Sistema solar

De Viquipèdia

Visió artística del Sol, els planetes del sistema solar i les seves òrbites, el cinturó d'asteroides i un cometa. Les mides dels astres s'hi representen molt exagerades respecte a les seves distàncies.

nick is coolsolar és el conjunt de tots els astres que orbiten al voltant del Sol i que, per tant, hi estan gravitatòriament lligats. Està format per 8 planetes, almenys 162 satèl·lits naturals o llunes i centenars de milers de planetes menors o planetoides, asteroides, meteoroides i cometes. A més, també hi ha el que s'anomena medi interplanetari, format per gas i pols. Tot aquest conjunt està situat en un dels braços de la galàxia Via Làctia, girant al voltant del seu centre des de 26.000 anys-llum de distància i a una velocitat de 220 km/s.

[edita] Composició i estructura del sistema solar

Aquestes imatges que il·lustren l'òrbita de Sedna, donen una bona idea de l'estructura del sistema solar. En el sentit de les agulles del rellotge començant a dalt a l'esquerra: el sistema solar interior, el planetes exteriors i el cinturó de Kuiper, l'òrbita de Sedna i el núvol d'Oort.

[edita] Cossos

En termes generals, el sistema solar està estructurat de la forma següent: al centre es troba el Sol, una estrella. Al voltant del Sol giren els 8 cossos majors, anomenats planetes, que són (ordenats del més proper al més llunyà al Sol): Mercuri, Venus, la Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà i Neptú; Plutó des del 24 d'agost de 2006 ja no és considerat un planeta, sinó un planeta nan. També al voltant del Sol giren centenars de milers de cossos més petits que, segons la seva mida, composició i òrbita es classifiquen en planetes menors o planetoides, meteoroides i cometes. Els planetes menors es divideixen en dos grups: els asteroides i els objectes transneptunians, encara que a vegades quan es parla d'asteroides es fa referència a tot el conjunt de planetes menors. Els podem trobar escampats per tot el sistema solar però principalment es concentren en dues regions: el cinturó d'asteroides o cinturó principal, situat entre les òrbites de Mart i Júpiter i el cinturó de Kuiper, que es troba més enllà de l'òrbita de Neptú. Els meteoroides són petites roques de menys de 50 metres de diàmetre que estan escampades per tot el sistema solar. Els cometes són enormes blocs de gel i roca amb òrbites molt excèntriques. Es creu que podria existir una regió molt allunyada del Sol anomenada núvol d'Oort que seria la font d'on provenen els cometes.

Al voltant dels planetes giren els satèl·lits naturals o llunes. Cada planeta té un nombre diferent de satèl·lits. En total, se n'han descobert 162 i estan distribuïts així: a la Terra, 1 satèl·lit; a Mart, 2 satèl·lits; a Júpiter, 63 satèl·lits; a Saturn, 56 satèl·lits; a Urà, 27 satèl·lits; a Neptú, 13 satèl·lits i a Plutó, 3 satèl·lits. Mercuri i Venus no en tenen cap. Aquestes xifres estan contínuament subjectes a canvi degut al descobriment de nous satèl·lits. Alguns asteroides tenen els seus propis satèl·lits naturals que s'anomenen satèl·lits asteroidals.

[edita] Òrbites

Tots els cossos del sistema solar estan lligats al Sol a través de la força de la gravetat segons la llei de la gravitació universal de Newton. El mateix passa entre els satèl·lits i els cossos als quals orbiten. La gravetat és una força atractiva la intensitat de la qual és més gran quanta més massa té un cos i s'afebleix a mesura que la distància entre els cossos augmenta. El Sol és, amb molta diferència, el cos amb més massa del sistema solar (un 99,86%), per això atrau a tots els altres cossos cap a ell. Al mateix temps, cada cos atrau al Sol cap a ell però aquest efecte és tan petit que el podem ignorar. Aquesta força d'atracció provoca que els cossos "caiguin" cap al Sol, però com que al mateix temps es mouen a gran velocitat en direcció perpendicular a la força d'atracció, per la 3ª llei de Newton apareix una força de reacció que s'equilibra amb la gravetat i permet als cossos mantenir-se en trajectòries més o menys estables anomenades òrbites.

Les òrbites dels cossos del sistema solar estan determinades per les lleis de Kepler, descobertes per l'astrònom alemany Johannes Kepler entre el 1609 i el 1618. Aquestes lleis són tres i diuen el següent:

• 1a Llei : Els planetes descriuen òrbites el·líptiques, amb el Sol situat en un dels focus.

El grau d'allargament d'una el·lipse es mesura amb l'excentricitat, que val 0 si la corba és una circumferència i 1 si és una paràbola. Per a la majoria de planetes, l'excentricitat és menor que 0,1 i, per tant, les seves òrbites són pràcticament circulars. Dues excepcions són Mercuri amb 0,21 i Plutó amb 0,25.

• 2a Llei: La línia que uneix un planeta amb el Sol escombra àrees iguals en temps iguals.

És a dir, el planeta es desplaça més ràpidament quan està a prop del Sol (al voltant del periheli) que quan n'està allunyat (al voltant de l'afeli). Això és així perquè la gravetat del Sol accelera el planeta quan s'acosta i el desaccelera quan s'allunya. Com que les òrbites dels planetes són quasi-circulars aquest efecte no es nota gaire. És molt més evident, però, en les òrbites dels cometes, que tenen òrbites molt excèntriques.

• 3a Llei: El quadrat del període orbital d'un planeta és directament proporcional al cub del semieix major de la seva òrbita.

Quant menor és la distància mitjana Sol-planeta, menys tarda aquest en completar la seva òrbita: Mercuri es mou més ràpid que Venus, Venus més ràpid que la Terra,... i així successivament fins a Plutó que tarda 248 anys en donar una volta al Sol.

Kepler va enunciar aquestes lleis per a les òrbites dels planetes al voltant del Sol però, de forma més general, són vàlides per a qualsevol cos que n'orbiti a un altre sempre i quan la massa del cos orbitant sigui negligible respecte a la massa del cos central. Això es compleix per als planetes respecte al Sol i per a la majoria de satèl·lits respecte als seus corresponents planetes. Una altra limitació d'aquestes lleis és que no funcionen bé en un sistema de més de dos cossos. Per exemple, en el cas del sistema Sol-Terra-Lluna l'aproximació no és gaire bona. Per a calcular l'òrbita de la Lluna, el mètode empíric inventat per Ptolemeu fa més de dos mil anys és més exacte que les lleis de Kepler. Isaac Newton va generalitzar les lleis de Kepler per als cossos amb una velocitat major que la velocitat d'escapament i que, per tant, no tindran una òrbita el·líptica sinó parabòlica o hiperbòlica. En aquests casos, la segona llei continua sent vàlida però la tercera llei no és aplicable ja que, al ser òrbites obertes, el moviment no serà periòdic.

A més de seguir les lleis de Kepler, les òrbites dels planetes del sistema solar es caracteritzen per trobar-se, aproximadament, en un mateix pla anomenat pla de l'eclíptica. El pla de l'eclíptica és el pla que conté l'òrbita de la Terra. El fet d'haver pres aquest pla com a pla de referència és per comoditat, en podríem haver escollit qualsevol altre. El fet important és que la inclinació dels plans orbitals dels planetes és gairebé la mateixa per a tots ells. La principal excepció és Plutó, l'òrbita del qual està inclinada 17º respecte a l'eclíptica. Els cometes i molts dels objectes transneptunians també tenen òrbites molt inclinades. Aquest és un dels motius pels quals es pensa que Plutó podria no ser un verdader planeta sinó un planetoide. Aquest aplatament dels plans de les òrbites és conseqüència del procés de formació del sistema solar: la rotació de la nebulosa solar va provocar el seu propi aplatament formant un disc perpendicular a l'eix de rotació del Sol. Els cossos amb òrbites molt inclinades s'haurien format molt aviat en el procés de formació, abans que la nebulosa s'aplatés massa.

[edita] Distàncies

Quan s'han de mesurar distàncies dins del sistema solar, les unitats de longitud que s'utilitzen habitualment a la Terra, com ara el quilòmetre, queden petites. Per qüestions pràctiques, s'ha definit una unitat anomenada unitat astronòmica o UA de forma que 1 UA és igual a la distància mitjana entre el Sol i la Terra, és a dir, uns 150 milions de km.

A pesar del fet que en molts diagrames (com en el de la imatge inferior), per qüestions pràctiques es representa el sistema solar com si hi hagués la mateixa distància entre l'òrbita de cada planeta, en realitat les òrbites planetàries segueixen, aproximadament, una progressió geomètrica, és a dir, que cada planeta es troba al doble de distància del Sol que el planeta precedent: Venus està el doble de lluny que Mercuri, la Terra el doble que Venus, Mart el doble que la Terra,... Aquesta relació s'expressa en la llei de Titius-Bode, una fórmula matemàtica per a predir el semieix major () de l'òrbita dels planetes en UA. S'escriu així:

on k = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128.

Segons aquesta fórmula, esperaríem que Mercuri (k=0) es trobés a 0,4 UA i Mart (k=4) a 1,6 UA. En realitat, aquesta llei només es compleix aproximadament (Mercuri està a 0,39 UA i Mart a 1,52 UA); a k=8 no hi ha cap planeta sinó Ceres, l'asteroide més gran; Neptú està molt més a prop de lo esperat i Plutó es troba allà on hauria d'estar Neptú. Actualment no hi ha cap explicació científica de perquè aquesta llei "funciona" i molts diuen que és només coincidència.

Els planetes i els principals satèl·lits del sistema solar. Al fons, el Sol. Els diàmetres són a escala: 1 píxel = 1000 km.

[edita] Regions del sistema solar

Generalment, els astrònoms divideixen el sistema solar en dues regions: el sistema solar interior i el sistema solar exterior.

[edita] Sistema solar interior

El sistema solar interior és la regió que va des del centre del sistema solar, on es troba el Sol, fins al cinturó d'asteroides (entre 2,06 i 3,27 UA del Sol) i inclou els quatre planetes interiors.

El Sol és una estrella de la seqüència principal de classe espectral G2. Això significa que és una mica més gran i calenta que una estrella mitjana. Té un diàmetre de 1,4 milions de km i una massa de 2·10³⁰ kg. Està format per un 71% d'hidrogen, un 21% d'heli (en massa) i algunes traces d'elements més pesants. En el seu interior, la temperatura pot arribar als 13,6 milions de graus. Aquestes temperatures permeten que en el nucli hi tinguin lloc reaccions nuclears de fusió (principalment, hidrogen que es converteix en heli). L'energia produïda en aquestes reaccions es transmet cap a l'exterior i és radiada a l'espai en forma de llum i calor. La temperatura a la superfície és de 5.780 K que equival a una longitud d'ona de la llum en el rang del color groc. Es va formar fa uns 5.000 milions d'anys, al mateix temps que el sistema solar, i arribarà al final de la seva vida d'aquí a uns 5.000 milions d'anys més. Arribat aquell moment, es convertirà en una gegant vermella i després en una nana blanca.

Els quatre planetes terrestres del sistema solar. D'esquerra a dreta: Mercuri, Venus, la Terra i Mart.

Els planetes interiors són Mercuri, Venus, la Terra i Mart. També s'anomenen planetes terrestres o tel·lúrics perquè, a diferència dels exteriors, tenen unes característiques físiques semblants a les de la Terra. Es caracteritzen per tenir una escorça de roca sòlida, un diàmetre relativament petit i una densitat relativament alta (~5 gr/cm³) (comparats amb els exteriors). Al seu interior, tots tenen un nucli de ferro i un mantell semi-líquid. Excepte Mercuri, tots tenen una atmosfera gasosa més o menys densa. Tots tenen cràters d'impacte i molts tenen o han tingut activitat tectònica que ha format muntanyes, valls, volcans,... Cap d'ells té anells i només la Terra (la Lluna) i Mart (Fobos i Deimos) tenen satèl·lits naturals.

El cinturó d'asteroides és la regió dels sistema solar on es concentren la gran majoria dels asteroides (fins a un 98%). Es troba entre les òrbites de Mart i Júpiter i per tant en el límit entre el sistema solar interior i l'exterior. Els asteroides es diferencien dels planetes per la seva mida més reduïda i dels objectes transneptunians per estar formats per roca sòlida i metalls enlloc de gel. L'asteroide més gran és Ceres amb 950 km de diàmetre. Altres asteroides de gran mida són: Pal·les i Vesta. Alguns asteroides tenen satèl·lits asteroidals com, per exemple, (243) Ida i el seu asteroide Dàctil.

[edita] Sistema solar exterior

El sistema solar exterior és la regió que va des del cinturó d'asteroides fins als límits del sistema solar. Inclou els planetes exteriors, els centaures, el cinturó de Kuiper, el disc dispers i el núvol d'Oort. En els últims anys, el descobriment de gran nombre d'objectes en la regió més enllà de l'òrbita de Neptú ha fet que, anàlogament al que passa amb el cinturó d'asteroides, a vegades es consideri el cinturó de Kuiper com el límit del sistema solar exterior.

Els quatre gegants gasosos del sistema solar. De dalt a baix: Neptú, Urà, Saturn i Júpiter.

Els planetes exteriors són Júpiter, Saturn, Urà, Neptú i Plutó. Excepte Plutó, tots tenen unes característiques físiques semblants a les de Júpiter, el més gran de tots ells, i és per això que també s'anomenen planetes jovians. Es caracteritzen per estar formats majoritàriament per gas (per això s'anomenen també gegants gasosos), pel seu enorme diàmetre i per tenir una baixa densitat (~1 gr/cm³) (en relació amb els interiors). La majoria tenen anells i tots tenen un gran nombre de satèl·lits. Els més importants són els satèl·lits galileians a Júpiter, Tità a Saturn, Tritó a Neptú i Caront a Plutó.

Plutó és un cas especial. No tan sols és el més petit dels planetes sinó que també és més petit que el planeta menor 2003 UB₃₁₃. La seva composició sembla ser de roca i gel com els objectes transneptunians. La seva òrbita és bastant excèntrica i força inclinada respecte a l'eclíptica. Per tot això, en els últims anys s'ha suggerit que Plutó sigui classificat com a planeta menor i no com a planeta.

Els centaures són un tipus de planetes menors amb òrbites entre la de Júpiter i la de Neptú. Principalment, estan compostos de gel. Es pensa que poden ser un estadi intermedi entre els objectes del cinturó de Kuiper i els cometes. El més conegut és Quiró.

Els objectes transneptunians són cossos gelats amb òrbites més llunyanes que la de Neptú. Es concentren majoritàriament en la regió del cinturó de Kuiper (30-50 UA) (on també es troba Plutó) però també se n'han descobert uns quants amb òrbites més llunyanes i més inclinades anomenats objectes del disc dispers. Precisament en aquesta regió és on es troba el més gran de tots ells: 2003 UB₃₁₃, que té un diàmetre de 2.400 km aproximadament. 2003 UB₃₁₃ és també l'objecte conegut que en aquests moments es troba a més distància del Sol (a 97 UA). Altres objectes importants són: Orcus i Quaoar.

El núvol d'Oort és una regió que es creu que podria existir a una distància de 100.000 UA del Sol, molt més enllà de tots els objectes descoberts. És on, suposadament, es trobarien els cometes, fins que alguna cosa els pertorba i desvia la seva òrbita cap a l'interior del sistema solar. L'any 2003 es va descobrir un objecte anomenat Sedna, que és l'objecte descobert que s'allunya més del Sol. Actualment es troba a 90 UA però el seu afeli s'ha estimat en 902 UA. Es creu que podria formar part d'un núvol d'Oort intern.

Els cometes estan compostos bàsicament per gel i tenen òrbites molt excèntriques. Generalment, el seu periheli es troba en el sistema solar interior mentre que l'afeli es troba més enllà de l'òrbita de Plutó. N'hi ha de tres tipus: els de període curt (P<200 anys), els de període llarg (P>200 anys) i els d'aparició única (òrbites parabòliques o hiperbòliques). D'aquests últims no se n'ha descobert cap que provingui de fora del sistema solar sinó que tots tenen l'òrbita pertorbada per Júpiter. El més famós dels cometes és el cometa Halley.

[edita] Medi interplanetari

L'espai entre els diferents cossos del sistema solar no està buit. Està tot impregnat d'una "sopa de partícules" anomenada medi interplanetari que conté: radiació electromagnètica (fotons), plasma (electrons, protons i diferents ions), raigs còsmics, partícules microscòpiques de pols i camps magnètics (principalment el del Sol). La seva densitat és molt baixa (5 partícules/cm³ a l'entorn de la Terra) i decreix a mesura que ens allunyem del Sol. S'estén en totes direccions fins a una distància d'unes 150 UA. El Sol, els planetes i tots els altres cossos del sistema solar es mouen a través d'aquest medi.

[edita] Formació del sistema solar

Formació del sistema solar a partir del disc d'acreció. En el centre es troba el protoestel, al seu voltant els planetesimals col·lideixen entre sí fins a formar planetes.

Actualment, la teoria més acceptada pel que fa a la formació del sistema solar diu que el Sol i els planetes es van formar al mateix temps. Segons aquesta teoria, el Sistema Solar va començar com un núvol de gas interestel·lar o nebulosa que es va anar contraient degut a la força gravitatòria fins a formar un estel, el Sol i una sèrie de cossos més petits, els planetes.

El procés va començar fa uns 4.600 milions d'anys. La nebulosa, que devia tenir unes 100 UA de diàmetre, va ser pertorbada per alguna cosa, potser l'explosió d'una supernova no molt llunyana i va començar a contraure's. Tot el material es va anar comprimint, formant una bola de gas en el centre. La nebulosa, com tota la galàxia, estava en rotació i la seva velocitat de rotació va anar augmentant a mesura que es contreia. Això va fer que la nebulosa s'aplanés formant el disc d'acreció, perpendicular al seu eix de rotació. El centre del disc, on el material estava més comprimit, es va començar a escalfar formant una bola de gas calent anomenada protoestel. Lluny del centre del disc, es van formar partícules sòlides; primer metalls com el ferro i el níquel, i després roques com el silici, i a la part més exterior, gel d'aigua, d'amoníac i de metà. A poc a poc, el refredament progressiu va deixar que es formessin petites partícules que, gràcies a la gravetat, es van anar ajuntant formant planetesimals. Amb el temps, els planetesimals van anar col·lidint entre sí, formant cossos més grans, els planetes. Els planetes més grans van atreure gran quantitat de gas i per això van aconseguir unes denses atmosferes com la de Júpiter. Els satèl·lits i els anells es van formar a partir de discs creats al voltant dels primitius planetes. En cert moment del procés, el nucli del protoestel es va escalfar prou com per donar lloc a reaccions termonuclears de fusió, generant gran quantitat de calor. En conjunt, tot el procés devia durar uns 100 milions d'anys.

[edita] Descobriment del sistema solar

El descobriment del sistema solar va començar en la més remota antiguitat. Totes les antigues civilitzacions tenien ja coneixement del Sol, la Lluna i els planetes, encara que llavors només se'n coneixien 5: Mercuri, Venus, Mart, Júpiter i Saturn. El nom de "planetes" els va ser donat pels antics grecs i significa "errants" ja que es desplaçaven pel firmament en trajectòries aparentment erràtiques. Es desconeix qui i quan els va observar per primera vegada. A la resta de punts brillants del firmament els anomenaven les estrelles "fixes", perquè sempre es trobaven a la mateixa posició les unes respecte de les altres. El coneixement que es creia que es tenia a l'antiguitat sobre la naturalesa de cada un d'aquests objectes era totalment incorrecte.

La Terra no es considerava planeta ja que es pensava que la Terra estava quieta al centre del món mentre tots els altres objectes del firmament, inclòs el Sol, giraven al seu voltant. Això és el que s'anomena model geocèntric del sistema solar. No obstant, ja cap al 270 aC, el filòsof grec Aristarc de Samos va proposar que era la Terra la que girava al voltant del Sol, però la seva idea no va tenir gaire bona acollida. Uns anys més tard, Eratòstenes va calcular el diàmetre de la Terra amb força exactitud. El sistema geocèntric va ser perfeccionat per Ptolemeu cap a l'any 150 dC i des de llavors i fins al segle XVII va ser el sistema dominant a Europa.

Al segle XVI, va tenir lloc el que es coneix com a Revolució Copernicana, que va tenir com a origen la publicació del llibre De Revolutionibus Orbium Coelestium de Nicolau Copèrnic el 1543. Copèrnic va proposar un model heliocèntric del sistema solar, on era el Sol i no la Terra el que es trobava al centre del món i tots els planetes, inclosa la Terra, giraven al seu voltant. La idea de Copèrnic va ser fortament rebutjada per l'Església Catòlica però amb el pas dels segles es va acabar imposant.

L'any 1609, la invenció del telescopi va suposar un gran avanç tecnològic en el descobriment del sistema solar. Un any després, Galileo Galilei va enfocar el seu telescopi cap al cel i va descobrir quatre llunes que giraven al voltant de Júpiter. Això demostrava que no tots els cossos giren al voltant de la Terra i era un argument a favor de la teoria heliocèntrica. Entre el 1609 i el 1618, Johannes Kepler va formular les seves lleis del moviment planetari que descriuen les òrbites dels planetes al voltant del Sol. El 1687, Isaac Newton va descobrir la llei de la gravitació universal que explica la força que manté als planetes movent-se en òrbita al voltant del Sol i dona una raó de perquè els planetes es mouen tal com diuen les lleis de Kepler.

El 1781, William Herschel va descobrir un nou planeta, Urà. Era el primer planeta que es descobria des de l'antiguitat. El 1801, Giuseppe Piazzi va descobrir el primer i els més gran dels asteroides, (1) Ceres, entre les òrbites de Mart i Júpiter. En els anys següents es van descobrir molts altres asteroides, la majoria en òrbites semblants a Ceres formant el cinturó d'asteroides. El 1846, Johann Galle va descobrir Neptú, observant allà on els càlculs teòrics de Urbain Le Verrier i John Couch Adams deien que hi havia d'haver un nou planeta. Finalment, Clyde Tombaugh el 1930 va descobrir el novè planeta, Plutó.

En els últims anys, els descobriments en el sistema solar s'han centrat principalment en nous satèl·lits dels planetes gegants, nous asteroides i nous cometes. És destacable el descobriment, l'any 1992, de l'objecte (15760) 1992 QB₁ més enllà de l'òrbita de Neptú, que va desencadenar el descobriment de molts altres objectes semblants, ara coneguts amb el nom d'objectes transneptunians. Aquests objectes es concentren principalment en la regió del cinturó de Kuiper. El més gran de tots ells és 2003 UB₃₁₃, descobert l'any 2005. Aquest objecte és fins i tot més gran que Plutó i s'ha suggerit que podria ser el desè planeta del sistema solar.

[edita] Exploració del sistema solar

Des del començament de l'era espacial el 1957, la major part de l'exploració del sistema solar s'ha realitzat mitjançant missions espacials no tripulades, organitzades i executades per diferents agències espacials (bàsicament, l'estatunidenca NASA, el programa espacial soviètic i l'europea ESA). La primera nau espacial en posar-se sobre la superfície d'un altre cos del sistema solar va ser la sonda soviètica Luna 2 que va impactar contra la Lluna el 1959. Des de llavors, s'ha arribat a cossos cada vegada més distants, amb sondes aterrant a Venus el 1965, a Mart el 1976, a l'asteroide (433) Eros el 2001 i al satèl·lit de Saturn Tità el 2005. Fins ara, cap sonda s'ha posat sobre Mercuri però la Mariner 10 el va sobrevolar de prop el 1973.

La primera sonda en explorar els planetes exteriors va ser la Pioneer 10 que va sobrevolar Júpiter el 1973. La Pioneer 11 va ser la primera en visitar Saturn el 1979. Les sondes Voyager van realitzar un gran tour del sistema solar visitant Júpiter el 1979 i Saturn el 1980-1981. A més, la Voyager 2 va continuar el seu viatge passant a prop d'Urà el 1986 i de Neptú el 1989. Les sondes Voyager ara es troben molt més enllà de l'òrbita de Plutó i s'estan apropant a l'heliopausa que marca el límit exterior del sistema solar. Plutó és l'únic planeta que encara no ha estat visitat per cap sonda espacial. No obstant, la sonda New Horizons, llançada el gener del 2006, està previst que arribi a Plutó cap al juliol del 2015 i després intentarà visitar algun objecte del cinturó de Kuiper encara per determinar.

A través d'aquestes missions no tripulades, s'han pogut obtenir fotografies d'alta resolució de la majoria de planetes i satèl·lits del sistema solar i d'algun asteroide i cometa també. També s'han realitzat anàlisis de les atmosferes dels cossos visitats i, en els casos de les sondes que s'han posat sobre la superfície, s'ha pogut estudiar en detall l'escorça de l'objecte. D'altra banda, l'exploració espacial tripulada només ha portat els humans fins a la Lluna, que va ser trepitjada per primera vegada pels astronautes de l'Apollo 11 el 1969. L'última missió lunar tripulada va ser la de l'Apollo 17 el 1972, però el recent descobriment d'aigua gelada en la regió del pol sud lunar ha fet augmentar les expectatives de retornar a la Lluna durant la pròxima dècada. D'altra banda, les missions tripulades a Mart han estat llargament anticipades per generacions d'entusiastes de l'espai. Actualment, l'Agència Espacial Europea, a través del Programa Aurora, i la NASA, a través de la Vision for Space Exploration, estan planejant missions tripulades a la Lluna i a Mart per a un futur no molt llunyà.

[edita] Altres sistemes planetaris

Des de 1992 s'han descobert planetes que orbiten altres estrelles. Aquests sistemes planetaris no es poden anomenar «sistemes solars» ja que la paraula «solar» prové de Sol. Quan parlem d'un d'aquests sistemes planetaris hem de fer-ho afegint el nom de l'estrella corresponent després de la paraula «sistema»; per exemple, sistema 55 Cancri.

[edita] Dades dels principals cossos del sistema solar

[edita] Vegeu també

• Origen dels noms dels planetes

[edita] Enllaços externs

Podeu trobar més informació en els projectes germans de Wikimedia:
	Commons.
	[{{localurl:Commons:Category:{{{Commonscat}}}|uselang=ca}} Commons].
	Viccionari.
	Viquidites.
	Viquiespècies.
	Viquillibres.
	Viquinotícies.
	Viquitexts.
	Viquiversitat.

• Solarviews
• Michael Schultz (sistema solar) Animació interactiva (zoom en 145 passos i efectes temporals)
• Revista Nostra Nau Única publicació periòdica d'astronomia íntegrament en català

Sistema solar
Sol • Mercuri • Venus • Terra • Mart • Júpiter • Saturn • Urà • Neptú
Plutó • Cinturó d'asteroides • Cinturó de Kuiper • Eris • Núvol d'Oort Satèl·lits de Mart • Satèl·lits de Júpiter • Satèl·lits de Saturn • Satèl·lits d'Urà • Satèl·lits de Neptú Lluna • Ió • Europa • Ganimedes • Cal·listo • Tità • Tritó • Caront

El Sol v • d • e
Estructura: Nucli - Zona de radiació - Zona de convecció
Atmosfera - Fotosfera - Cromosfera - Regió de transició - Corona
Estructura estesa: Xoc de terminació - Heliosfera - Heliopausa - Heliosheath - Xoc en arc
Fenòmens solars: Taques solars - Fàcules - Granulació - Supergranulació - Vent solar - Espículs
Rínxols coronals - Erupcions - Protuberàncies - Ejeccions de massa coronal
Ones de Moreton - Forats coronals
Altres: Sistema solar - Variació solar - Dínamo solar - Capa de corrent heliosfèric - Radiació solar - Eclipsi de Sol - Llum solar