:: wikimiki.org ::

Сатурн (планета)

Сатурн (планета)

Сатурн е шестата планета от Слънцето. Тя е газов гигант и е втора по големина в Слънчевата система след Юпитер. Сатурн е известен най-вече с пръстените си съставени от лед и космически прах. Сатурн носи името на римския бог на посевите и на земеделието Сатурн, съответствие на бога Кронос в древногръцката митология . Символа на планетата е стилизирано изображение на сърп (♄).

Физически характеристики

За сфероидната форма на Сатурн са характерни силното „сплесване“ в областта на полюсите и „издуване“ в зоната на екватора. Разликата между неговия екваториален (120 536 km) и полярен (108 728 km) диаметър е почти 10%. Причина за това е бързото въртене и течното състояние на планетата. Сатурн е единствената планета в Слънчевата система, която е с по-малка плътност от водата — 0,69 g/cm³. Ядрото на планетата обаче е значително по-плътно от леката атмосфера. Вътрешността на Сатурн е подобна на тази на Юпитер — скално ядро в центъра покрито със слоеве (от вътре навън) от метализиран водород и молекулярен водород. Има следи от водни и амонячни кристали. Температурата във вътрешността достига до 12 000 K; планетата излъчва 2,6 пъти повече топлина, отколкото получава от Слънцето, което е признак за високата температура на ядрото. Счита се, че основния метод за получаване на тази топлина е по механизма на Келвин-Хелмхолц (бавно сгъстяване под действието на гравитацията). Част от топлината може би се получава във вътрешността при „утаяването“ на хелия в предимно водородната среда (хелият е по-тежък от водорода) и отделената енергия вследствие на триенето между атомите). триене За атмосферата на Сатурн са характерни облачни пояси подобни на тези на Юпитер, но много по-бледи и по-широки в областта на екватора. Облачните пояси на Сатурн за първи път са изследвани от апаратите Вояджър. Впоследствие обаче увеличението в разделителната способност на земните телескопи (виж също телескопа Хъбъл) позволява тези пояси да се наблюдават и от Земята. За атмосферата на Сатурн са характерни бури и турбуленции подобни на тези на Юпитер. През 1990 г. телескопът Хъбъл наблюдава голям бял облак близо до екватора на планетата, който не е бил забелязан при наблюденията, извършени от апаратите Вояджър. През 1994 г. е наблюдавана още една по-малка буря. При наблюдения в инфрачервения диапазон е открит полярният вихър (вид турбуленция) за който е характерно, че е значително по-топъл от заобикалящата го атмосфера и е единствен по рода си в Слънчевата система.

Въртене

Сатурн не се върти като твърдо тяло — определени са два периода на въртене в зависимост от географската ширина: Система I има период на въртене от 10 часа 14 минути и 00 секунди (844,3°/ден) и включва екваториалната зона от северната граница на южния екваториален пояс до южната граница на северния екваториален пояс. Всички други ширини са в Система II за която е определен период на въртене от 10 часа 39 минути и 24 секунди (810,76°/ден). Система III се базира на радионаблюдения на планетата и за нея е определен период на въртене от 10 часа 39 минути 22,4 секунди (810,8°/ден). Понеже периода на Система III е много близък до този на Система II, то в повечето случаи астрономите използват Система II (виж също въртене на Юпитер). Приближавайки се към Сатурн през 2004 г. апаратът Касини-Хюйгенс открива, че периодът на Система III се е увеличил до 10 часа 45 минути 45 секунди (при грешка ±36 секунди) [http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-062804.html За повече информация вижте тази статия (на английски)]. Причината за тази промяна засега е неизвестна.

Пръстените на Сатурн

Най-голямата забележителност на Сатурн вероятно са неговите пръстени — сами по себе си уникален обект в Слънчевата система. Виж пръстени на Сатурн за повече информация.

Исторически наблюдения

Пръстените на Сатурн за първи път са били забелязани от Галилео Галилей през 1610 г., но първоначално той погрешно е считал, че те са големи спътници в близост до планетата. В писмото си до неговия благодетел Дука на Тоскана той пише:
„Сатурн не е сам, а е съставен от три части които почти се докосват и не се движат или изменят една спрямо друга. Подредени са на една права успоредна на зодиака, средната част е Сатурн, който е около три пъти по-голям от страничните части“.
Галилео също е описал Сатурн като имащ „уши“. През 1612 г. Земята пресича равнината на пръстените вследствие на което те стават невидими и през 1613 г. след като Земята се отдалечава от равнината им те са отново наблюдаеми. Това явление обърква допълнително Галилео който е смятал пръстените на Сатурн за „дръжки“, стърчащи от двете страни на диска на планетата. През 1655 г. Кристиян Хюйгенс наблюдава и правилно описва пръстените, използвайки много по-мощен телескоп от този на Галилей. През 1675 г. Джовани Доминико Касини открива, че пръстените се състоят от множество тесни пръстени с пролуки между тях. Най-голямата пролука в пръстените носи неговото име — деление на Касини.

Физически характеристики на пръстените

Пръстените на Сатурн могат да се наблюдават с обикновен аматьорски телескоп или с бинокъл с добро увеличение. Те се простират от 6 630 до 120 700 km над екватора на планетата и са съставени от силикатни скали, железен оксид и ледени частици с големина варираща от песъчинки до малки автомобили. Две основни теории обясняват произхода на пръстените. Според първата теория, предложена от Едуард Роше, те представляват останките от спътник който се е приближил твърде близо до Сатурн и е бил разрушен от приливните сили на планетата (виж граница на Роше). Според вариант на тази теория, спътникът е бил разрушен вследствие на сблъсък с друго небесно тяло — астероид или комета. Според втората теория пръстените са останки от първичния материал в слънчевата мъглявина. Тази теория не е широко приета поради преобладаващото мнение сред учените, че пръстените на Сатурн не са стабилни в дългосрочен план и следователно са се образували сравнително скоро. Най-големите пролуки в пръстените като делението на Касини и делението на Енке могат да бъдат наблюдавани от Земята. Мисиите Вояджър разкриха картина от хиляди тънки пролуки, тесни пръстени и спирални вълни за които се смята че са следствие от гравитационното въздействие на множеството спътници на Сатурн. Някои от пролуките биват „разчиствани“ от микроспътници като Пан, някои от които може би все още не са открити. Други са поддържани от гравитационните ефекти на Прометей и Пандора. Трети пък са вследствие на резонанса между орбиталния период на дадена пролука в пръстена с някой от естествените спътници на Сатурн (особено по-масивните). По този начин Мимас поддържа делението на Касини.

Обратната страна на пръстените

Сравнение между снимките направени от Касини-Хюйгенс (октомври 2004 г.), Пионер 11 (1979 г.) и телескопа Хъбъл Осветената страна на пръстените изглежда различна от неосветената, която е тъмна и пръстен Б е почти черен. Наблюдение на неосветената част от пръстените (подобно на обратната страна на Луната) е възможно само от космически апарати и през 2004 г. апаратът Касини-Хюйгенс ги засне за първи път от 25 години.

„Спиците“ на пръстените

Касини-Хюйгенс г.]] Преди 1980 г. се считаше че структурата на пръстените на Сатурн е диктувана изцяло от гравитацията. По време на мисиите Вояджър бяха наблюдавани тъмни радиални линии по пръстен Б впоследстие наречени „спици“, чието продължително съществуване и въртене като едно цяло не може да се обясни от орбиталната механика. Предполага се, че те са вследствие от електромагнитни взаимодействия, тъй като те се въртят в почти пълен синхрон с магнитосферата на Сатурн. Точния механизъм на тяхното образуване обаче все още е неизвестен. Към февруари 2005 г. апаратът Касини-Хюйгенс все още не е открил спици в пръстените, въпреки че е оборудван с по-добри камери от тези на Вояджър. Възможно е те да изчезват и да се появяват в зависимост от сезоните на планетата.

Изследване на Сатурн

Сатурн е посетен за първи път от Пионер 11 през 1979 г., от Вояджър 1 през 1980 г. и Вояджър 2 през 1981 г. Апаратът Касини Хюйгенс, който изследва Сатурн неговите спътници и спускаемия модул, на когото вече успешно предава данни от повърхността Титан, влиза в орбита около Сатурн на 1 юли 2004 г. след седемгодишно пътуване през Слънчевата ситема. За повече информация виж [http://saturn.jpl.nasa.gov страницата на НАСА]. За снимки от мисията виж [http://ciclops.lpl.arizona.edu/ тук].

Спътниците на Сатурн

Основна статия: естествени спътници на Сатурн Сатурн има голям брой естествени спътници (49 известни до момента, изключвайки огромния брой тела съставящи пръстените), 34 от които са именовани. Най-големия спътник е Титан — единствения спътник в Слънчевата система, за който със сигурност се знае че има гъста атмосфера. Виж също дати на откриване на ествествени спътници.

Наблюдение на Сатурн

дати на откриване на ествествени спътници Сатурн и неговите пръстени са най-подходящи за наблюдение по време на опозиция (при елонгация от 180°). За невъоръженото око Сатурн изглежда като ярка жълтеникава звезда с видима величина между +1 и 0 с период на пълно завъртане на фона на далечните звезди равен на приблизително 29,5 години. Бинокъл или телескоп с увеличение от поне 20 пъти са необходими за добри наблюдения.

Сатурн в киното и фантастиката

Сатурн е популярен сред писателите-фантасти въпреки че се използва от тях предимно като красива сцена вместо като важна част от действието.
- В романа на Артър Кларк от 1968 г. 2001: Космическа Одисея космически кораб посещава сатурновата система. В последващи роман от 1976 г. Имерска Земя част от действието се развива на колония на Титан.
- Романът на Стивън Бакстър Титан представя Титан и живо описание на пътешествие през сатурновата система.
- Романът на Бен Бова от 2003 г. Сатурн се развива главно на борда на космически кораб пътуващ към планетата.
- В разказа на Исак Азимов Марсианският Път донасят къс лед от пръстените на Сатурн на пустинния Марс.
- Филмът на Дъглас Тръмбъл от 1972 г. Тихо Бягство представя сводоподобен космически кораб пътуващ през сатурновата система.
- Действието на филма Сатурн 3 от 1980 г. се развива на главно на сатурновите спътници но също така съдържа пътешествие през пръстените на планетата.
- Част от действието в романа на Кърт Вонегът от 1959 г. Сирените на Титан се развива на Титан.
- Във вселената на Стар Трек Сатурн се използва от Академията на космическата флотилия.

Външни препратки

- [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html Факти за Сатурн на НАСА]
- [http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2001/15/image/a Сезони на Сатурн]
- [http://www.affs.org/html/studies_on_the_rings_of_saturn.html Теоретично описание на пръстените на Сатурн]
- [http://www.vias.org/spacetrip/saturn_1.html Пътешествие в Космоса] Описание и снимки на Сатурн Категория:Сатурн Категория:Слънчева система ja:土星 ko:토성 ms:Zuhal simple:Saturn (planet) th:ดาวเสาร์ zh-min-nan:Thó·-chheⁿ

Слънце

Слънцето е звезда в центъра на нашата Слънчева система. Планетата Земя е разположена в орбита около Слънцето, както и множество други планети, астероиди, комети и космически прах. Главната звезда в една планетарна система бива наричана "слънцето" на системата (или "слънца" на системата в случай на повече от една звезда).

Физически характеристики

Слънцето е звезда от главната последователност със спектрален клас G2. Слънцето е по-масивна и по-гореща от повечето звезди но е далеч по-малка от сините гиганти. То се е формирало преди 4,6 милиарда години (според ядрената космохронология); за типична G2 звезда се очаква да съществува в продължение на около 10 милиарда години. Слънцето обикаля около центъра на Млечния път на разстояние от около 25 000 до 28 800 светлинни години, извършвайки една обиколка за около 226 милиона години. Орбиталната скорост на Слънцето е 217 km/s (1/1400 от скоростта на светлината или 1 АЕ за 8 дни). Слънцето има форма на практически идеална сфера със сплеснатост на полюсите от 9 милионни (главно поради въздействието на Юпитер) — полярният диаметър на Слънцето е по-малък от екваториалния му диаметър с не повече от 10 km. Причина за това е високата продължителност на едно пълно завъртане на Слънцето около остта му — около 27 дни (за сравнение Юпитер се завърта напълно около оста за малко повече от 9 часа). Слънцето няма ясно изразена повърхност, както например имат земеподобните планети. Плътността на изграждащите го газове намалява експоненциално с отдалечаване от центъра му. Слънчевият радиус се определя като разстоянието от геометричния център на звездата до повърхността на фотосферата. В самия център на Слънцето плътността достига 150 g/cm³, като това позволява протичането на термоядрени реакции, превръщащи водород в хелий. Около 8,9×10³⁷ протона (водородни ядра) се превръщат в хелий всяка секунда, отделяйки енергия равна на прервъщането на 4,26 милиона тона маса в чиста енергия по закона на Айнщайн

E=m c^2

. Слънцето отделя енергия равна на 383 йотавата (9,15×10¹⁰ мегатона тротилен експлозив, 4,5 трилиона бомби над Хирошима или 1,6 милиарда Цар бомби в секунда). Тази енергия напуска Слънцето под форма на електромагнитно излъчване, неутринота и в по-малка степен кинетична и топлинна енергия на плазмата съставяща слънчевия вятър както и магнитна енергия на Слънчевото магнитно поле. Елементите, изграждащи Слънцето, се намират под формата на плазма, поради изключително високите температури, при които се намират. Слънцето се върти по-бързо на екватора (за около 25 дни), отколкото на полюсите (28 дни), и това е възмножно, понеже то няма твърда повърхност. Дифиренциалното въртене в различните ширини в течение на времето "заплита" магнитните линии на слънчевото магнитно поле и причинява излизането на магнитни контури над повърхността му, съпроводено с формирането на петна и драматични изригвания на плазма. Изригванията балансират заплетеното магнитно поле и водят до пренареждането на магнитните линии. В короната плътността достига 10¹¹ елементарни частици на кубичен метър, а за фотосферата — 10²³/m³ кубичен метър] За известно време се е смятало, че броят на регистрираните неутрино, отделени при ядрените реакции в ядрото на Слънцето, са само една трета от теоретично предсказания брой — резултат известен като проблем със слънчевите неутрино. Впоследствие са построени няколко обсерватории за регистрация на неутрино, включително тази в Сюдбъри, с цел точно измерване на броя на неутрино. Скорошни наблюдения показват, че неутрино, отделени от Слънцето, имат маса в покой и е възможно по пътя към Земята да се преобразуват в различни видове по-трудни за регистриране неутрино. По този начин проблемът за „липсващите“ неутрино е решен. Концентрацията на елементите на повърхността на Слънцето е определена посредством спектрографски изследвания, но за вътрешността на звездата се знае много по-малко.

Изследване на Слънцето

Мисията СОХО (съкратено от английски "Слънчева хелиосферна обсерватория") е изстреляна съвместно от ЕКА и НАСА на 2 декември 1995 г. Мисията Генезис на НАСА изстреляна през 2001 г. има за цел събиране на частици от слънчевия вятър в околоземна орбита и доставянето им обратно на Земята. За съжаление обаче, при връщанетo през септември 2004 г. парашутът на апарата не проработи и той се разби в пустинята Мохаве в Невада, САЩ. Учените обаче са оптимистични, че ще могат да анализират поне част от частиците събрани от апарата.

Наблюдаване на Слънцето

При наблюдение на Слънцето са видни следните явления:
- слънчеви петна
- факули
- гранула
- слънчеви изригвания Помогнете с превод на термините Внимание: НИКОГА не гледайте Слънцето директно. Неговата светлина уврежда ретината и може да причини частична или пълна загуба на зрението.

Съдбата на Слънцето

Слънцето не е достатъчно масивно, за да избухне като свръхнова. Вместо това след още 4 до 5 милиарда години то ще се превърне в червен гигант, изчерпвайки водорода в ядрото си. Тогава то ще започне да преобразува хелий във въглерод и температурата на ядрото му ще нарастне до 3×10⁸ K. Високата температура ще предизвика "раздуване" на външните конвекционални слоеве на Слънцето, които вероятно ще достигнат чак до орбитата на Земята. Скорошни изследвания обаче показват, че вследствие на интензивната загуба на маса на Слънцето при раздуването Земята ще се премести на по-висока орбита. Плътността на външните слоеве на Слъцето като червен гигант ще е по-малка от сегашната плътност на земната атмосфера, но със значително по-висока температура (около 2000-3000 K). Изчерпвайки хелия в ядрото си, Слънцето ще претърпи термични пулсации — свивания и раздувания с нарастваща амплитуда, при всеки следващ цикъл, губейки част от външните си слоеве, докато накрая се превърне в бяло джудже. За разлика от по-масивните звезди като Сириус и Бетелгейзе, Слънцето не може да преобразува значителни количества въглерод в по-тежки елементи и поради тази причина бялото джудже ще бъде съставено предимно от въглерод.

Виж още

- Слънчево излъчване
- Слънчев радиус
- Слънчева енергия
- Слънчев вятър
- Слънчево сияние
- Фотосфера
- Хромосфера
- Слънчева корона
- Слънчево затъмение
- Слънчева астрономия
- Слънчеви божества

Външни препратки

- [http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html Снимки на апарата СОХО]
- [http://soi.stanford.edu/data/farside/index.html Хелиосеизмична холография на далечната страна на Слънцето на Станфордския университет]
- [http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/eclipse.html Страница на НАСА за слънчеви затъмниения] ! als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Слънчева система

(размерите не са действителни и Венера е представена без нейната атмосфера)]] Слънчевата система се състои от Слънцето и всички обекти на орбита около него, включително астероиди, комети, планети, спътници, междупланетарен прах и газ. Терминът също може да се използва за група от небесни тела обикалящи друга различна от Слънцето звезда (виж планетарна система). Размерите на Слънчевата система обикновено се измерват в съотносимост към средното разстояние Земя-Слънце, определено като една астрономическа единица (АЕ). Така средното орбитално разстояние на Земята от Слънцето е 1 АЕ. Най-близко до Слънцето е планетата Меркурий — средно на 0,387 АЕ, а за най-отдалечена планета се смята Плутон, средно на 39,481 AE от Слънцето. За радиуса на Слънчевата система се счита че лежи между 86 до 100 AE.

Обекти в Слънчевата система

Има широко разнообразие на обекти в Слънчевата система, които попадат в различни категории. Противно на предишните научни схващания, за много от тези категории вече се знае че не са ясно разграничени. Възприетите категории са следните:
- Слънцето, звезда от спектрален клас G2, която съдържа 99,86% от масата на системата.
- Планетите в Слънчевата система са деветте тела, обичайно наричани: Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон.
- Сравнително големи тела на орбита около планетите се наричат спътници, понякога още "луни" аналогично на естествения спътник на Земята — Луна.
- Прах и малки частици на орбита около планетите, формиращи планетни пръстени.
- Малки по размери обекти с човешки произход на орбита около Земята, а понякога и около други планети (виж изкуствен спътник и космически апарат).
- Планетите са се формирали от пред-планетарни тела съществували скоро след зараждането на Слънчевата система и впоследствие са кондензирали в по-големи тела като планети и спътници, били са погълнати от Слънцето или са били изхвърлени от Слънчевата система. Името понякога се използва за обозначаване на астероиди и комети или за астероиди с диаметър под 10 км.
- Астероидите са обекти по-малки от планетите и са съставени в значителната си част от неизменчиви минерали. Разделени са на астероидни групи и астероидни семейства според специфичните им орбитални характеристики.
- Астероидни спътници сe наричат астероиди на орбита около други астероиди. Те не са ясно разграничими както планетните спътници, като понякога са почти толкова големи колкото "партньора" си.
- Троянските астероиди представляват астероиди в точките L₄ или L₅ на Юпитер, въпреки че понякога понятието се използва за астероиди в коя да е планетна точка на Лагранж.
- Метеоритите представляват астероиди, преминали и частично сублимирали в земната атмосфера преди да достигнат земната повърхност. Метеорите са малки астероиди които сублимират напълно във земната атмосфера.
- Комети представляват тела, съставени до голяма степен от различни видове лед. Техните орбити са високо ексцентрични, имащи перихелий по-близък от орбитата на вътрешните планети и афелий по-далече от орбитата на Плутон. Съществуват и комети с по-малък афелий. "Стари" комети, чиито летливи елементи се се изпарили под действието на слънчевата топлина, често се категоризират като астероиди. Някои комети с хиперболични орбити е вероятно да са се образували извън Слънчевата система.
- Кентаврите са ледени кометоподобни тела с по-малко ексцентрични орбити, оставащи в района между Юпитер и Нептун.
- Транс-нептуновите обекти са ледени тела, чийто среден орбитален радиус лежи отвъд този на Нептун. Те се разделят на:
- обекти от пояса на Кайпер с орбити, лежащи между 30 и 100 AE. Предполага се, че са източник на кометите с краткотраен живот. Плутон понякога е определян като обект от пояса на Кайпер, в добавка към това че е планета. Обекти от пояса с орбити подобни на плутоновата са наричани плутини.
- Обекти от облака на Oрт (в момента хипотетични) с орбити между 50 000 и 100 000 AE. Този район се смята за източник на кометите с дълготраен живот.
- Малки количества космически прах са налични в Слънчевата система и са отговорни за зодиакалната светлина. Повечето от праха лежи в еклиптиката и част от него вероятно е с междузвезден произход. междузвезден произход, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон]] Плутон

Произход и еволюция на Слънчевата система

За Слънчевата система се счита че се е формирала от Слънчевата мъглявина — сгъстен облак от газ и прах дал началото на Слънцето. Под въздействието на собствената си гравитация мъглавината приема формата на въртящ се диск в центъра на който се намира протозвездата (младото Слънце) набираща материал от диска. Когато протозвездата стане достатъчно масивана и плътна в нейното ядро започват да текат термоядрени реакции пораждащи слънчев вятър и електромагнитно лъчение, под действието на които летливите елементи намиращи се близко до звездата "мигрират" в централните части и периферията на протопланетарния диск. Поради тази причина се счита че е невъзможно газови гиганти да се формират в близост до звезда, понеже интензивната слънчева радиация не би позволила натрупването на значителни количества летливи елементи като водород и хелий. В продължение на много години Слънчевата система беше единствената позната планетарна система. В последните години обаче зачестиха откритията на планети около други звезди, който чиито свойства изглеждат различни от която и да била планета в Слънчевата система. Открити са клас планети наречени Горещи Юпитери, често по-масивни от Юпитер и намиращи се на ниска орбита около тяхната звезда, често извършвайки едно пълно завъртане в рамките на няколко месеца. Според една хипотеза, тези планети са се зародили сравнително далече от тяхната звезда, подобно на Юпитер, но чрез някакъв механизъм са слезли на по-ниска орбита. Една възможна причина за това явление е навлизането на планетарната система в сравнително гъст облак от междузвезден газ и прах с последващо "триене" на планетата с елементите на облака и снижаване на нейната орбита. С намаляване на орбиталното разстояние нарастват приливните сили на звездата, които от друга страна се стремят да издигнат планетата на по-висока орбита и така учените считат че се постига равновесие. Във всички случаи обаче много по-малките по размери земеподобни планети биват погълнати от други планети или звездата, или биват изхвърлени от планетната система.

Галактическа орбита на Слънчевата система

Слънчевата система е част от галактиката Млечен път — спирална галактика с диаметър от около 100,000 светлинни години и съдържаща приблизително 200 милиарда звезди. Слънцето е типична за Млечния път звезда. По някои изчисления Слънчевата система се намира между 25000 и 28000 светлинни години от галактичния център. Тя се движи със скорост от 220 km/s по орбитата си около галактичния център и извършва едно пълно завъртане за 226 милиона години. Спрямо положението на Слънчевата система, втора космическа скорост на Млечния път е около 1000 km/s. Слънчевата система има необичайно кръгова орбита и орбитална скорост равна на вълните на сгъстяване в спиралните ръкави на Млечния път. По този начин тя остава извън тези вълни на сгъстяване в които се формират нови масивни звезди които често експлоадират като супернови и биха стерилизирали повърхността на Земята с интензивните си лъчения. Този факт вероятно направил възможно зараждането на сложни многоклетъчни форми на живот на земната повърхност.

Откриване и изследване на Слънчевата система

В продължение на много векове Слънчевата система е разглеждана според Геоцентричният модел, не позволявайки правилно разбиране на нейната същност и структура. С подобряване на методите за наблюдение се раждат и нови теории за Слънчевата система. Първата значима стъпка е направена от Николай Коперник който издига Хелиоцентричния модел обяснявайки движението на планетите. По този начин Земята е принизена от център на Вселената до обикновена планета обикаляща около Слънцето, и за хилядите зведи на небесния небосвод се счита че имат собствени планети. Със започването на космическата ера се извършват множество иследвания на обекти от Слънчевата система от космически апарати (предимно автоматични) на различни космически агенции. Първият апарат достигнал до друго небесно тяло е съветския Луна 2 разбил се на повърхността на Луната през 1959 г. Повърхността на Венера е достигната през 1965 г., на Марс през 1976 г., на астероида 433 Ерос през 2001 г. и на спътника на Сатурн — Титан през 2005 г. Космически апарати който са се сближили или изследвали от орбита обекти от Слънчевата система са: Маринър 10 сближил се с Меркурий през 1975 г., двата апарата от мисията Вояджър изстреляни от Земята и посетили Юпитер през 1979 г., Сатурн през 1980-1981 г. Вояджър 2 посещава още и Уран през 1986 г. и Нептун през 1989 г. Двата апарата се намират далеч зад орбитата на Плутон, на разстояние по-голямо от 95 АЕ. Очаква се в рамките на няколко години те да навлязат в хелопаузата. Най-далечния обект достигнат от пилотирани космически апарати апарати до момента е Луната, посетена от мисиите Аполо. Последното кацане на пилотиран апарат на Луната е това на Аполо 17 през 1972 г. Към 2005 г. съществуват планове за нови пилотирани мисии и изграждане на обитаеми лунни бази на повърхността. За кацане на повърхността на Марс обаче няма сериозни планове.

Други планетарни системи

Планетарни системи различни от Слънчевата система са известни от сравнително скоро и информацията за тях все още е ограничена. Виж екзопланета за повече информация.

Параметри на основните планети

екзопланета (в синьо).]] Параметри спрямо земните: От всички други обекти, с най-голяма маса е Ганимед - 0,02 земни маси.

Параметри на някои малки планети

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 Орт). Всички параметри са коефициенти спрямо земните: