około 70000 j.a. od Słońca. Z takiej odległości Gliese 710 nie jest bardzo szkodliwy, być może zwiększy częstotliwość przejścia komet przez obszar planetarny nawet o 50% powodując mżawkę kometarną.

Oprócz przypadkowo przelatujących gwiazd przez obłok Oorta, stabilność orbit zakłócają jeszcze dwa inne zjawiska. Po pierwsze, jest on na tyle obszerny, że odczuwa oddziaływanie pływowe powodowane przez dysk Drogi Mlecznej, a także przez centrum samej galaktyki. Oddziaływania pływowe powstają, ponieważ Słońce i kometa leżą w nieznacznie różnych odległościach od płaszczyzny równikowej dysku Galaktyki czy też jej centrum, dlatego też doznają nieco innego przyciągania grawitacyjnego. Pływy te powodują zwiększenie ilości komet długookresowych w obszarze zajmowanym przez planety.

Poza tym, obłok Oorta mogą również zakłócać olbrzymie obłoki molekularne. Zostało to wykazane w 1978 roku przez Ludwika Biermanna. Te masywne chmury chłodnego gazu, z których później powstają gwiazdy i planet, mają masy osiągające od 100 tys. do miliona mas Słońca. Gdy nasz Układ Słoneczny przechodzi w pobliżu takiego ogromnego skupiska wodoru, zaburzenia grawitacyjne wybijają komety z ich orbit i ciskają je w przestrzeń międzyplanetarną. Te bardzo gwałtowne przejścia zachodzą niezwykle rzadko, maksymalnie jedno na 300 do 500 mln lat. W 1985 roku wykazano, że w ciągu całej historii Układu Słonecznego obłoki molekularne wywarły łączny skutek, taki sam jak wszystkie gwiazdy przechodzące w jego pobliżu.

Wewnętrzne jądro

Obecnie astronomowie badają obłok Oorta pod trzema głównymi aspektami. Zajmują się strukturą obłoku, badają sposób, w jaki zaburzenia pochodzące od gwiazd i obłoków molekularnych zmieniają w nim rozkład komet. Z powodu licznych zaburzeń, komety na zewnętrznym orbitach obłoku szybko zostają rozproszone w przestrzeń międzygwiazdową, albo do wnętrza Układu Słonecznego. Jednak w głębi tego obszaru powinno istnieć stosunkowo gęste jądro, które stopniowo uzupełnia luki na swoich peryferiach.

Wykazano również, że komety z obłoku Oorta nurkujące w obszar planet, dążą do zachowania kata nachylenia płaszczyzn swoich orbit. Byłby to argument za tym, że komety z rodziny Jowisza, o małym nachyleniu orbit, pochodzą z pasa Kuipera. Jednak obłok Oorta nadal jest najbardziej prawdopodobnym źródłem komet o okresach pośrednich i o większym nachyleniu płaszczyzn orbitalnych. Liczba komet przebywających w obłoku Oorta zależy przede wszystkim od tego, jak często uciekają one z niego w przestrzeń międzyplanetarną. By wytłumaczyć obserwowaną obecnie liczbę komet długookresowych, astronomowie szacują, że jest ich tam około 6 bln, co stanowi najbardziej liczną populację ciał naszego Układu Słonecznego. Szacuje się, że jedynie jedna szósta z nich znajduje się w zewnętrznym obłoku opisanym po raz pierwszy przez Oorta. Reszta prawdopodobnie pozostaje w gęstym jądrze.

Komety z obłoku Oorta nie mogły narodzić się na swoich obecnych pozycjach, materia w tak dużych odległościach od Słońca jest zbyt zadka i rozproszona, by móc się skupiać. Nie pochodzą też z przestrzeni międzygwiazdowej, ponieważ Słońce wyłapuje bardzo niewiele komet. Jedynym możliwym miejscem narodzin tych komet jest więc nasz układ planetarny. Oort rozważał także możliwość powstawania komet w pasie planetoid, a następnie wyrzucania ich przez planety olbrzymy poza układ planetarny. Jednak struktura komet nie pozwala na ich tworzenie się w tamtym obszarze, są one bowiem zbudowane z lodu, a pas planetoid był wtedy zbyt gorący, by kondensował się w nim lód.

W rok po ukazaniu się pracy Oorta, Gerard P. Kuiper wysunął hipotezę, że komety rodziły się dalej od Słońca, w obszarze planet olbrzymów, postulował on również powstawanie niektórych komet poza najdalszymi orbitami planet. Komety rodziły się w całym obszarze planet olbrzymów, lecz te powstałe w sąsiedztwie Jowisza i Saturna, astronomowie traktowali jako wyrzucone w przestrzeń międzygwiazdową, a nie do obłoku Oorta. Uran i Neptun, jako planety mniej masywne, nie mogły wyrzucić tylu komet na trajektorie ucieczki. Późniejsze wnikliwe badania tego procesu pokazały pewne nieścisłości takiego schematu. Jowisz, a przede wszystkim Saturn z ocalą pewnością umieszczał znaczną część bliskich mu komet w obłoku Oorta. Prawdopodobnie znacznie większa część komet pochodzi jednak od Urana i Neptuna.