Päikesesüsteem

See artikkel räägib meie Päikesesüsteemist; väljaspool meie Päikesesüsteemi leiduvate tähesüsteemide ka kohta vaata artiklit Planeedisüsteem

Päikesesüsteem on Päikese ja selle ümber tiirlevate objektide gravitatsiooniliselt seotud süsteem.^[1]

Päikesesüsteem arenes välja 4,6 miljardit aastat tagasi, pärast suure ja suhteliselt tiheda molekulaarse gaasi pilve kokkutõmbumist, selle protsessi käigustus moodustus Päike ja selle ümber protoplanetaarne ketas.^[2] Suurem osa Päikese ümber tiirlevate objektide massist on jagunenud kaheksa planeedi vahel. Need planeedid tiirlevad ümber Päikese peaaegu ringikujulistel ja enam-vähem samatasandilisel orbiitidel. Neli väiksemat Maa-tüüpi planeeti Merkuur, Veenus, Maa ja Marss koosnevad põhiliselt kivimitest ja metallidest. Neli välimist gaasilist hiidplaneeti on võrreldes Maa-taoliste planeetidega oluliselt massiivsemad. Kaks kõige suuremat planeeti, Jupiter ja Saturn, koosnevad peamiselt vesinikust ja heeliumist. Kahel kaugeimal, Uraanil ja Neptuunil, arvatakse olevat tahke siseosa, mis koosneb põhiliselt kivimite ja erinevat tüüpi jääde (nt vee, ammoniaagi ja metaani omade) segust. Seetõttu nimetatakse neid vahel eraldi mõistega "jäähiiud".

Lisaks planeetidele tiirleb Päikesesüsteemis ka palju väiksemaid objekte. Asteroidide vöö, mis asub Marsi ja Jupiteri vahel, koosneb sarnaselt Maa-taoliste planeetidega põhiliselt mineraalsetest ja metallist objektidest. Teiseks regiooniks nimetatakse Neptuuni-taguseid objekte, mis koosnevad peamiselt jääst. Sinna piirkonda ja kaugemalegi jääb Kuiperi vöö ning Kuiperi vöö hajusketas.

Päikeselt eraldub Päikesesüsteemi pidevalt laetud osakesi, heliosfääri moodustav päikesetuul. Kohaliku Pilve tähtedevahelise keskkonnaga kohtuv päikesetuul hakkab enne peatumist aeglustuma 75–90 aü juures (lõpetusšokk), mille tulemuseks on heliopaus, mida mõnes käsitluses loetakse Päikesesüsteemi ja tähtedevahelise ruumi piirialaks.^[3] Päikesesüsteemi välisalades on hüpoteetiline Öpiku-Oorti pilv. Öpiku-Oorti pilv on pikaperioodiliste komeetide allikas ja ulatub 2000 aü-st kuni Päikesesüsteemi gravitatsioonilise mõjusfääri servani, mis asub oletatavalt kuni 200 000 aü (3,2 valgusaasta) kaugusel. Päikesesüsteemile lähim täht Proxima Centauri on 4,25 valgusaasta kaugusel. Päikesesüsteem tiirleb Linnutee galaktika Orioni spiraalharu osana keskosast umbes 26 000 valgusaasta kaugusel.^[4]

Avastamine ja uurimine

Ptolemaiose geotsentriline maailmapilt

Geotsentriline maailmapilt

Kuni renessansiajani usuti valdavalt, et Maa asub Universumi keskpunktis (geotsentriline maailmapilt) ja erineb teistest öise taeva objektidest. Päikesesüsteemi objektide näivaid liikumisi Maalt vaadatuna peetigi nende tegelikuks liikumiseks ümber Maa, mida arvati paigal seisvat. Esimesed, kes spekuleerisid sarnase süsteemi üle, olid kreeka filosoof Aristarchus ja india matemaatik-astronoom Aryabhatta. Geotsentrilise maailmapildi matemaatilise mudeli loojaks peetakse Ptolemaiost. Geotsentrilise maailmapildi mudelit kasutati planeetide asukohtade arvutamiseks laialdaselt kuni 17. sajandi keskpaigani.

Heliotsentriline maailmapilt

Esimene, kes geotsentrilisust matemaatiliselt eitas, oli Mikołaj Kopernik. Ta pakkus välja Päikesesüsteemi heliotsentrilise mudeli, mille järgi kõik planeedid liiguvad ümber Päikese ringikujulistel orbiitidel. Juba sõna "päikesesüsteem" ise eeldab niisugust vaateviisi. Ent kõige tähtsam oli see, et ümber Päikese tiirlev Maa oli selle mudeli järgi üks mitmetest planeetidest. 17. sajandi teadlased Galileo Galilei, Johannes Kepler ja Isaac Newton täiendasid tema maailmavaadet paljude füüsikaliste arusaamadega, millega laiem üldsus lõpuks nõustus.

Galileo Galilei uuris teleskoobiga mitmeid taevakehi ning jõudis Jupiteri kaaslaste süsteemi ja siseplaneetidel teleskoobis nähtavate faaside põhjal järeldusele, et kõik kehad ei tiirle ümber Maa. Kuigi Galileo Galilei vaatlused kinnitasid, et Maa tiirleb ümber Päikese ja planeedid on Maa-sarnased taevakehad, ei toonud see kohe kaasa heliotsentrilise maailmasüsteemi võidukäiku. Koperniku mudeli põhjal tehtud arvutused andsid sageli Ptolemaiose mudeliga võrreldes tunduvalt ebatäpsemaid tulemusi.

Heliotsentriline maailmapilt sai lõpliku kinnituse Johannes Kepleri töödega, milles ta töötas välja seadused, mis käsitlesid planeetide liikumist elliptilistel orbiitidel. Isaac Newton töötas välja gravitatsiooniteooria, mis võimaldas Kepleri seadusi kirjeldada range matemaatilise ja füüsikalise teooriana. Elliptilistel orbiitidel liikuvate planeetidega heliotsentriline maailmapilt võimaldas juba väga täpselt arvutada planeetide asukohta taevas. Kui 19. sajandi teisel veerandil mõõdeti esimest korda tähtede kaugused (Struve – Veega kaugus, Bessel – 61 Cygni kaugus), tehti sellest järeldus, et tähed on Päikese-taolised objektid, mille ümber võivad tiirelda ka planeedid.

Esimesed kinnitused planeedisüsteemidest teiste tähtede ümber saadi 20. sajandi viimasel kümnendil.

Relativistlik maailmamudel

Relativistlik maailmamudel sai alguse Albert Einsteini üldrelatiivsusteooriast 1916. aastal. Selle teooria järgi ei asu Päike kosmose keskel ja tähed ei asu sfääris. 1922. aastal leidis vene matemaatik Aleksander Fridman, et selline universum ei saa olla tasakaalus, vaid peab kas paisuma või kokku tõmbuma. Kinnituse "paisuva universumi" teooriale said astronoomid 1926. aastal, kui Edwin Hubble avastas galaktikate laialilendamise. See teooria, mida on täiendatud temperatuuri (soojusenergia) sissetoomisega, ongi tänapäeva kosmoloogia alus.

Ülesehitus ja struktuur

Päikesesüsteemi põhikomponent on selle keskmes asuv Päike (peajada täht spektriklassiga G2), mis moodustab 99,86% kogu seni teada oleva süsteemi massist. Ülejäänud massist (0,14%) moodustavad hiidplaneedid 99%.

Enamik suuri objekte tiirlevad ümber Päikese peaaegu samal tasandis Maaga. Kui planeetide orbiidid on väga ekliptika tasandis, siis komeedid ja Kuiperi vöö objektid võivad tiirelda tunduvalt suurema nurga all. Kõik planeedid ja enamik teisi objekte tiirlevad samas suunas ümber Päikese nagu Päike pöörleb ümber oma telje (vastupäeva, kui vaadata ülevalt alla Päikese põhjapoolusele).

Vastavalt Kepleri seadustele tiirleb iga keha mööda ellipsit, mille ühes fookuses on Päike. Kehad, mis asuvad Päikesele lähemal, liiguvad kiiremini, sest Päikese gravitatsioon mõjutab neid rohkem. Elliptilisel orbiidil liikudes muutub kehade kaugus Päikesest tiirlemisperioodi vältel. Keha Päikesele lähimat asukohta orbiidil nimetatakse periheeliks ja kaugeimat afeeliks. Planeetide orbiidid on väga väikese ekstsentrilisusega, seevastu paljud asteroidid ja Kuiperi vöö kehad liiguvad mööda välja venitatud ellipseid. Suurem osa komeete seevastu liigub piki ülimalt elliptilisi, paraboolseid või isegi hüperboolseid orbiite.

Empiirilise Titius-Bode reegli järgi on Päikesest planeetide orbiitide kaugused üksteisest seda suuremad, mida suurem on orbiidi kaugus Päikesest. Näiteks: Veenus orbiidi kaugus Merkuuri orbiidist on 0,37 astronoomilist ühikut; Saturni orbiidi kaugus Jupiteri orbiidist aga 4,5 aü. Neptuuni orbiit asub juba 10,58 aü kaugusel Uraani orbiidist.

Mitmete planeetide ümber tiirlevad kuud ja rõngad. Peaaegu kõigi kuude tiirlemisperioodid ümber oma planeetide on sünkroonis nende kuude pöörlemisperioodidega ümber oma telje ehk neil on alati sama külg planeedi poole pööratud (nagu meie Kuul).

Peale selle on Päikesesüsteemis veel kääbusplaneedid (näiteks veel hiljuti planeediks peetud Pluuto). Tahkete kehade kogupindala Päikesesüsteemis on 1 700 000 000 km².

Päike

Pikemalt artiklis Päike

Päike

Päike on Päikesesüsteemi kõige massiivsem komponent, tema arvele langeb umbes 99% kogu Päikesesüsteemi massist. Päikese suure massi (332 990 Maa massi) tõttu on tema tuumas väga kõrge temperatuur ja rõhk, mille tulemusena toimuvad Päikese tuumas termotuumareaktsioonid. Termotuumareaktsioonides vabaneb väga suurtes kogustes energiat, enamasti elektromagnetkiirguse kujul, mis Päikese sisemusest välja jõudes kiiratakse 5800 K temperatuuriga absoluutselt musta keha kiirgusena. Päikese kiirgusenergia maksimum on rohelises spektriosas, lainepikkusel umbes 500 nanomeetrit.

Päike on spektriklassi järgi kollane kääbustäht. See nimi on veidi eksitav, sest võrreldes suurema osa teiste tähtedega Linnutees, on Päike hoopiski võrdlemisi suure massi ja heledusega. Päikesest heledamad ja kuumemad tähed on haruldased, samas kui oluliselt väiksema heledusega ja jahedamad tähed, mida nimetatakse punasteks kääbusteks, moodustavad umbes 75% Linnutee tähtedest.^[5]

Planeetidevaheline keskkond

Lisaks valgusele paiskab Päike laiali ka laetud osakesi plasma kujul, mida kutsutakse päikesetuuleks. Päikesetuule moodustavad valdavalt positiivse laenguga vesiniku või heeliumi aatomite tuumad ning negatiivse laenguga elektronid. Päikesetuule osakesed liiguvad Maa orbiidi kaugusel Päikesest kiirusega keskmiselt 400 km/s (1,44 miljonit kilomeetrit tunnis), moodustades (heliosfääri), milles osakesed liiguvad läbi Päikesesüsteemi vähemalt 100 aü kaugusele (heliopausini). Heliosfääri plasma moodustab suure osa planeetidevahelisest keskkonnast. Heliosfääri tihedusel on spiraalne struktuur, mille tekitab ümber oma telje pöörleva Päikese magnetväli.

Heliosfääri tiheduse jaotus

Maa magnetväli takistab päikesetuule otse Maa atmosfääri sisenemist. Kui Päikesel toimuvate aine väljapursete käigus planeetidevahelisse ruumi jõudnud laetud osakeste vood jõuavad magnetväljaga ümbritsetud planeetide atmosfääride ülakihtidesse, tekivad nendes atmosfäärikihtides planeedi magnetpooluste ümbruses virmalised.

Kosmiline kiirgus pärineb väljastpoolt Päikesesüsteemi.

Planeetidevahelises keskkonnas asub ka vähemalt kaks kettasarnast kosmilise tolmu piirkonda. Tihedam neist asub Päikesesüsteemi siseosades ja tekitab Päikese valgust hajutades ka Maalt pärast päikeseloojangut ja enne päikesetõusu kahvatu kumana paistvat sodiaagivalgust. Arvatakse, et see tolm on tekkinud tänu kokkupõrgetele asteroidivöös. Teine asub umbes 10–40 aü kaugusel ja on arvatavasti tekkinud Kuiperi vöös toimunud mitmetele kokkupõrgete tõttu. Päikesesüsteemi tekkimise ajast pärit tolmu leidub eeskätt süsteemi äärealadel, Öpiku-Oorti pilves.

Päikesesüsteemi siseosa

Ülevaade Päikesesüsteemi siseosast kuni Jupiteri orbiidini

Päikesesüsteemi siseosa on üldnimetuseks piirkonnale, kus asuvad Maa-sarnased planeedid ja asteroidid. Need taevakehad koosnevad põhiliselt erinevatest silikaatidest ja metallidest. Päikesesüsteemi siseosa raadius on väiksem kui 5 astronoomilist ühikut.

Maa-tüüpi planeedid

Pikemalt artiklis Maa-sarnased planeedid

Maa-sarnased planeedid

Maa-sarnaseid planeete iseloomustab suhteliselt suur tihedus, kivine pind ja vähe (või puuduvad) kaaslasi. Ühelgi Maa-sarnasel planeedil ei ole rõngaid. Maa-sarnaste planeetide põhikomponentideks on kuumusekindlad mineraalid, mis moodustavad nende koored ja vahevööd (mantlid). Enamasti on neil planeetidel metallidest, näiteks rauast ja niklist, koosnev tuum. Kolmel Maa-sarnasel planeedil (Veenusel, Maal, Marsil) on piisavalt tihe atmosfäär, seetõttu saab nende puhul rääkida kliimast. Merkuur ja Marss on kaetud arvukate kraatritega, vulkaanilised pinnavormid on valdavad Veenusel, väga tavalised Maal ning silmatorkavad ka Marsil.

Merkuur

Pikemalt artiklis Merkuur

Merkuur on Päikesesüsteemis Päikesele lähim planeet, tiireldes Päikesest umbes 0,4 aü kaugusel ja ka väikseim planeet (0,055 Maa massi). Merkuuril ei ole looduslikke kaaslasi ja ainukeseks geoloogiliseks nähtuseks peale kaatrite on ahelikud, mis on tõenäoliselt tekkinud planeedi kokkutõmbumise ajal selle varajases faasis. Merkuuri väga nõrk atmosfäär koosneb Merkuuri magnetvälja lõksu jäänud päikesetuule osakestest, aga ka aatomitest, mille päikesetuul selle pinnalt õhku paiskab.^[6] Merkuuri suhteliselt suurt rauast tuuma ja õhukest vahevööd ei ole suudetud veel korralikult seletada. Arvatakse, et planeedi välimised kihid pühiti minema hiiglasliku kokkupõrkega või noore Päikese mõju ei lasknud neil korralikult välja areneda.

Veenus

Pikemalt artiklis Veenus

Veenus asub Päikesest 0,72 astronoomilise ühiku kaugusel ja on massi poolest Maaga kõige sarnasem (0,815 Maa massi). Nagu Maal, on ka Veenusel paks silikaatidest vahevöö ning rauast tuum, paks atmosfäär ning pinnal toimuvad geoloogilised protsessid. Kuid erinevalt Maast on Veenus kuiv ja tema atmosfäär on Maa atmosfäärist 90 korda tihedam, koosnedes põhiliselt süsinikdioksiidist. See on Päikesesüsteemi kuumim planeet, tema pinna temperatuur küündib 475 kraadini, seda tänu atmosfääris suurel hulgal leiduvatele kasvuhoonegaasidele.^[7] Veenus on ka tänapäeval geoloogiliselt aktiivne. Kuna Veenusel puudub magnetväli, mis hoiaks ära atmosfääri ärakande kosmosesse, siis peavad tema atmosfääri pidevalt uusi aineid andma vulkaanid. Veenuse pinnavormid on kujundatud üleplaneedilise vulkaanilise aktiivsuse käigus. Ümber Veenuse tiirlevad tehiskaaslased on aktiivse vulkanismi ka avastanud. Veenusel puuduvad looduslikud kaaslased.

Maa

Pikemalt artiklis Maa

Maa on suurima läbimõõdu ja suurima tihedusega planeet Päikesesüsteemi siseosades. Maa on planeet, kus tänapäeval toimuvad aktiivsed geoloogilised protsessid ja ainus koht Universumis, kus teadaolevalt eksisteerib elu. Selle vedel hüdrosfäär on unikaalne Maa-tüüpi planeetide hulgas ja Maa on ainus planeet, kus toimub laamade liikumine.^[8] Planeedi pooluste piirkonnas asuvad jääst koosnevad polaarmütsid. Maa atmosfäär erineb suuresti teiste sarnast tüüpi planeetide omast, koosnedes põhiliselt 78% lämmastikust ja 21% hapnikust. Maal on üks looduslik kaaslane, Kuu, mis on suurim kaaslane Maa-tüüpi planeetide hulgas.

Marss

Pikemalt artiklis Marss

Marss on väiksem kui Veenus ja Maa (0,107 Maa massi) ja asub Päikesest minimaalselt 1,56 astronoomilise ühiku kaugusel. Marsi atmosfäär koosneb enamjaolt süsinikdioksiidist ning atmosfäärirõhk pinnal on vaid 0,6 protsenti Maa atmosfäärirõhust. Marsi pinnas on väga ebaühtlane, kaetud arvukate meteoriidikraatritega. Marsil asuvad ka mõned suured vulkaanid, teiste hulgas Olympus Mons, Päikesesüsteemi kõige kõrgem mägi. Marsil on ka silmatorkavad orud, kõige suurem neist tektoonilise aktiivsuse käigus tekkinud Valles Marineris. Marsi pinnase punakas värvus tuleneb raud(III)oksiidist, mida leidub kõikjal pinnases. Marsi poolustel on polaarmütsid, mis koosnevad süsinikdioksiidi ja vee jääst. Marsil on 2 looduslikku kaaslast, Deimos ja Phobos, need on arvatavasti gravitatsiooniliselt kinni püütud asteroidid.

Asteroidide vöö

Asteroidid on väikesed Päikesesüsteemi kehad. Need koosnevad põhiliselt mineraalidest ja metallidest.

Asteroidide vöö asub Marsi ja Jupiteri vahel, nende orbiidid jäävad Päikesest valdavalt 2,3–4,9 astronoomilise ühiku kaugusele. Arvatakse, et asteroidide vöö on tekkinud Päikesesüsteemi varajases nooruses, kui Jupiter oma suure gravitatsiooniga segas planeedi tekkimist.

Asteroide võib leida igas suuruses, alates mõnest meetrist kuni ligikaudu 1000 kilomeetrini välja. Asteroidide vöö suurim ja kõige esimesena avastatud liige, Ceres, on tänapäeval liigitatud kääbusplaneetide hulka.

Asteroidivöö sisaldab 1–2 miljonit asteroidi, mille diameeter on üle ühe kilomeetri. Kuid vaatamata sellele ei ole kogu piirkonna asteroidide mass rohkem kui üks tuhandik Maa massist. Asteroidide vöö on väga hõredalt asustatud. Kosmoseaparaatide sellest läbilennul on kokkupõrke tõenäosus väga madal. Asteroididest väiksemaid Päikesesüsteemi väikekehi nimetatakse meteoorkehadeks.

Asteroidide grupid

Asteroidid on peavöös jaotatud gruppidesse ja perekondadesse, olenevalt nende orbiidi iseärasustest. Asteroidkuud on asteroidid, mis tiirlevad ümber suurema asteroidi. Nad ei ole nii hästi eristatavad nagu on planeetide kuud, sest mõnikord on nad sama suured kui asteroid, mille ümber nad tiirlevad. Asteroidivöös on ka komeetide peavöö, milles Päikesesüsteemi algusaegadel asunud komeedid võisid noore Maaga põrgates siia vee tuua.

Troojalased ja kreeklased on kaks asteroidigruppi, mis tiirlevad ümber Päikese samal orbiidil Jupiteriga. Üks grupp on orbiidil (Päikeselt vaadates) 60 kaarekraadi Jupiterist eespool, teine 60 kraadi tagapool.

Päikesesüsteemi välisosad

Päikesesüsteemi välisosa kõige sisemises piirkonnas asuvad hiidplaneedid ja nende kuud. Selles piirkonnas paiknevad ka mõned lühiperioodilised komeedid.

Hiidplaneedid

Pikemalt artiklis hiidplaneedid

Neli välimist planeeti moodustavad 99% ümber Päikese tiirlevate kehade massist. Jupiter ja Saturn koosnevad põhiliselt vesinikust ja heeliumist, Uraan ja Neptuun sisaldavad rohkem jääd ja kivimeid. Kõigil neljal on rõngad, kuid ainult Saturni omad on Maalt lihtsalt jälgitavad.

Jupiter

Jupiter on kõige massiivsem planeet (318 Maa massi). Päikesest asub ta 5,2 astronoomilise ühiku kaugusel. Põhiliselt koosneb vesinikust ja heeliumist. Jupiteril on neli suurt kaaslast -- Io, Europa, Ganymedes ja Kallisto, mida nimetatakse ka Galieo kuudeks. 2023. a. novembri seisuga on Jupiteril leitud kokku 95 kuud, enamus nendest kaaslastest on Jupiteri poolt kinni püütud asteroidid. Jupiteril on ka Maalt nähtamatu rõngaste süsteem. Temperatuur on umbes −140 °C. Tuule kiirus on keskmiselt 100 m/s.

Saturn

Saturn asub Päikesest 9,5 astronoomilise ühiku kaugusel ja on tuntud oma rõngaste poolest. Tal on palju sarnasusi Jupiteriga, näiteks atmosfääri koostis ja magnetosfäär. Kuigi ta moodustab 60% Jupiteri ruumalast, on ta viimasest kolm korda kergem (95 Maa massi), mis teeb Saturnist kõige väiksema tihedusega planeedi Päikesesüsteemis. Rõngad koosnevad väga väikestest jää- ja kivimiosakestest. 8. juuni 2023. a. seisuga on Saturnil on 146 kaaslast, millest kahel – Titaanil ja Enceladusel – on avastatud ka seismilist aktiivsust. Titaan on Päikesesüsteemis suuruselt teine kuu, ta on suurem kui planeet Merkuur ja ainuke kuu Päikesesüsteemis, millel on tihe atmosfäär.

Uraan

Uraan on hiidplaneetidest kergeim (14 Maa massi) ning asub 19,6 astronoomilise ühiku kaugusel Päikesest. Ta erineb teistest planeetidest selle poolest, et ta tiirleb külili -- Uraani pöörlemistelje kaldenurk orbiidi tasandi normaali suhtes on 97,8 kraadi. Samuti on tal võrreldes teiste hiidplaneetidega palju jahedam tuum, mistõttu kiirgab ta väga vähe soojust. Uraanil on 2023. aasta seisuga teada 28 kaaslast. Uraanil, nagu teistel Päikesesüsteemi hiidplaneetidel, on rõngad, mis avastati 1977. aastal.

Neptuun

Neptuun, mis asub 30 astronoomilise ühiku kaugusel Päikesest, on ruumalalt Uraanist väiksem, aga massilt suurem (17 Maa massi) ehk palju tihedam. Neptuunil on 2024. aasta veebruari seisuga teada 16 kaaslast, planeeti ümbritsevad rõngad.

Komeedid

Pikemalt artiklis Komeet

Komeedid on väikesed Päikesesüsteemi kehad, tavaline läbimõõt on kõigest mõni kilomeeter. Komeedid koosnevad põhiliselt jäätunud gaasidest ja vähesest osast mineraalidest. Enamiku komeetide orbiit on kas väga suure ekstsentrilisusega ellips, paraboolne või hoopis hüperboolne. Lühiperioodilistel komeetidel võtab täistiiru tegemine aega alla kahesaja aasta. Pikaperioodilistel komeetidel kulub selleks tuhandeid aastaid. Arvatakse, et lühiperioodilised komeedid on pärit Kuiperi vööst ning pikaperioodilised Öpiku-Oorti pilvest. Paraboolsetel või hüperboolsetel orbiitidel olevad komeedid läbivad Päikesesüsteemi siseosasid vaid üks kord.

Kui komeet läheneb Päikesele, hakkab komeeti moodustav poorne jäine materjal aurustuma ning seejuures paiskub komeedist välja ka tolmu. Päikesevalgust peegeldav gaas ja tolm tekitavad komeedi saba. Komeedist väljuvad osakesed annavad Päikesesüsteemi siseosades meteoorkehade hulgale arvestatava panuse. Komeetidest maha jäänud tolmuosakesed on valdava osa meteoorivoolude allikaks.

Neptuuni-tagune piirkond

Neptuuni tagune piirkond on Päikesesüsteemi osa, mis jääb Neptuunist (viimasest planeedist) kaugemale. See piirkond on suures osas veel läbi uurimata. Arvatakse, et seal on arvukalt väikseid taevakehi (suurima objekti diameeter on kõigest viiendik Maa diameetrist ja mass on sellel väiksem kui Kuul), mis koosnevad põhiliselt kivist ja jääst.

Kuiperi vöö

Pikemalt artiklis Kuiperi vöö

Kuiperi vöö

Kuiperi vöö on ülesehituselt sarnane asteroidide vööga, kuid koostiselt on nad küllaltki erinevad. Kuiperi vöö kaugus Päikesest jääb 30–50 astronoomilise ühiku kaugusele. Kuigi selles leidub mitmeid kääbusplaneete, on enamik objektidest seal siiski väikesed. Kuiperi vöös arvatakse leiduvat üle 100 000 keha, mille diameeter on üle 50 kilomeetri, kuid piirkonna kogumassiks pakutakse kõigest kümnendikku või sajandikku Maa massist. Kuiperi vöö objektide orbiidid ei järgi sageli ekliptika tasandit. Selle piirkondade taevakehadel on leitud ka kaaslasi.

Pluuto ja Charon

Pluuto on kääbusplaneet ning Kuiperi vöö suurim objekt. Kui see 1930. aastal avastati, siis liigitati see üheksandaks planeediks, kuid 2006. aastal klassifitseeriti Pluuto planeedi definitsiooni kohaselt kääbusplaneediks. Pluuto orbiit on võrdlemisi suure ekstsentrilisusega ja on ekliptika tasandi suhtes 17 kraadi kaldus. Pluuto orbiidi periheel on 29,7 astronoomilise ühiku ning afeel on 49,5 astronoomilise ühiku kaugusel Päikesest.

Pluuto suurim kuu on Charon. Kuna Charoni ja Pluuto massid erinevad teineteisest vähe, nimetatakse seda süsteemi ka vahel kaksiksüsteemiks, sest süsteemi massikese ei asu Pluuto sees. Lisaks Charonile on Pluutol veel neli kaaslast: Styx, Nix, Kerberos ja Hydra.

Üheksas planeet

20. jaanuaril 2016 ilmus Caltechi teadlaste Konstantin Batygini ja Mike Browni artikkel, kus öeldakse, et suure tõenäosusega on olemas üheksas planeet, mille mass on Maa massist 10 korda suurem, mille orbiit on Neptuuni orbiidist keskmiselt 20 korda kaugemal, ning mis teeb tiiru ümber Päikese 10 000 – 20 000 aastaga.^[9]

Kuiperi vöö hajusketas

Hajusketas kattub Kuiperi vööga, kuid ulatub palju kaugemale kosmosesse. Arvatakse, et see on lühiajaliste komeetide allikaks. Hajusketta kehad on arvatavasti sattunud praegustele orbiitidele tänu Neptuuni orbiidi migratsioonile. Enamikul kehadest asub periheel Kuiperi vöös, afeel aga ulatub kuni 150 astronoomilise ühiku kaugusele Päikesest. Hajusketta kehade orbiitide ja ekliptika tasandi vaheline nurk on enamasti väga suur, orbiidid võivad olla isegi ekliptika tasandiga risti.

Päikesesüsteemi piirialad

Ei ole olemas täpset piiri, millest alates Päikesesüsteem lõpeb ja tähtedevaheline ruum algab, sest Päikesesüsteemi välimise piiri moodustavad kaks jõudu: päikesetuul ja Päikese gravitatsioon. Päikesetuule mõju ulatub kuni 4 korda kaugemale Pluuto kaugusest Päikesest. Seda piirkonda kutsutakse heliopausiks ja arvatakse, et sealt alates tähtedevaheline ruum algabki. Kuid samas ulatub Päikese gravitatsiooni mõju tuhat korda kaugemale.

Heliopaus

Heliosfäär on jagatud kaheks piirkonnaks. Päikesetuul liigub keskmise kiirusega 400 km/s läbi Päikesesüsteemi, kuni põrkub tähtedevahelise tuulega (milleks on plasmavoolud tähtedevahelises ruumis). Põrkumine toimub lõpušokis (Päikesetuule lõpuosa lööklaine), mis asub Päikese liikumise suunas Päikesest 80–100 astronoomilise ühiku kaugusel ja vastassuunas umbes 200 astronoomilise ühiku kaugusel. Lööklaine piirkonnas aeglustub päikesetuul järsult, tekitades turbulentsi ning moodustades ovaalse kuju, heliotupe. Arvatakse, et see piirkond käitub ja näeb välja sarnaselt komeedi sabaga, ulatudes allatuult mitu korda kaugemale kui vastutuult. Kuid andmed, mis on saadud kosmoseaparaatide Cassini ja IBEX (Interstellar Boundary Explorer) abil, on näidanud, et see on hoopis mullisarnane, sest seda mõjutab ka tähtedevaheline magnetväli. Heliosfääri välimist piiri kutsutakse heliopausiks. See on piirkond, kus tähtedevaheline tuul on tugevam kui päikesetuul ehk sealt alates algab tähtedevaheline ruum.

Öpiku-Oorti pilv

Hüpoteetiline Öpiku-Oorti pilv on sfääriline, sisaldades kuni miljard jäätunud keha. See asub umbes ühe valgusaasta kaugusel Päikesest ja ulatub kuni 1,9 valgusaastani (100 000 astronoomilist ühikut). Arvatakse, et siit piirkonnast on pärit pikaajalised komeedid, mis on sattunud sinna hiidplaneetide gravitatsiooni mõjul. Kehad Öpiku-Oorti pilves liiguvad väga aeglaselt.

Päikesesüsteemi teke

Pikemalt artiklis Päikesesüsteemi teke ja areng

Skeem päikeseudukogust, millest moodustusid Maa ja teised Päikesesüsteemi taevakehad

Praegusel ajal arvatakse, et Päikesesüsteem moodustus veidi enam kui 4,6 miljardit aastat tagasi külmast molekulaarse gaasi ja tolmupilvest. Tegemist oli tavalise tähetekke, mitte mingi eksootilise protsessiga (näiteks tähtede peaaegu-kokkupõrge), nagu kunagi usuti. Arvatakse, et selle protsessi alguses toimus päikeseudukoguks nimetatava väga suure massiga külma tähtedevahelise gaasi- ja tolmupilve gravitatsiooniline kollaps. Mitmete või isegi paljude tihendustsentrite edasise tihenemise ja pöörlemise tõttu lapikuks muutuvate gaasipilve fragmentide keskele tekkisid prototähed. Kui prototähed tõmbusid niivõrd kokku, et nende keskmes tõusid temperatuurid ja tihedused piisavaks termotuumareaktsioonide algamiseks, süttisid prototähed ükshaaval tähtedena. Üks nendest prototähtedest oli Päike. Algselt tekkinud täheparv või -assotsiatsioon hajus võrdlemisi ruttu ning praeguseks on Päike suhteliselt hõredalt asustatud Galaktika piirkonnas.

Gaasipilve kollapsi käigus koondusid ketta tasandisse raskematest elementidest koosnevad ühendid, mis esinesid põhiliselt tolmu kujul. Edasisel suhteliselt kiirel tolmuosakeste kleepumise ning kuhjumise ajajärgul tekkisid suuremad ainekogumid, mis üksteisega põrgates moodustasid aja jooksul praegu tuntud planeedid. Päikese ja planeetide tekkimisest üle jäänud tahke aine on jäänud Päikesesüsteemi tolmu ja väikekehadena, gaas aga puhutud Päikese kiirguse ja päikesetuulte poolt kaugetesse Päikesesüsteemi välisosadesse.

Päikesesüsteemi ja teiste kosmiliste objektide päritoluga tegeleb kosmogoonia.

Päikesesüsteem osana Galaktikast

Päikesesüsteem on osa Linnutee galaktikast, umbes 100 000 valgusaastase läbimõõduga spiraalgalaktikast, mis sisaldab ligikaudu 200 miljardit tähte, mille hulgas meie Päike on üsna tüüpiline. Siiski on umbes 85% kõigist Galaktika tähtedest Päikesest väiksema massiga.

Päikesesüsteemi kauguseks Galaktika keskmest hinnatakse 25 000 – 28 000 valgusaastat. Ta tiirleb ümber Galaktika keskme kiirusega umbes 220 kilomeetrit sekundis ning teeb ühe täistiiru 226 miljoni aastaga.

Päikesesüsteemi orbiit paistab olevat väga ebaharilik. Ta on esiteks väga lähedane ringjoonele ja teiseks on ta peaaegu täpselt sellel kaugusel, kus orbitaalkiirus vastab spiraalharusid kujundavate kompressioonilainete kiirusele. Nähtavasti on Päikesesüsteem jäänud spiraalharude vahelisse piirkonda suurema osa aja jooksul, mis elu Maal on eksisteerinud. Spiraalharudes plahvatavate supernoovade kiirgus võib teoreetiliselt planeetide pinnad steriliseerida, hoides ära suurte loomade tekke maismaal. Et Päikesesüsteem (ja planeet Maa) on jäänud spiraalharudest väljapoole, võib olla tegemist ainulaadse planeediga, mille pinnal on saanud tekkida suured loomad.

Teised planeedisüsteemid

Pikemalt artiklis Planeedisüsteem

Veel hiljaaegu oli Päikesesüsteem ainuke tuntud planeedisüsteem, olgugi et laialt usuti teiste võrreldavate süsteemide olemasolu. Nüüdseks on avastatud tuhandeid eksoplaneete või nende süsteeme, kuigi nende täpsest olemusest teatakse veel võrdlemisi vähe. Üks võimalus planeedisüsteemide kindlaks tegemiseks on analüüsida tähtede radiaalkiiruste perioodilisi muutusi, mis on tingitud planeetide ja tähe tiirlemisest ümber ühise masskeskme. Nii saab kindlaks teha ka nähtamatute planeetide masside alampiirid ja kaugused tähest. See meetod ei võimalda praegu siiski avastada Maaga võrreldava massi ja orbiidiga planeete, välja arvatud kolm planeeti, mis tiirlevad ühe pulsari ümber. Samuti on avastatud planeete teiste tähtede ümber, mõõtes pikka aega tähe heledust. Kui planeet liigub Maalt vaadates üle oma ematähe ketta, siis tähe heledus väheneb väga natukene (maksimaalselt seni avastatud süsteemidel umbes 2%). Varjutuste kordumisel on võimalik määrata planeedi tiirlemisperiood ja ka mass. See meetod annab võimaluse määrata planeetide masse kõige suurema täpsusega, kuid eelistatult on vaadeldavad vaid need planeedid, mis on suured ja asuvad oma tähele väga lähedal.