Aurinkokunta, yleisiä ominaisuuksia Antiikin aikaan Auringon ja Kuun lisäksi tunnettiin viisi kappaletta, jotka liikkuivat tähtitaivaan suhteen: Merkurius, Venus, Mars, Jupiter ja Saturnus. Näitä kutsuttiin planeetoiksi kreikan vaeltajaa tarkoittavan sanan mukaisesti. Myös Aurinko ja Kuu luettiin planeettoihin 7-päiväinen viikko. 1700-luvulle tähtitiede oli lähinnä aurinkokunnan tutkimista. 1960-luvulta alkaen aurinkokunnan kohteita päästiin tutkimaan luotaimilla lähietäisyydeltä. Havainnot muista planeettajärjestelmistä uusia ajatuksia aurinkokunnan kehityksestä. Maan lähelle tulevien pienkappaleiden aiheuttama uhka käytännön mielenkiinto.
Aurinkokunnan etäisyydet on havainnollisinta ilmoittaa käyttämällä mittayksikkönä Maan ja Auringon välistä etäisyyttä, astronomista yksikköä, 1 AU = 1.49597870 10 11 m. Lähin tähti, Proxima Centauri, on runsaan 270 000 AU:n päässä. Tarkkaan ottaen astronominen yksikkö on määritelmän mukaan sellaisen planeetan radan isoakselin puolikas, jolla ei ole lainkaan massaa, mutta jonka kiertoaika on sama kuin Maan. Koska myös Maan oma massa vaikuttaa sen liikkeeseen, Maan radan isoakselin puolikas on hieman astronomista yksikköä suurempi.
Rataelementit a isoakselin puolikas. e radan eksentrisyys, ympyräradalle e = 0, ellipsille 0 < e < 1. i inklinaatio, radan kaltevuus ekliptikan suhteen. Ω nousevan solmun pituus. ω perihelin argumentti. τ periheliaika. ekliptika laskeva solmu i a(1 e) periheli ω apheli a apsidiviiva Ω nouseva solmu
Kohteiden luokittelu IAU esittii vuoden 2006 yleiskokouksessaan aurinkokunnen eri kohteiden määritelmät. Kappale on planeetta, jos se toteuttaa seuraavat kolme vaatimusta: (1) Se kiertää Aurinkoa. (2) Se on niin massiivinen, että sen oma painovoima on muokannut sen likimain pallomaiseksi. (3) Se on aiheuttamillaan häiriöillä poistanut muut kappaleet ratansa lähistöltä. Jos kappale toteuttaa ehdot (1) ja (2) mutta ei ehtoa (3), se on kääpiöplaneetta. Tämän säännön perusteella Plutosta tuli kääpiöplaneetta. Jos kappale toteuttaa vain ehdon (1), se on pienkappale. Jos kappale ei täytä ehtoa (1), vaan kiertää esimerkiksi jotakin planeettaa, se on kuu eikä planeetta olipa se miten iso tahansa. Ongelmia: Kuinka todetaan kaukaisen kappaleen pallomainen muoto? Miten laajalta alueelta ja miten tyhjäksi radan ympäristö pitäisi siivota? Miten kuu ja rengasjärjestelmän pienet kappaleet erotetaan toisistaan?
Aurikokuntaamme kuuluu nyt kahdeksan planeettaa: Merkurius, Venus, Maa, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Uusien planeettojen löytyminen vaikuttaa varsin epätodennäköiseltä. Merkurius Venus Maa Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus planeetat kääpiöplaneetat Ceres Pluto Eris Aurinkokunnan planeetat. Neljä sisintä ovat maankaltaisia ja neljä ulointa jättiläisplaneettoja. Planeettojen alapuolelle on kuvattu kolme kääpiöplaneettaa. Vasemmalla on Auringon pinta samassa mittakaavassa. (IAU/Martin Kornmesser)
Aurinkokunnan massajakauma. osuus (%) kokonaismassasta Aurinko 99.80 Jupiter 0.10 Komeetat 0.05 Muut planeetat 0.04 Kuut ja renkaat 0.00005 Asteroidit 0.000002 Pöly 0.0000001
Maa Venus Merkurius Mars asteroidivyöhyke Saturnus Jupiter Uranus b) Pluto Neptunus 10 AU a) 1 AU a) Planeettojen radat Merkuriuksesta Marsiin. Kuvaan on piirretty planeettojen asemat 1.1.2000 ja niiden kuukaudessa liikkuma matka. Katkoviivalla piirretyllä osalla planeetta on ekliptikan tason eteläpuolella. b) Planeetat Jupiterista Neptunukseen ja kääpiöplaneetta Pluto. Tilanne on 1.1.2000 ja kuvaan on merkitty planeettojen kymmenessä vuodessa kulkema matka.
Radan perusteella planeetat jaetaan sisä- ja ulkoplaneettoihin. Maasta katsottuna sisäplaneettoja ovat Merkurius ja Venus, jotka liikkuvat Maan radan sisäpuolella. Planeetat Marsista Neptunukseen ovat puolestaan ulkoplaneettoja. Fysikaalisilta ominaisuuksiltaan planeetat voidaan jakaa kahteen ryhmään: maankaltaisiin ja jättiläisplaneettoihin. Maankaltaisia planeettoja ovat Merkurius, Venus, Maa ja Mars. Niille tunnusomaista on suhteellisen suuri tiheys (noin 4000 5000 kg/m 3 ), kiinteä pinta ja verrattain pieni koko (läpimitat 5000 13000 km). Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus ovat jättiläisplaneettoja. Niiden keskitiheys on alhainen (noin 1000 2000 kg/m 3 ), ne ovat suurimmaksi osaksi kaasua tai nestettä ja läpimitta on kertalukua suurempi kuin maankaltaisilla planeetoilla. Kaikilla on suuri määrä kuita ja pienistä kappaleista koostuva rengasjärjestelmä. Jättiläisplaneetat pyörivät nopeasti, sillä suuren massan vuoksi kuiden aiheuttamat vuorovesivoimat ovat ehtineet hidastaa pyösimistä vain vähän.
Planeettojen näennäiset liikkeet C B A a) C B A b) a) Marsin näennäinen rata taivaalla vuoden 1995 opposition aikana. b) Maan ja Marsin keskinäiset asemat a-kohdan tapauksessa. Marsin Maasta havaitut suunnat muodostavat äärettömän kauas projisoituina a-kohdan kuvion.
Tavallisesti planeetat kulkevat taivaalla tähtiin verrattuna itään päin eli suoraan suuntaan (siis vastapäivään). Ulkoplaneetta on oppositiossa ollessaan täsmälleen vastakkaisessa suunnassa kuin Aurinko. Almanakoissa oppositio määritellään ajanhetkenä, jolloin planeetan ja Auringon ekliptikaaliset pituudet poikkeavat toisistaan tasan 180. Kun Maa ohittaa ulkoplaneetan, sen liike näyttää kääntyvän vastakkaiseksi, ja se etenee jonkin matkaa länteen päin taantuvaan eli retrogradiseen suuntaan. Tehtyään edestakaisen mutkan tai silmukan planeetta kääntyy taas liikkumaan suoraan suuntaan. Kun planeetta on samassa suunnassa kuin Aurinko (molempien pituudet ovat samat), se on konjunktiossa. Planeetta ei aina peity Auringon taakse, koska planeettojen radat ovat kallellaan Maan ratatasoon nähden.
konjunktio yläkonjunktio suurin itäinen elongaatio suurin läntinen elongaatio α alakonjunktio Maa oppositio Ulko- ja sisäplaneetan keskinäisiin asemiin liittyviä käsitteitä. Kulma α (Aurinko planeetta Maa) on nimeltään vaihekulma ja kulma Aurinko Maa planeetta on elongaatio.
Sisäplaneetat, Merkurius ja Venus, voivat olla joko alakonjunktiossa eli Maan ja Auringon välissä tai yläkonjunktiossa eli Auringon takana. Jälkimmäinen vastaa ulkoplaneettojen konjunktiota. Oppositiossa sisäplaneetat eivät voi olla koskaan, vaan ne näkyvät maapallolta katsottuina aina samalla puolella taivasta kuin Aurinko. Merkurius voi etääntyä Auringosta korkeintaan 28 ja Venus 47 päähän. Kun sisäplaneetta on kauimpana Auringosta, sen sanotaan olevan suurimmassa itäisessä tai läntisessä elongaatiossa. Itäisessä elongaatiossa planeetta loistaa iltataivaalla iltatähtenä, läntisessä elongaatiossa ollessaan se puolestaan näkyy aamutaivaalla. Kahden peräkkäisen opposition (tai sisäplaneetan alakonjunktion) välinen aika, tai yleensä aikaväli, jonka jälkeen kahden planeetan keskinäinen asema toistuu samanlaisena, on nimeltään synodinen kiertoaika. Koska Merkurius ja Venus kiertävät Maan radan sisäpuolella, niillä on Maasta nähtynä samanlaiset vaiheet kuin Kuulla. Sisäplaneetan vaihekulma α voi saada kaikki arvot väliltä [0,180 ], ja siksi esim. Venus voidaan nähdä täysivenuksena (kun se on Auringon takana), uusivenuksena (alakonjunktion lähellä) ja kaikissa vaiheissa tältä väliltä.
0 30 60 120 180 225 300 400 584 Venuksen liike kahden peräkkäisen yläkonjunktion välisenä aikana eli yhden synodisen jakson aikana.
0 30 120 180 300 400 500 687 780 Marsin liike kahden peräkkäisen yläkonjunktion välillä eli yhden synodisen jakson aikana. Ulkoplaneetoilla vaihekulma pysyy sitä pienemmissä rajoissa, mitä kauemmas Auringosta ja Maasta mennään. Marsille α voi olla korkeintaan 41, Jupiterille 11 ja Neptunukselle vain 2.
Olkoon sisemmän planeetan todellinen (sideerinen) kiertoaika P 1 ja ulomman P 2 sekä niiden keskinäinen synodinen kiertoaika P 1,2. Planeettojen keskimääräiset kulmanopeudet eli keskiliikkeet ovat tällöin 360 /P 1 ja 360 /P 2. Kun yksi synodinen jakso on kulunut, sisempi planeetta on ehtinyt tehdä radallaan yhden kokonaisen kierroksen enemmän kuin ulompi, joten planeettojen liikkumien kulmien välillä vallitsee yhtälö P 1,2 360 P 1 = 360 + P 1,2 360 P 2, joka sieventyy muotoon 1 P 1,2 = 1 P 1 1 P 2.
Ylikulut. Merkuriuksen tai Venuksen kulkua Auringon editse kutsutaan ylikuluksi (transit). Koska planeettojen radat ovat kallellaan ekliptikaan nähden, ylikulku voi tapahtua ainoastaan planeetan ollessa lähellä solmua ja samalla alakonjunktiossa. Merkuriuksen ylikulkuja tapahtuu keskimäärin 13 kertaa vuosisadassa. Viimeisin Merkuriuksen ylikulku sattui 8.11.2006; seuraavat ovat 9.5.2016, 11.11.2019, 13.11.2032 ja 7.11.2039. Venuksen ylikulut ovat paljon harvinaisempia. Viimeksi sellainen nähtiin 8.6.2004. Seuraava tapahtuu 6.6.2012, mutta sitä seuraavat vasta 11.12.2117, 8.12.2125 ja 11.6.2247. Kahta 1700-luvulla sattunutta Venuksen ylikulkua käytettiin astronomisen yksikön pituuden määrityksessä. Mm. suomalainen Anders Planman havaitsi ylikulkua Kajaanissa.
12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Joulu Marras Loka Syys Elo Heinä Kesä Touko Huhti Maalis Helmi Tammi 10 11 20 21 30 31 9 10 19 20 1 2 11 12 21 22 31 1 10 11 20 21 30 1 10 11 20 21 30 31 9 10 19 20 29 30 9 10 19 20 29 30 8 9 18 19 28 29 7 8 17 18 27 28 7 8 17 18 27 28 6 7 16 17 26 27 6 7 16 17 26 27 Tammi Helmi Maalis Huhti Touko Kesä Heinä Elo Syys Loka Marras Joulu 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 2011 Helsinki pituus 24,95 E, leveys 60,16 N
Planeettojen rakenne ja pinnanmuodot Lähimmille taivaankappaleille on lähetty luotaimia. Luotainten ratahäiriöistä voidaan laskea kyseisen kappaleen vetovoimakenttä, joka riippuu kappaleen muodosta, sisäisestä rakenteesta ja massajakaumasta. Pyörivä kappale on litistynyt. Planeetan litistyneisyys riippuu sen pyörimisnopeudesta ja sisäisestä rakenteesta. Hydrostaattisessa tasapainossa olevan kappaleen muoto on akselinsa ympäri pyörivä pyörähdysellipsoidi. Jättiläisplaneetat ovat käytännössä hydrostaattisessa tasapainossa, jolloin pyörimisnopeus yksin määrää planeetan muodon. Vasta noin 1000 km suuremmat kiinteät kappaleet muokkautuvat symmetrisiksi gravitaation vaikutuksesta; tätä pienemmillä kappaleilla aineen sisäinen lujuus riittää vastustamaan painovoimaa.
Maankaltaisten planeettojen rakennetta voidaan selvittää mm. maanjäristysaaltojen avulla. Aallot taittuvat ja heijastuvat planeetan sisällä kuten aaltoliike yleensäkin kahden eri taitekertoimen omaavan aineen rajapinnassa. Maanjäristysaallot ovat pitkittäistä tai poikittaista aaltoliikettä (P- ja S-aallot). Molemmat voivat edetä kiinteässä aineessa, esimerkiksi kalliossa, mutta ainoastaan pitkittäinen aaltoliike voi edetä nesteessä. Planeettojen sisälämpötilat ovat pintalämpötiloja huomattavasti suurempia. Esimerkiksi maapallon ytimen lämpötila on 4000 4500 K:n luokkaa ja tiheys 10 000 13 000 kg/m 3. Jupiterin keskustan lämpötila on luokkaa 30 000 K. Osa lämmöstä on vanhaa, peräisin planeettojen synnyn ajalta, mutta esimerkiksi Maassa ytimessä olevien radioaktiivisten aineiden hajoaminen ja painovoiman aiheuttama puristuminen ovat tai ovat olleet myös merkittäviä lämmön lähteitä. Planeettojen sisäinen lämmöntuotanto oli huomattavasti suurempaa pian planeettojen synnyn jälkeen, jolloin suuri määrä lyhytikäisiä radioaktiivisia isotooppeja hajosi tuottaen samalla lämpöä. Tämä yhdessä meteoroidipommituksessa ja kutistumisesta vapautuneen energian kanssa nosti planeettojen sisälämpötilan niin korkeaksi, että kiviaines suli. Tämän jälkeen tapahtunut differentioituminen sai aikaan pinnan ja ytimen täysin erilaisen kemiallisen koostumuksen: raskaampi aines vajosi keskelle ja kevyt osa jäi pintakerroksiin.
Maa Venus 16 % 12 % Kuu 4 % 42 % 9 % Mars Merkurius Maankaltaisten planeettojen koko ja rakenne. Prosenttiluku ilmoittaa ytimen osuuden planeetan tilavuudesta.
Kaikilla maankaltaisilla planeetoilla on rauta-nikkeliydin, joka on suhteellisesti suurin Merkuriuksella ja pienin Marsilla. Ytimen tiheys on luokkaa 10 000 kg/m 3. FeNi-ytimen ulkopuolella on lähinnä silikaateista (eli erilaisista piin yhdisteistä) muodostunut vaippa ja uloimpana ohut kuori. Kuori ja vaipan yläosa muodostavat kiinteän litosfäärin, jonka alapuolella on osittain sula astenosfääri. Pinta-aineen tiheys on vajaat 3000 kg/m 3 ja planeettojen keskitiheydet välillä 3500 5500 kg/m 3. Maapallon vaipassa tapahtuu hitaita pystysuoria konvektiovirtauksia muutaman sadan kilometrin syvyydestä alaspäin. Näiden konvektiovirtausten seurauksena syntyvät mm. mannerlaattojen liikkeet. Maa on ainoa planeetta jossa tällä hetkellä on mannerlattojen liikkeitä.
Jupiter atmosfääri molekulaarista vetyä metallista vetyä kiveä Neptunus Maa Saturnus Uranus Jättiläisplaneetat muistuttavat rakenteeltaan toisiaan. Koosta ja etäisyydestä aiheutuu kuitenkin joitain eroja esimerkiksi koostumuksessa. Uranuksen ja Neptunuksen pienemmästä koosta johtuen niiltä mm. puuttuu metallisen vedyn kerros, joka Jupiterilla on hyvin paksu. Maa on piirretty samaan mittakaavaan.
Jättiläisplaneetoilla ei ole samanlaista eristävää ulkokerrosta, vaan konvektio voi tuoda lämpöä aivan pinnalle saakka. Niinpä jättiläisplaneetat säteilevätkin huomattavasti enemmän energiaa kuin mitä ne Auringosta saavat, Saturnus jopa 2.8-kertaisen määrän. Jupiterin tapauksessa lämpö on suureksi osaksi peräisin planeetan jäähtymisestä, mutta Saturnuksessa osa lämmöstä lienee peräisin differentioitumisesta vapautuneesta potentiaalienergiasta, kun vetyä raskaampi helium hitaasti vajoaa kohti keskustaa. Jättiläisplaneetoilla on verraten alhainen keskitiheys. Alhaisin tiheys on Saturnuksella, vain noin 700 kg/m 3. Jättiläisplaneettojen sisus onkin nestemäisen vedyn ja heliumin sekoitusta. Keskellä on muutaman Maan massainen silikaattiydin, joka on suhteellisesti suurin Neptunuksella. Tätä ympäröi metallisen nestemäisen vedyn kerros, jonka paksuus riippuu planeetan massasta. Suuren paineen vuoksi vety ei ole molekyylimuodossa H 2 kuten tavallisesti, vaan hajonneena atomeiksi. Tässä tilassa vety mm. johtaa sähköä, joten metallisen vedyn kerroksella on tärkeä merkitys jättiläisplaneettojen magneettikentän synnyssä. Uranuksella ja Neptunuksella metallisen vedyn kerros on suhteellisen ohut, tai sitä ei ole lainkaan, mutta niillä silikaattiydintä ympäröi vesikerros, jossa magneettikenttä syntyy. Pintaa lähestyttäessä paine pienenee ja vety muuttuu normaaliin molekyylimuotoon, mutta paineen vuoksi se on edelleen nestemäistä. Uloimpana on kaasumainen atmosfääri, joka on ainoastaan muutama sata tai tuhat kilometriä paksu. Jättiläisplaneetoista näemme ainoastaan atmosfäärin yläosassa olevat pilvikerrokset.
Pinnan uudelleen muotoutumista. Galileo-luotaimen kuvassa vuodelta 1997 näkyy Jupiterin kuun Ion vulkaanisia purkauksia. Yksi purkaus näkyy kuun reunalla (ylh. oik.) Pillan Pateran kalderan yläpuolella. Purkaus nousee 140 kilometrin korkeuteen. Toinen purkaus näkyy terminaattorin lähellä. 75 kilometrin korkuisen pilven varjo näkyy purkausaukon oikealla puolella. (NASA/JPL)
Tärkeimpiä kiinteiden planeettojen pintaa muovaavista ilmiöistä ovat mannerliikunta, vulkaaninen toiminta, meteoroidipommitus ja ilmasto. Maapallo on tyypillinen esimerkki planeetasta, jossa pinta on muuttunut useita kertoja vuosimiljardien kuluessa. Mannerliikunnat aiheuttavat vuorijonoja ja repeytymälaaksoja. Maa on ainoa planeetta jossa mannerliikuntoja on tälläkin hetkellä. Muilla maankaltaisilla planeetoilla liikuntoja joko ei ole koskaan ollutkaan tai ne ovat aikaa sitten lakanneet. Marsin ja Venuksen vuoret ja laaksot lienevät muuta alkuperää. Maapallolla ei vulkaaninen toiminta ainakaan nykyisessä laajuudessa muuta merkittävästi pintaa, mutta esimerkiksi Jupiterin kuussa Iossa vulkanismi on tärkein pintaa muovaava tekijä (kuva 7.12). Iossa vuorovesivoimien synnyttämä kitkalämpö saa aikaan tulivuoritoiminnan, kyse ei siis ole mistään vanhaa perua olevasta sisäisestä lämmönlähteestä. Meteoroidipommituksen jäljet näkyvät selvimmin aurinkokuntamme atmosfäärittömissä kappaleissa, kuten kuissa ja Merkuriuksessa. Planeettoihin osuu jatkuvasti meteoroideja, mutta törmäykset olivat paljon runsaslukuisempia pian planeettojen synnyn jälkeen, jolloin aurinkokunnassa risteili huomattava määrä pienkappaleita. Pinnan kraatterisuudesta voidaan päätellä, onko pinta uusiutunut voimakkaan pommitusjakson jälkeen (kuvat 7.13 ja 7.14).
Törmäyskraatterien määrä kappaleen pinnalla kertoo pinnan iän: mitä enemmän kraattereita sitä vanhempi pinta. Kraatterien muoto taas kertoo pinnan lujuudesta. Ylhäällä vasemmalla Merkuriuksen, oikealla Kuun, alhaalla vasemmalla Jupiterin kuun Europan, keskellä Ganymedeen ja oikealla Kalliston pintaa. Europan pinta on nuorin, Kalliston vanhin. (NASA ja DLR)
Planeettojen atmosfäärit ja magnetosfäärit Kaikilla maankaltaisilla planeetoilla on planeettaa ympäröivä atmosfääri (ilmakehä); tosin Merkuriuksella se on erittäin ohut. Jättiläisplaneetoilla atmosfääriksi voidaan katsoa planeetan uloimman, kaasumaisen kerroksen pinta. Saturnuksen kuulla Titanilla on paksu metaanista muodostunut atmosfääri. Myös kääpiöplaneetta Plutolla on ohut pääasiassa metaanista koostuva atmosfääri. Atmosfäärin rakenne riippuu mm. sen kemiallisesta koostumuksesta sekä planeetan koosta ja lämpötilasta. Olkoon lämpötila T, paine P, tiheys ρ ja korkeus h. Olkoon korkeudella h sylinteri, jonka korkeus on dh. Paineen muutos dp siirryttäessä korkeudelta h korkeuteen h + dh on verrannollinen kaasun massaan tässä sylinterissä: dp = gρ dh (7.1) missä g on gravitaatiokiihtyvyys. Tämä on hydrostaattisen tasapainon yhtälö. Ensimmäisenä approksimaationa voidaan olettaa, että g ei riipu korkeudesta h. Silloin P = P 0 exp ( h ), H missä pituuden dimensioinen luku H = kt µg on skaalakorkeus ja µ kaasun molekyylipaino.
Joidenkin kaasujen skaalakorkeuksia Venuksessa, maapallolla ja Marsissa. kaasu molekyyli- Maa Venus Mars paino [amu] H [km] H [km] H [km] H 2 2 120 360 290 O 2 32 7 23 18 H 2 O 18 13 40 32 CO 2 44 5 16 13 N 2 28 8 26 20 gravitaatiokiihtyvyys [m/s 2 ] 9.81 8.61 3.77 lämpötila [K] 275 750 260
N 2 (3.5%) CO 2 (96%) 90 Venus O 2 (21%) H 2 O (1%) Ar (0.9%) N 2 (77%) 1 Maa N 2 (2.7%) Ar (1.6%) CO 2 (95%) 0.007 Mars Eri kaasujen suhteelliset osuudet Venuksen, Maan ja Marsin atmosfääreissä. Kunkin ympyrän alareunassa oleva luku kertoo pinnalla vallitsevan paineen atmosfääreinä.
Planeetan atmosfäärin säilymiseen vaikuttaa planeetan koon lisäksi lämpötila. Jos kaasumolekyylin nopeus on suurempi kuin pakonopeus, molekyyli karkaa avaruuteen. Atmosfäärin tiheys pienenee ylöspäin noustaessa. Lähellä pakokerrosta molekyylien törmäykset ovat melko harvinaisia ja nopeimmat molekyylit saattavat päästä karkaamaan avaruuteen. Lähellä pintaa molekyylien vapaa matka on hyvin lyhyt. Jättiläisplaneetat liikkuvat kaukana Auringosta, joten niiden pintalämpötila on alhainen; toisaalta niiden massat ovat suuria. Siten on ymmärrettävää, miksi esimerkiksi Jupiter on kyennyt pitämään vetyä paljon enemmän kuin Maa. Kriittinen kerros tai pakokerros on korkeus, jossa suoraan ulospäin liikkuva molekyyli törmää toiseen todennäköisyydellä 1/e. Kriittisen kerroksen yläpuolella olevaa atmosfäärin osaa kutsutaan eksosfääriksi. Maapallolla eksosfääri alkaa noin 500 km:n korkeudelta. Siellä kaasun kineettinen lämpötila on 1500 2000 K.
Magnetosfääri. Uloin planeettojen vaikutuspiiriin kuuluva alue on magnetosfääri. Tämä ei ole pallosymmetrinen alue, vaan sen muoto ja suuruus riippuvat planeetan magneettikentän ja aurinkotuulen voimakkuudesta. Aurinkotuuli on Auringosta tulevien varattujen hiukkasten virta, jonka nopeus maapallon kohdalla on luokkaa 500 km/s ja tiheys 5 10 hiukkasta/cm 3, mutta sekä nopeus että hiukkastiheys vaihtelevat Auringon aktiivisuuden mukaan. Suurin osa aurinkotuulen hiukkasista on elektroneja ja protoneja. Auringon puolella on muutaman kymmenen planeetan säteen päässä iskurintama, johon aurinkotuulen varatut hiukkaset törmäävät. Sekä planeetan magneettikentän että aurinkotuulen voimakkuudesta riippuu, kuinka kaukana planeetasta iskurintama on.
aurinkotuuli magnetopausi magnetosfäärin pyrstö magneettinen voimaviiva plasmalevy Maan magnetosfäärin rakenne. (Arto Nurmi, Tiede 2000)
Varsinainen magnetosfääri rajoittuu magnetopausiin, joka Auringon puolella on litistynyt ja vastakkaisella puolella leviää usean sadan planeetan säteen mittaiseksi pyrstöksi. Planeettaa ympäröiviä alueita joissa on runsaasti varattuja hiukkasia kutsutaan säteilyvöiksi. Maapalloa ympäröiviä säteilyvöitä kutsutaan keksijänsä mukaan Van Allenin vöiksi. Ne löydettiin 1958 Yhdysvaltain ensimmäisen satelliitin Explorer I:n tekemistä mittauksista. aurinkotuuli plasmavaippa Van Allenin vyöhykkeet iskurintama magnetopaussi plasmalevy
Voimakkaiden Auringon purkausten jälkeen varattujen hiukkasten määrä kasvaa huomattavasti. Tällöin osa hiukkasista vuotaa ilmakehään lähellä magneettisia napoja; tämä havaitaan voimakkaina revontulina. Samanlaisia ilmiöitä havaitaan myös jättiläisplaneetoilla.
Maa Aurinko Jupiter Saturnus Uranus Neptunus Planeettojen magneettikenttien asento ja sijainti planeetan suhteen. Paksu viiva esittää pyörimisakselia ja ohuempi magneettikentän akselia. Nuoli osoittaa magneettikentän pohjoisnavan suuntaan. Maan magneettikenttä on vaihtanut napaisuuttaan useita kertoja, viimeksi noin 750 000 vuotta sitten. Planeettojen magneettikentän synnyttävä dynamo vaatii, että planeetta pyörii ja että planeetalla on sähköäjohtava nestemäinen kerros. Maankaltaisilla planeetoilla on nestemäinen rauta-nikkeli-ydin tai ytimessä oleva nestemäinen kerros. Jupiterilla ja Saturnuksella on metallisen vedyn kerros ja Uranuksella ja Neptunuksella on vedestä, ammoniakista ja metaanista muodostunut kerros.
Albedot Aurinkokuntamme kappaleet näkyvät vain, koska ne heijastavat auringonvaloa. Kohteen kirkkaus riippuu sen etäisyydestä Maasta ja Auringosta sekä pinnan heijastuskyvystä. Kappaleen pinnan heijastuskykyä mittaava suure on albedo. Planeetta heijastaa siihen osuvasta säteilystä osan näkyvän valon alueella. Loppuosa absorboituu ja muuttuu lämmöksi. Tämän osan se säteilee aikanaan lämpösäteilynä. Heijastuneen ja kappaleeseen osuneen säteilyn suhde A on aina välillä 0 A 1. Tämä suhde on kappaleen Bondin albedo. Bondin albedon laskeminen vaatisi havaintoja kaikilla vaihekulmilla, mikä yleensä ei ole mahdollista. Helpommin määritettävä suure on geometrinen albedo p. Se ilmoittaa kappaleen heijastaman säteilyn vuontiheyden suhteen samankokoisen Lambertin levyn heijastamaan vuontiheyteen, kun molempia havaitaan vaihekulmalla α = 0. Lambertin levy on periaatteessa valkea levy, joka heijastaa kaiken osuneen säteilyn, ts. Bondin albedo on A = 1. Lambertin levyn pintakirkkaus näyttää samalta kaikista suunnista. Valkeaksi maalattu seinä muistuttaa aika hyvin Lambertin levyä, vaikka se ei heijastakaan kaikkea siihen osunutta säteilyä. Geometrinen albedo riippuu pinnan heijastuskyvyn lisäksi siitä, mihin suuntaan pinta heijastaa valoa. Jos pinnan heijastuskyky on hyvä ja se suuntaa heijastuneen valon pääasiassa valon tulosuuntaan, geometrinen albedo voi olla ykköstä suurempi, ääritapauksena peili, jolle p on ääretön. Aurinkokunnan kappaleiden geometrinen albedo on tyypillisesti välillä 0.03 1. Esimerkiksi Kuulle p = 0.12; suurin albedo on Saturnuksen kuulla Enceladuksella, p = 1.0.
Oppositioilmiö. Jos kappaleella on ilmakehä, valo heijastuu suhteellisen tasaisesti kaikkiin suuntiin. Heijastuvan säteilyvuon tiheys on silloin karkeasti ottaen verrannollinen valaistuna näkyvän osan alaan Ilmakehättömillä kappaleilla, kuten Kuulla, heijastuminen on voimakkaampaa valon tulosuuntaan. Sen seurauksena kohde kirkastuu voimakkaasti opposition lähellä. Tämä oppositioilmiö näkyy vaihekäyrän kääntymisenä nousuun vaihekulman laskiessa muutaman asteen alapuolelle. täysikuu 0 1 2 3 vaihekulma 0 30 60 90 puolikuu Kuun vaihekäyrä
Planeettojen lämpötilat Planeetta absorboi osan 1 A siihen osuvasta Auringon säteilystä, missä A on Bondin albedo. Planeetta asettuu tasapainotilaan, jossa se säteilee kaiken saamansa energian mustan kappaleen tavoin. Jos planeetta pyörii suhteellisen hitaasti, sen pimeä puoli ehtii jäähtyä ja lämpösäteily emittoituu pääasiassa valaistulta pinnalta. Silloin sen lämpötila on ( ) 1/4 ( ) 1/2 1 A R T = T. 2 r Jos planeetta pyörii nopeasti, säteilyä emittoituu likimain yhtä paljon koko planeetan pinta-alalta. Silloin lämpötila on ( ) 1/4 ( ) 1/2 1 A R T = T 4 r Näissä T on Auringon pintalämpötila, noin 5600 K, R Auringon säde ja r planeetan etäisyys Auringosta.
planeetta albedo etäisyys teoreettinen havaittu Auringosta lämpötila [K] maksimi- [AU] lämpötila Merkurius 0.06 0.39 525 440 615 Venus 0.76 0.72 270 230 750 Maa 0.36 1.00 290 250 310 Mars 0.16 1.52 260 215 290 Jupiter 0.73 5.20 110 90 130 Joidenkin planeettojen havaittuja ja teoreettisia lämpötiloja. Erityisesti Venuksen teoreettinen ja havaittu lämpötilaovat hyvin erilaiset. Syynä on ilmakehän aiheuttama kasvihuoneilmiö, jonka vuoksi pinnasta heijastunut lämpösäteily ei pääsekään haihtumaan avaruuteen. Lämpö absorboituu ilmakehään ja lämmittää planeettaa edelleen. Voimakkaimmin ilmiö on päässyt ryöstäytymään Venuksessa, jossa pinnan lämpötila on satoja asteita teoreettista korkeampi.
Aurinkokunnan synty Kosmogonia on tähtitieteen haara joka tutkii aurinkokunnan syntyä. Syntyteorian olisi pystyttävä selittämään ainakin seuraavat havaitut ominaisuudet: Kaikkien planeettojen radat ovat lähes samassa tasossa, joka on sama kuin Auringon ekvaattorin taso. Planeettojen radat ovat lähes ympyröitä. Planeetat kiertävät samaan suuntaan, joka on myös Auringon pyörimissuunta. Planeetat pyörivät akselinsa ympäri samaan suuntaan (poikkeuksena Venus ja Uranus). Aurinkokunnan pyörimismäärä on jakautunut siten, että planeetoilla on noin 99 % pyörimismäärästä, vaikka niiden massa on vain noin 0.15 % koko aurinkokunnan massasta. Maankaltaisten ja jättiläisplaneettojen väliset erot ja paikka aurinkokunnassa. Alkuaineiden isotooppisuhteet poikkeavat kuitenkin vain vähän verrattuna rakenne- ja kokoeroon. Kivien ja jäiden suhteellisen osuuden muuttuminen etäisyyden funktiona.
Katastrofiteoriat: Planeetat syntyneet aineesta, joka repeytyi Auringosta esimerkiksi toisen tähden ohittaessa Auringon lähietäisyydeltä. planeettajärjestelmät hyvin harvinaisia. Kehitysteoria: Planeetat syntyvät luonnollisena osana tähden syntyprosessia. Nykyisin hyväksytty malli. Aurinkokunnan iäksi arvioidaan noin 4.6 miljardia vuotta. Linnunrata on vähintään kaksi kertaa näin vanha, joten olosuhteet ovat tuskin merkittävästi muuttuneet aurinkokunnan syntyajoista. Edelliset tähtien sukupolvet olivat tuottaneet planeetoissa tavattavat heliumia raskaammat alkueineet. Juuri syntyneitä tai syntymässä olevia tähtiä tutkimalla saadaan samalla tietoa myös aurinkokunnan alkuperästä. Myös suoria todisteita synnystä on olemassa, toiset planeettakunnat ja tähtiä ympäröivät kaasu- ja pölykiekot. Pilven keskiosa kutistui kaikkein nopeimmin. Pilven pyörimisen vuoksi hiukkaset törmäilivät toisiinsa, jolloin ne menettivät energiaansa ja vajosivat nopeasti samaan tasoon. Alunperin lähes pallomaisesta pilvestä syntyi näin litteä järjestelmä, mikä selittää sen, että planeettojen radat ovat lähes samassa tasossa.
Nizzan mallin mukaan Neptunus syntyi sisempänä kuin Uranus. Resonanssien vuoksi Saturnus, Uranus ja Neptunus ajautuivat kauemmas Auringosta, jolloin myös Neptunus siirtyi Uranusta kauemmas. Jupiter puolestaan kulkeutui lähemmäs Aurinkoa. Marsin ja Jupiterin väliselle alueelle ei voinut syntyä suurta planeettaa Jupiterin voimakkaiden häiriöiden vuoksi. Asteroidivyöhykkeen kappaleet ovat joko pilkkoutuneita protoplaneettoja tai planetesimaaleja. Planeetat Marsiin saakka ovat muodostuneet pääasiassa kivistä. Syntyhetkellä lämpötila on tällä alueella ollut liian korkea, jotta kaasut ja jäät olisivat voineet sitoutua planeetoiksi. Jupiterin ja Saturnuksen etäisyydellä lämpötila oli jo niin alhainen, että jäästä muodostuneita kappaleita saattoi syntyä. Näistä ovat esimerkkeinä vaikkapa muutamat Saturnuksen kuut. Jättiläisplaneetat keräsivät ympäröivästä pilvestä kaasua, joka myös säilyi planeetan ympärillä, koska ne ovat suhteellisen kaukana Auringosta. Meteoroidien jatkuvat törmäykset, planeetan kutistuminen painovoimansa alla ja suhteellisen lyhytikäisten radioaktiivisten ydinten hajoaminen tuottivat huomattavan määrän lämpöä. Lämpeneminen johti planeettojen osittaiseen sulamiseen. Seurauksena oli aineen differentioituminen: raskaimmat aineet vajosivat keskelle ja kevyt kuona nousi pinnalle. Noin puoli miljardia vuotta jatkuneen meteoroidipommituksen jäljet näkyvät vielä useimmissa aurinkokuntamme kiinteissä kappaleissa. Tältä ajalta ovat peräisin esimerkiksi Kuun meret. Suurten planeettojen häiriöt aiheuttivat ylijääneiden planetesimaalien törmäämisen planeettoihin, sinkoutumisen aurinkokunnan ulko-osiin tai jopa ulos koko aurinkokunnasta. Jäljelle jäivät lähinnä nykyiset stabiileilla radoilla olevat asteroidit. Aurinkokunnan ulko-osiin sinkoutui runsaasti harva-aineisia pienkappaleita, komeettoja, jotka muodostavat nykyisen Oortin pilven. Oortin pilven kokonaismassa saattaa olla jopa 40 M ja sisältää satoja miljardeja komeettoja. Neptunuksen radan takana olevat pienkappaleet ja hieman ulompana oleva Kuiperin vyöhyke lienevät myös syntyneet nykyistä lähempänä Aurinkoa.