იხილეთ წყარო გვერდისთვის მზის სისტემა

{{რჩეული/2.0}}
[[ფაილი:მზის სისტემა.jpeg|მინი|მარჯვნივ|upright=2|მზის სისტემის კომპიუტერული მოდელი. ინფოპლაკატზე ყველა პლანეტის მასა, დაშორება და სხვა მახასიათებლებია აღბეჭდილი]]
[[ფაილი:Solar System true color.jpg|მინი|მარჯვნივ|upright=2]]

'''მზის სისტემა''' შედგება [[მზე|მზისა]] და მის გარშემო მოძრავი [[გრავიტაცია|გრავიტაციულად]] ჩაჭერილი [[ციური სხეული|ასტრონომიული ობიექტებისაგან]]. მზის სისტემის ფორმირება 4,6 მილიარდი წლის წინ, [[მოლეკულური ღრუბელი|მოლეკულური ღრუბლის]] კოლაფსის შედეგად მოხდა. სისტემის [[მასა|მასის]] უმეტესობას (99,86 %) მზე შეიცავს. ოთხი შედარებით პატარა შიდა პლანეტა — [[მერკური]], [[ვენერა]], [[დედამიწა]] და [[მარსი]] (მათ ასევე მოიხსენიებენ, როგორც [[კლდოვანი პლანეტები]]), ძირითადად, [[ქვა|ქვისა]] და [[მეტალი]]სგან შედგება, ხოლო ორი უდიდესი [[პლანეტა]] — [[იუპიტერი]] და [[სატურნი]], ძირითადად, [[წყალბადი]]თა და [[ჰელიუმი|ჰელიუმითაა]] გაჯერებული. ორ უშორეს პლანეტაზე — [[ურანი|ურანსა]] და [[ნეპტუნი|ნეპტუნზე]] [[მეთანი]]ს, [[წყალბადი|წყალბადისა]] და [[ამიაკი]]ს ყინულების დიდი მარაგია, რის გამოც მათ ზოგჯერ [[ყინულის გიგანტები|„ყინულის გიგანტებად“]] მოიხსენიებენ.

მზის სისტემაში ასევე არის რეგიონები, სადაც შედარებით პატარა ობიექტები ბინადრობს. [[ასტეროიდთა სარტყელი|ასტეროიდული სარტყელი]], რომელიც [[მარსი|მარსსა]] და [[იუპიტერი|იუპიტერს]] შორის მდებარეობს, კლდოვანი პლანეტების მსგავსია, რადგან მათ შედგენილობაში ძირითადად [[ქვა]] და [[მეტალი]] შედის, თუმცა ზომით ძალიან პატარებია, [[პლანეტა|პლანეტებად]] რომ ჩაითვალოს.<ref name="Stern2012">„დღეს 12-ზე მეტი ჯუჯა პლანეტა ვიცით მზის სისტემაში“. - [http://pluto.jhuapl.edu/overview/piPerspective.php?page=piPerspective_08_24_2012 The PI's Perspective] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20141113225430/http://pluto.jhuapl.edu/overview/piPerspective.php?page=piPerspective_08_24_2012 |date=2014-11-13 }}</ref> [[ნეპტუნი|ნეპტუნის]] [[ორბიტა|ორბიტის]] გაღმა [[იუპიტერი|კოიპერის სარტყელი]] — მიმოფანტული დისკო მდებარეობს. მასში ე. წ. ტრანს-ნეპტუნისეული ობიექტები ბინადრობს, რომლებიც [[წყალი|წყლის]], [[მეთანი]]სა და [[ამიაკი]]ს ყინულებითაა გაჯერებული. ამ არეალში 5 ცალკეული ობიექტი გამოიყოფა: [[ცერერა]], [[პლუტონი]] [[ჰაუმეა|ჰომეა]], [[მაკემაკე]] და [[ერისი]]. ისინი საკმარისად დიდებია იმისთვის, რომ თავიანთი [[გრავიტაცია|გრავიტაციით]] მრგვალი (მთლად მრგვალი არა, მომრგვალო) ფორმა მიიღონ.<ref name="Stern2012"/> სწორედ ამიტომ, მათ [[ჯუჯა პლანეტა|ჯუჯა პლანეტებად]] მოიხსენიებენ.

[[მზიური ქარი]] — [[მზე|მზიდან]] წამოსული [[პლაზმა]], რომელიც [[ვარსკვლავთშორისი სივრცე|ვარსკვლავთშორის სივრცეში]] ქმნის დიდ ბუშტს, სახელად [[ჰელიოსფერო]]. [[ურტის ნისლეული]], რომელიც მიჩნეულია, რომ გრძელპერიოდიანი [[კომეტა|კომეტების]] წყაროა, შესაძლებელია 1000-ჯერ შორს მდებარეობდეს, ვიდრე [[ჰელიოსფერო]]. [[ჰელიოპაუზა]] არის ის წერტილი, როდესაც [[მზიური ქარი]]ს [[წნევა]] ტოლია [[ვარსკვლავთშორისი ქარი]]ს (ანუ საპირისპირო) წნევისა. მზის სისტემა მოთავსებულია [[ირმის ნახტომი]]ს ერთ-ერთ მკლავში. ჩვენი მზის სისტემა ცენტრალური [[შავი ხვრელი]]დან 26 000 [[სინათლის სიჩქარე|სინათლის წლითაა]] დაშორებული.

== აღმოჩენა და კვლევა ==
[[სურათი:Heliocentric.jpg|thumb|right|კოპერნიკისეული სისტემის ილუსტრაცია, რომელიც ანდრეას ცელარიუსს ეკუთვნის. Harmonia Macrocosmica (1660)-დან.]]
ათასეულობით წლის განმავლობაში, ადამიანები მზის სისტემის არსებობას ვერ ამჩნევდნენ (თუ არ ჩავთვლით რამდენიმე გამონაკლის პიროვნებას). ხალხს მიაჩნდა, რომ [[დედამიწა]] სამყაროს ცენტრში მოთავსებული სტაციონალური (უძრავი) ობიექტი იყო, რომელიც მთლიანად განსხვავდებოდა იმ ობიექტებისაგან, რომლებიც ღამის ცაზე მოძრაობდა. თუმცა, ბერძენ ფილოსოფოსს [[არისტარქე]]ს მოსაზრება ჰქონდა ჰელიოცენტრულ გადაადგილებაზე,<ref>{{cite journal|title= The astronomical system of Copernicus|url= https://archive.org/details/sim_popular-astronomy_1923-10_31_8/page/510|author=WC Rufus|journal=[[Popular Astronomy (US magazine)|Popular Astronomy]]|volume=31|page=510|year= 1923|bibcode=1923PA.....31..510R}}</ref> ხოლო [[კოპერნიკი, ნიკოლოზ|ნიკოლას კოპერნიკი]] იყო პირველი ადამიანი, რომელმაც მათემატიკურად იწინასწარმეტყველა [[ჰელიოცენტრული სისტემა]].<ref>{{cite book |title=Copernicus, Darwin, & Freud: revolutions in the history and philosophy of science |url=https://archive.org/details/copernicusdarwin00wein |first=Friedel |last=Weinert |publisher=[[Wiley-Blackwell]] |year=2009 |page=[https://archive.org/details/copernicusdarwin00wein/page/n29 21] |isbn=978-1-4051-8183-9}}</ref> მისმა XVII საუკუნის მემკვიდრეებმა — [[გალილეო გალილეი]]მ, [[იოჰანეს კეპლერი|იოჰანეს კეპლერმა]] და [[ისააკ ნიუტონი|ისააკ ნიუტონმა]] [[ფიზიკა|ფიზიკის]] საკითხი განავითარეს, რომელმაც საერთო თანხმობა მისცა იმ აზრს, რომ [[დედამიწა]] მზის გარშემო მოძრაობს და ეს [[პლანეტა|პლანეტები]] იმავე ფიზიკური ძალით იმართება, რითაც დედამიწა. გარდა ამისა, [[ტელესკოპი]]ს გამოგონებამ მეცნიერებს საშუალება მისცა უფრო შორეული პლანეტები და მთვარეები აღმოეჩინათ. შედარებით გვიან, ტელესკოპების გაუმჯობესებამ და უპილოტო ზონდების გაშვებამ საშუალება მოგვცა სხვა პლანეტებზე გამოგვეკვლია ისეთი გეოლოგიური ფენომენები, როგორებიცაა [[მთა|მთები]] და [[ვულკანური კრატერი|კრატერები]], სეზონური მეტეოროლოგიური ფენომენები — [[ღრუბელი|ღრუბლები]], [[მტვრის შტორმი|მტვრის შტორმები]] და სხვა.
{{clear}}

== სტრუქტურა და შედგენილობა ==
[[ფაილი:ურტის ნისლეული-სედნას ორბიტა.jpg|thumb|right|upright=1.5|პლანეტების ორბიტების შედარება (მარცხნივ, ზემოდან საათის ისრის მიმართულებით)]]
მზის სისტემის მთავარი შემადგენელი ნაწილი [[მზე]]ა — [[ვარსკვლავი|მთავარი მიმდევრობის G2 ტიპის]] [[ვარსკვლავი]], რომელიც მზის სისტემის მასის 99,86 %-ია. იგი [[გრავიტაცია|გრავიტაციულად]] დომინირებს მთელ სისტემაში.<ref>{{cite journal |author=M Woolfson |title=The origin and evolution of the solar system |doi= 10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x |year=2000 |journal=[[Astronomy & Geophysics]] |volume=41 |issue=1 |pages=1.12|bibcode = 2000A&G....41a..12W  | issn = 1366-8781}}</ref> მზის ოთხი უდიდესი პლანეტა — [[გაზური გიგანტები]], დანარჩენი მასის 99 %-ია, მარტო [[იუპიტერი]] და [[სატურნი]] კი 90 %-ზე მეტი.

მზის გარშემო მოძრავი დიდ ობიექტთა უმეტესობა დედამიწის ორბიტის სიბრტყესთან ახლოს (სახელად ეკლიპტიკა) მოძრაობს. პლანეტები ძალიან ახლოსაა ეკლიპტიკასთან, ხოლო [[კომეტა|კომეტებს]] და [[კოიპერის სარტყლის ობიექტები|კოიპერის სარტყლის ობიექტებს]] ხშირად შედარებით დიდი დახრილობა აქვს ეკლიპტიკის მიმართ.<ref name = "Levison2003">{{cite journal
| last = Levison | first = H. F. | authorlink = Harold F. Levison |author2=Morbidelli, A.
 | title = The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration
| journal = [[Nature (journal)|Nature]]
| volume = 426 | pages = 419–421
| publisher = | date = 2003-11-27 | language =
| url = http://www.nature.com/nature/journal/v426/n6965/abs/nature02120.html
| doi = 10.1038/nature02120 | pmid = 14647375
| accessdate = 2012-05-26
| issue = 6965|bibcode = 2003Natur.426..419L }}</ref><ref>{{cite journal|title=From the Kuiper Belt to Jupiter-Family Comets: The Spatial Distribution of Ecliptic Comets|author=Harold F. Levison, Martin J Duncan|journal=[[Icarus (journal)|Icarus]]|year=1997|pages=13–32|doi=10.1006/icar.1996.5637 |issue=1|volume=127|bibcode=1997Icar..127...13L}}</ref> ყველა [[პლანეტა]] და სხვა ობიექტთა უმეტესობა იმავე მიმართულებით ბრუნავს, საითაც მზე. არსებობს გამონაკლისები, მაგალითად [[ჰალეის კომეტა]].

{{მრავალი სურათი
| ზონა        = right 
| მიმართულება = horizontal
| ჯამური სიგანე       = 400
| ფაილი1    = Ecliptic plane 3d view.gif
| ფაილი2    = Solarsystem3DJupiter.gif
| ქვევით   = ანიმაციებზე ნაჩვენებია მზის სისტემა, სადაც დედამიწის ეკლიპტიკა მზის გარშემო ბრუნავს. მერკური, ვენერა, დედამიწა და მარსი ორივე პანელშია ნაჩვენები; მარჯვენა პანელი ასევე გვიჩვენებს იუპიტერის სრულ ბრუნს სატურნთან და ურანთან ერთად, რომლებიც სრულ ბრუნზე ნაკლებს აკეთებს.}}

მზის სისტემის საერთო სტრუქტურას მზე შეადგენს — ოთხი შედარებით პატარა [[შიდა პლანეტები|შიდა პლანეტით]], რომლებიც გარშემორტყმულია [[ასტეროიდთა სარტყელი|ასტეროიდული სარტყლით]], და ოთხი [[გაზის გიგანტი]], რომელთაც გარს კოიპერის სარტყლის გაყინული ობიექტები აკრავს. ზოგჯერ ასტრონომები ამ სტრუქტურას ორ რეგიონად ყოფენ: შიდა მზის სისტემა მოიცავს 4 კლდოვან [[პლანეტა]]ს და ასტეროიდულ სარტყელს. გარე მზის სისტემა კი ასტეროიდების გაღმა ვრცელდება, 4 გაზური გიგანტის ჩათვლით.<ref>{{cite web |title=An Overview of the Solar System |author=nineplanets.org |url=http://www.nineplanets.org/overview.html |accessdate=2007-02-15}}</ref>

მზის სისტემაში პლანეტეთა უმეტესობა მეორად სისტემებს ფლობს, რომელიც მათ გარშემო მოძრავი [[პლანეტა#პლანეტარული მასის ობიექტი|პლანეტარული ობიექტებია]] — [[ბუნებრივი თანამგზავრები]] ან მთვარეები (ორი მათგანი პლანეტა [[მერკური]]ზე დიდია), ან გაზური გიგანტების შემთხვევაში - [[პლანეტარული რგოლები]]. ეს უკანასკნელი პაწაწინა ნაწილაკების თხელი ჯგუფია, რომლებიც შეთანხმებულად მოძრაობს პლანეტის გარშემო. უდიდეს მთვარეთა უმეტესობა სინქრონულ ბრუნვაშია. ეს კი იმას ნიშნავს, რომ მთვარე მუდამ ერთი მხარითაა მიბრუნებული თავის დედაპლანეტასთან ([[სპინ-ორბიტალური რეზონანსი]] 1:1... ამის გამო ვხედავთ ჩვენ მთვარის მხოლოდ „ახლო მხარეს“).

[[კეპლერის კანონები|კეპლერის პლანეტარული მოძრაობის კანონები]] ობიქტების მოძრაობას აღწერს მზის გარშემო. ამ კანონების თანახმად, თითოეული ობიექტი [[ელიფსი|ელიფსურად]] მოძრაობს მზის გარშემო, ერთი ცენტრის გარშემო. ობიექტები, რომლებიც მზესთან უფრო ახლოს მდებარეობს (მათ შედარებით მცირე [[დიდი ნახევარღერძი|დიდი ნახევარღერძები]] აქვს) უფრო სწრაფად მოძრაობს, რადგან მზის გრავიტაცია მათზე უფრო დიდ გავლენას ახდენს (რადგან ახლოსაა). ელიფსურ ორბიტაზე სხეულის დაშორება მზიდან წლის განმავლობაში იცვლება. სხეულის უახლოეს წერტილს მზემდე ეწოდება [[პერიჰელიუმი]], ხოლო უშორესს [[აფელიუმი]]. პლანეტების ორბიტები თითქმის წრიულია, მაგრამ ბევრი [[კომეტა]], [[ასტეროიდი]] და [[კოიპერის სარტყლის ობიექტები|კოიპერის სარტყლის ობიექტი]] ძალზე ელიფსურ ორბიტებზე მოძრაობს. მზის სისტემაში სხეულების პოზიციების წინასწარმეტყველება შესაძლებელია რიცხობრივი მოდელების გამოყენებით.

ჩვენი [[მზე]], რომელშიც მზის სისტემის თითქმის მთელი მატერიაა თავმოყრილი, დაახლოებით 98 % [[წყალბადი]]სა და [[ჰელიუმი]]სგან შედგება.<ref>{{cite web
|title=The Sun's Vital Statistics
|url=http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html
|publisher=Stanford Solar Center
|accessdate=2008-07-29
}}, citing {{cite book
|last=Eddy
|first=J.
|title=A New Sun: The Solar Results From Skylab
|url=http://history.nasa.gov/SP-402/contents.htm
|publisher=[[NASA]]
|year=1979
|page=37
|id=NASA SP-402
}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20150113155042/http://history.nasa.gov/SP-402/contents.htm |date=2015-01-13 }}</ref> [[იუპიტერი|იუპიტერს]] და [[სატურნი|სატურნს]], რომლებიც მზის სისტემის დანარჩენ მატერიას თითქმის სრულად შეიცავს, ატმოსფეროში ამავე ელემენტების 99 % მაგარი აქვს.<ref>{{cite web
|url = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html
|title = Saturn Fact Sheet
|publisher = NASA
|last = Williams
|first = Dr. David R.
|accessdate = 2007-07-31
|date = September 7, 2006}}</ref><ref>{{cite web|url = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html|title = Jupiter Fact Sheet|publisher = NASA|last = Williams|first = Dr. David R.|accessdate = 2007-08-08|date = November 16, 2004}}</ref> მზის სისტემაში შემადგენლობის გრადიენტი არსებობს, რომელსაც მზის [[სითბო]] და [[წნევა]] წარმოქმნის. ის ობიექტები, რომლებიც მზესთან შედარებით ახლოსაა, უფრო მეტად ექცევა მზის სითბოსა და წნევის ქვეშ, რის გამოც ისინი უფრო მაღალი [[დნობის ტემპერატურა|დნობის ტემპერატურიანი]] ელემენტებითაა  გაჯერებული, ხოლო უფრო შორი ობიექტები მზიდან, ძირითადად, შედარებით მსუბუქი ელემენტებისგან შედგება.<ref>{{cite book|title= Encyclopedia of the solar system|url= https://archive.org/details/encyclopediasola00mcfa_991|author=Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson|year=2007|page=[https://archive.org/details/encyclopediasola00mcfa_991/page/n635 615]|isbn=0-12-088589-1|publisher=Academic Press}}</ref><ref name="Mumma">{{cite doi |10.1016/S0273-1177(03)00578-7}}</ref>

შიდა მზის სისტემაში არსებული ობიექტები, ძირითადად, ქვისგან შედგება<ref name="Podolak Weizman et al. 1995">{{cite doi|10.1016/0032-0633(95)00061-5}}</ref> (ქვა კრებითი სახელია დნობის მაღალ ტემპერატურიანი ელემენტებისთვის, როგორებიცაა [[სილიკატი|სილიკატები]], [[რკინა]] ან [[ნიკელი]], რომლებიც მყარად რჩება [[პროტოპლანეტარული ნისლეული|პროტოპლანეტარულ ნისლეულის]] თითქმის ყველა მდგომარეობაში<ref name="Podolak Podolak et al. 2000">{{cite doi | 10.1016/S0032-0633(99)00088-4 }}</ref>). [[იუპიტერი]] და [[სატურნი]], ძირითადად, გაზებისგან შედგება. გაზი ასტრონომიული ტერმინებით ისეთ მატერიას მოიცავს, რომელსაც დნობის ძალიან დაბალი ტემპერატურა აქვს, ხოლო [[ორთქლი]]ს მაღალი [[წნევა]]. ასეთებია მოლეკულარული [[წყალბადი]], [[ჰელიუმი]] და [[ნეონი]], რომლებიც ყოველთვის გაზურ მდგომარეობაში იყო [[ნისლეულები|ნისლეულში]].<ref name="Podolak Podolak et al. 2000" /> [[ყინული|ყინულებს]], როგორებიცაა [[წყალი]], [[მეთანი]], [[ამიაკი]], [[წყალბადის სულფიდი]] და [[ნახშირორჟანგი]], [[დნობის ტემპერატურა]] რამდენიმე ასეული გრადუსი აქვს [[კელვინი]]თ,<ref name="Podolak Podolak et al. 2000" /> ხოლო მათი მდგომარეობა დამოკიდებულია გარემომცველ წნევასა და ტემპერატურაზე. ეს ყინულები შესაძლოა ნებისმიერ მდგომარეობაში აღმოვაჩინოთ მზის სისტემის განსხვავებულ ადგილებზე, ხოლო ნისლეულში ისინი მყარ ან გაზურ მდგომარეობაში იყო. ყინულოვანი მატერია გიგანტი პლანეტების [[ბუნებრივი თანამგზავრები|თანამგზავრებზე]] გვხვდება, ასევე ყინულის მარაგი დიდია [[ურანი|ურანსა]] და [[ნეპტუნი|ნეპტუნზე]], რის გამოც მათ „ყინულოვან გიგანტებს“ უწოდებენ.<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /><ref name=zeilik>{{cite book | page=[https://archive.org/details/astronomyevolvin0000zeil/page/240 240] | author=Michael Zellik| title=Astronomy: The Evolving Universe | url=https://archive.org/details/astronomyevolvin0000zeil | edition=9th | year=2002 | publisher=[[Cambridge University Press]] | isbn=0-521-80090-0 | oclc=223304585 46685453}}</ref><ref name=Placxo>{{cite book|last=Placxo|first=Kevin W.|author2=Gross, Michael |title=Astrobiology: a brief introduction|year=2006|publisher=[[JHU Press]]|page=66|isbn=978-0-8018-8367-5|url=http://books.google.com/?id=2JuGDL144BEC&pg=PA66&dq=inventory+volatiles+hydrogen&q=inventory%20volatiles%20hydrogen}}</ref>

{| class="wikitable" style="margin:0.5em auto; width:600px;"
! [[ვოიაჯერ 1]]-ით დანახული მზის სისტემა დედამიწიდან 6 მილიარდზე მეტი კილომეტრის დაშორებიდან.
|-
| style="font-size:88%" | [[File:PIA00453-SolarSystem-VenusEarthJupiterSaturnUranusNeptune-Voyager1-19960913.jpg|upright=3|center]]
<center>[[ვენერა]], [[დედამიწა]] („[[მკრთალი ლურჯი წერტილი]]“), [[იუპიტერი]], [[სატურნი]], [[ურანი]], [[ნეპტუნი]] ([[13 სექტემბერი]], [[1996]]).</center>
|}

===მანძილები და მასშტაბები===
[[სურათი:Size planets comparison.jpg|upright=1.4|thumb|right|მზის სისტემის პლანეტების შედარება: იუპიტერი და სატურნი (ზედა მწკრივი), ურანი და ნეპტუნი (მათ ქვემოთ), დედამიწა და ვენერა, მარსი და მერკური.]]
მზიდან დედამიწამდე მანძილი 1 [[ასტრონომიული ერთეული]]ა (150 000 000 [[კილომეტრი]]). შედარებისთვის, [[მზის რადიუსი]] სულ რაღაც 0,0047 ასტრონომიული ერთეულია (700 000 კმ.). აქედან გამომდინარე, [[მზე]] დედამიწის ორბიტის [[რადიუსი]]ს მქონე სფეროს მოცულობის 0,00001 %-ს იკავებს, ხოლო დედამიწის მოცულობა მზის მოცულობის მემილიონედ ნაწილს იკავებს. ყველაზე დიდი პლანეტა [[იუპიტერი]] მზიდან 5,2 ასტრონომიული ერთეულითაა (780 000 000 კმ.) დაშორებული და მისი რადიუსი 71 000 კილომეტრია (0,00047 ასტრონომიული ერთეული), ხოლო ყველაზე შორეული [[პლანეტა]] [[ნეპტუნი]] მზიდან 30 ასტრონომიული ერთეულითაა (4,5x10<sup>9</sup> კმ.) დაშორებული.

რამდენიმე გამონაკლისით, რაც უფრო შორსაა [[პლანეტა]] (ან სარტყელი) მზიდან, მით უფრო დიდია მანძილი მის ორბიტასა და მის შემდეგ მდებარე ობიექტის ორბიტას შორის. მაგალითად, [[ვენერა]] დაახლოებით 0,33 ასტრონომიული ერთეულით უფრო შორსაა მზიდან, ვიდრე [[მერკური]], ხოლო [[სატურნი]] — 4,3 ასტრონომიული ერთეულითაა [[იუპიტერი]]დან, [[ნეპტუნი]] კი 10 ასტრონომიული ერთეულით [[ურანი]]დან. იყო მცდელობები, რომ ამ ორბიტალურ მანძილებს შორის კავშირი განესაზღვრათ (მაგალითად, ტიტიუს-ბოდეს კანონი),<ref>{{cite web|title=Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System|work=Space Physics Center: UCLA|url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/dawn/background.html|year=2005|accessdate=2007-11-03|archiveurl=https://archive.today/20120524184638/http://www-ssc.igpp.ucla.edu/dawn/background.html|archivedate=2012-05-24}}</ref> მაგრამ არც ერთი ასეთი თეორია არ იქნა მიღებული.

მზის სისტემის ზოგიერთი მაკეტი ცდილობს, გადაიყვანოს მზის სისტემის მასშტაბები ყველასათვის გასარკვევ ერთეულებზე. ზოგი მცირეა მასშტაბით, ხოლო ზოგი მთელ ქალაქში ან რეგიონშია გადაჭიმული.<ref>{{cite web | url=http://www.noao.edu/education/peppercorn/pcmain.html | title=The Thousand-Yard Model &#124;subtitle Earth as a Peppercorn | author=Guy Ottewell | year=1989 | work=NOAO Educational Outreach Office | accessdate=2012-05-10 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20160710065429/http://www.noao.edu/education/peppercorn/pcmain.html | archivedate=2016-07-10 }}</ref> უდიდესი ასეთი მოდელი, [[შვედური მზის სისტემა]], იყენებს 110 მეტრიან „ერიქსონის სფეროს“ მზის ატრიბუტად [[სტოკჰოლმი|სტოკჰოლმში]]. მომდევნო იუპიტერია, რომელიც 7,5 მეტრის სფეროა [[არლანდას საერთაშორისო აეროპორტი|არლანდას საერთაშორისო აეროპორტში]], 40 კილომეტრის მოშორებით, ხოლო უშორესი ობიექტი [[სედნა]] 10 სანტიმეტრის სფეროა [[ლულეა]]ში, 912 კილომეტრის მოშორებით.<ref>{{cite web|title=Tours of Model Solar Systems|url=http://internal.psychology.illinois.edu/~wbrewer/solarmodel.html|publisher=University of Illinois|accessdate=2012-05-10|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110412124455/http://internal.psychology.illinois.edu/~wbrewer/solarmodel.html|archivedate=2011-04-12}}</ref><ref name=Sedna>{{cite web | url=http://www.kuriren.nu/arkiv/2005/11/17/Lokalt/1510647/Lule%C3%A5-%C3%A4r-Sedna.aspx | title=Luleå är Sedna. I alla fall om vår sol motsvaras av Globen i Stockholm. | publisher=Norrbotten Kuriren (in Swedish) | accessdate=2010-05-10 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20100715074955/http://www.kuriren.nu/arkiv/2005/11/17/Lokalt/1510647/Lule%C3%A5-%C3%A4r-Sedna.aspx | archivedate=2010-07-15 }}</ref>

თუ მზისა და ნეპტუნის დაშორებას 100 მეტრამდე შევამცირებთ, მაშინ მზის [[დიამეტრი]] 3 სანტიმეტრის იქნება, ხოლო გაზური გიგანტები - 3 მილიმეტრზე პატარები. დედამიწის დიამეტრი და სხვა კლდოვანი პლანეტები ამ მასშტაბზე რწყილის ზომის (0,3 მმ.) იქნება.<ref>See, e.g., {{cite web | url=http://www.nasa.gov/audience/foreducators/5-8/features/F_Solar_System_Scale.html | title=Solar System Scale | work=NASA Educator Features | author=Office of Space Science | accessdate=2 April 2013 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20160827184323/http://www.nasa.gov/audience/foreducators/5-8/features/F_Solar_System_Scale.html | archivedate=27 აგვისტო 2016 }}</ref>

[[სურათი:Mzis sistema.jpeg|upright=2|center|მზის სისტემის ობიექტები დაშორების მიხედვით.]]

==წარმოქმნა და ევოლუცია==
მზის სისტემა 4,568 მილიარდი წლის წინ ჩამოყალიბდა დიდ მოლეკულურ ღრუბელში არსებულ რეგიონის [[გრავიტაცია|გრავიტაციული]] კოლაფსით.<ref>ეს თარიღი დაფუძნებულია უძველესი შენაერთებზე, რომლებიც აღმოჩენილია მეტეორიტებში. მეცნიერთა ვარაუდით, ის არის კოლაფსირებად ნისლეულში პირველი მყარი მატერიის წარმოქმნის თარიღი.<br>A. Bouvier and M. Wadhwa. "The age of the solar system redefined by the oldest Pb-Pb age of a meteoritic inclusion." ''Nature Geoscience,'' in press, 2010. {{doi|10.1038/NGEO941}}</ref> ეს თავდაპირველი ღრუბელი შესაძლოა რამდენიმე [[სინათლის წელიწადი|სინათლის წლის]] მანძილზე იყო გადაჭიმული და რამდენიმე [[ვარსკვლავი]]ც წარმოქმნა.<ref name="Arizona">{{cite web |title=Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System |url=http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html |work=University of Arizona |accessdate=2006-12-27 |archiveurl=https://www.webcitation.org/617GeDn2a?url=http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html |archivedate=2011-08-22 }}</ref> რადგანაც ეს ტიპური მოლეკულური ღრუბელია, ის შედგებოდა უმეტესად [[წყალბადი]]სგან, რაღაც რაოდენობით [[ჰელიუმი]]საგან და მცირე რაოდენობით მძიმე ელემენტებისგან, რომელთა [[ვარსკვლავი#თერმობირთვული სინთეზის გზები|თერმობირთვული სინთეზი]] წინა თაობის ვარსკვლავების მიერ მოხდა. როცა მოხდა კოლაფსი რეგიონისა, რომელიც მზის სისტემა გახდა (ცნობილია, როგორც ''მზის სისტემამდელი ნისლეული''),<ref>{{Cite conference|title=The chemical composition of the pre-solar nebula |author=Irvine, W. M.|booktitle=Cometary exploration; Proceedings of the International Conference |volume=1|pages=3|year=1983 |bibcode=1983coex....1....3I}}</ref>  კუთხური მომენტის შენარჩუნებამ მისი უფრო სწრაფად ბრუნვა გამოიწვია. ცენტრი, სადაც [[მასა|მასის]] უმეტესობა იყო მოგროვებული, უფრო მეტად და მეტად გავარვარებული გახდა, ვიდრე გარშემორტყმული დისკო.<ref name="Arizona" /> როცა შეკუმშვადი [[ნისლეული]] სწრაფად ბრუნავდა, მან დაიწყო გაბრტყელება პროტოპლანეტარულ დისკოდ (რომლის [[დიამეტრი]] დაახლოებით 200 [[ასტრონომიული ერთეული]] იყო<ref name="Arizona" />) და ცხელ, მკვრივ [[ვარსკვლავი#პროტოვარსკვლავის წარმოქმნა|პროტოვარსკვლავად]] ცენტრში.<ref>{{Cite journal |last=Greaves |first=Jane S. |date=2005-01-07 |title=Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=307 | issue=5706 |pages=68–71 |doi=10.1126/science.1101979 |pmid=15637266 |bibcode=2005Sci...307...68G}}</ref><ref>{{cite web |date=2000-04-05 |url=http://www.nap.edu/openbook.php?record_id=1732&page=21|title=Present Understanding of the Origin of Planetary Systems |publisher=National Academy of Sciences |accessdate=2007-01-19}}</ref> [[პლანეტა|პლანეტები]] ამ დისკოს აკრეციით წარმოიქმნა,<ref>{{cite journal | doi= 10.1086/429160 | title= Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation | year= 2005 | author= Boss, A. P. | journal=[[The Astrophysical Journal]] | volume= 621 | issue= 2 | pages= L137 | last2= Durisen | first2= R. H. | bibcode=2005ApJ...621L.137B|arxiv = astro-ph/0501592 }}</ref> რომელშიც მტვერმა და გაზმა გრავიტაციულად მიიზიდეს ერთმანეთი და გაერთიანდნენ უფრო დიდი სხეულების ჩამოსაყალიბებლად. ადრეულ მზის სისტემაში შესაძლებელია ასობით პროტოპლანეტა არსებობდა, მაგრამ ისინი შეერწყნენ ერთმანეთს ან შეეჯახნენ ერთმანეთს, შედეგად კი დარჩა [[პლანეტა|პლანეტები]], [[ჯუჯა პლანეტა|ჯუჯა პლანეტები]] და ნარჩენი „უმცროსი“ სხეულები.

რადგანაც [[მეტალები|მეტალებსა]] და [[სილიკატები|სილიკატებს]] დუღილის მაღალი [[ტემპერატურა]] აქვს, ცხელ შიდა მზის სისტემაში მხოლოდ მათ შეეძლოთ მყარ მდგომარეობაში ყოფნა. ამან კი საბოლოოდ წარმოქმნა კლდოვანი პლანეტები: [[მერკური]], [[ვენერა]], [[დედამიწა]] და [[მარსი]]. იმის გამო, რომ მეტალები [[მზე|მზის]] ნისლეულის ძალიან მცირე ნაწილს შეადგენდა, კლდოვანმა პლანეტებმა ძალიან დიდი ზომა ვერ მიიღო. გიგანტი პლანეტები ([[იუპიტერი]], [[სატურნი]], [[ურანი]] და [[ნეპტუნი]]) ჩამოყალიბდა უფრო შორს, [[ყინულოვანი ხაზი]]ს გაღმა. ეს უკანასკნელი არის წერტილი მარსისა და იუპიტერის ორბიტებს შორის, სადაც მატერია საკმარისად ცივია იმისათვის, რომ აქროლადი ყინულოვანი მატერია მყარ მდგომარეობაში დარჩეს. ეს ყინულები, რომელთაც ეს გიგანტი პლანეტები ჩამოაყალიბა, უფრო უხვად იყო, ვიდრე მეტალები და სილიკატები, რომლებმაც შიდა კლდოვანი პლანეტები წარმოქმნა, ამან კი ხელი შეუწყო მათ, მიეღოთ ისეთი მასები, რომ შეძლებოდათ [[წყალბადი]]სა და [[ჰელიუმი]]ს (უმსუბუქესი და ყველაზე გავრცელებული ელემენტები) უზარმაზარი ატმოსფეროები „დაეტყვევებინათ“. ნარჩენი ნამსხვრევები, რომლებიც არასდროს გახდა [[პლანეტა]], შექუჩდა ისეთ რეგიონებში, როგორებიცაა: [[ასტეროიდთა სარტყელი]], [[კოიპერის სარტყელი]] და [[ურტის ნისლეული]]. [[ნიცის მოდელი]] ხსნის ამ რეგიონიების შექმნასა და იმას, თუ როგორაა შესაძლებელი, წარმოქმნილიყო გარე პლანეტები განსხვავებულ პოზიციებზე და როგორ გადასახლდნენ ისინი თავიანთ ამჟამინდელ ორბიტაზე სხვადასხვა გრავიტაციული ურთიერთქმედებებით.

50 მილიონ წელიწადში [[ვარსკვლავი#პროტოვარსკვლავის წარმოქმნა|პროტოვარსკვლავის]] ცენტრში წყალბადის [[წნევა]] და [[სიმკვრივე]] საკმარისი იყო [[ვარსკვლავი#თერმობირთვული სინთეზის გზები|თერმობირთვული სინთეზის]] დასაწყებად.<ref name=Yi2001>{{cite journal | author= Sukyoung Yi; Pierre Demarque; Yong-Cheol Kim; Young-Wook Lee; Chang H. Ree; Thibault Lejeune; Sydney Barnes | title=Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The <math>Y^{2}</math> Isochrones for Solar Mixture | journal=[[Astrophysical Journal Supplement]] | arxiv=astro-ph/0104292 | year=2001 | volume=136 | pages=417 | doi=10.1086/321795 | bibcode=2001ApJS..136..417Y}}</ref> [[ტემპერატურა]], რეაქციის ტემპი, წნევა და სიმკვრივე გაიზარდა მანამდე, სანამ არ დამყარდა [[ჰიდროსტატიკური წონასწორობა]]: თერმული წნევა უდრის [[გრავიტაცია|გრავიტაციის]] ძალას. ამ წერტილში [[მზე]] [[ვარსკვლავი#მთავარი მიმდევრობა|მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი]] გახდა.<ref>{{cite journal | author=A. Chrysostomou, P. W. Lucas | title=The Formation of Stars | journal=[[Contemporary Physics]] | year=2005 | volume=46 | issue=1 | page=29 | bibcode=2005ConPh..46...29C | doi=10.1080/0010751042000275277}}</ref> მზიდან წამოსულმა [[მზიური ქარი|მზიურმა ქარმა]] ჩამოაყალიბა [[ჰელიოსფერო]] და მოაშორა დარჩენილი გაზი და მტვერი პროტოპლანეტარული დისკოსგან ვარსკვლავთშორის სივრცეში, ამით კი [[პლანეტა#წარმოქმნა|პლანეტარული ფორმირების პროცესი]] შეწყდა.

ჩვენთვის ნაცნობი მზის სისტემა ასეთი მანამდე დარჩება, სანამ მზის ბირთვში არსებული [[წყალბადი]]ს მთლიანი მარაგი არ გადაიქცევა ჰელიუმად, რომელიც დღევანდელიდან 5,4 მილიარდ წელიწადში მოხდება. ამით მზის [[ვარსკვლავი#მთავარი მიმდევრობის შემდგომი ფაზა|მთავარ მიმდევრობაში სიცოცხლე დამთავრდება]]. ამ დროს მზის ბირთვი კოლაფსირდება და [[ენერგია|ენერგიის]] გამოცემა უფრო დიდი იქნება, ვიდრე ახლაა. მზის გარე ფენები გაფართოვდება ამჟამინდელ [[დიამეტრი|დიამეტრზე]] 260-ჯერ მეტად და მზე [[წითელი გიგანტი]] გახდება. იმის გამო, რომ მისი [[ფართობი|ზედაპირის ფართობი]] გაიზარდა, ზედაპირის [[ტემპერატურა]] შესამჩნევად დაბალი იქნება (2600 [[კელვინი|K]] ყველაზე ცივი), ვიდრე მთავარ მიმდევრობაზე ყოფნის პერიოდში იყო.<ref>{{cite journal|author=K. P. Schroder, Robert Cannon Smith|title=Distant future of the Sun and Earth revisited|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volume=386|issue=1 |pages=155–163 |year=2008 |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x |bibcode=2008MNRAS.386..155S|arxiv = 0801.4031 }}</ref> მეცნიერთა ვარაუდით, გაფართოებადი მზე [[მერკური|მერკურისა]] და [[ვენერა]]ს შთანთქავს, ხოლო [[დედამიწა]]ს სიცოცხლისთვის შეუფერებელ ადგილს გახდის. მისი [[სასიცოცხლო ზონა]] კი [[მარსი]]ს ორბიტაზე გადაინაცვლებს. საბოლოოდ, ბირთვის ტემპერატურა საკმარისი იქნება ჰელიუმის სინთეზისთვის. მზე ჰელიუმს დაწვავს წყალბადის წვის ხანგრძლივობის მცირე ნაწილით. [[მზის მასა]] არ არის საკმარისი უფრო მძიმე ელემენტების სინთეზის დასაწყებად და თერმობირთვული რეაქციები ბირთვში შემცირება. მისი გარე შრეები კოსმოსში გაიფანტება და დარჩება [[თეთრი ჯუჯა]] — უჩვეულოდ მკვრივი ობიექტი, რომლის მასა [[მზის მასა|მზის თავდაპირველი მასის]] ნახევარია, მაგრამ ზომით დედამიწის ტოლი.<ref>{{cite web|author=Pogge, Richard W.|year=1997|url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html|title=The Once & Future Sun|format=lecture notes|work=[http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/Vistas/ New Vistas in Astronomy]|accessdate=2005-12-07|archiveurl=https://web.archive.org/web/20050527094435/http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/Vistas/|archivedate=2005-05-27|url-status=dead}}</ref> გაფანტული გარე ფენები წარმოქმნის ე.წ. პლანეტარულ ნისლეულს, ანუ დაბრუნდება ის მატერია, რისგანაც მზე ვარსკვლავთშორის სივრცეში წარმოიქმნა, ოღონდ ახლა ის გამდიდრებულია მძიმე ელემენტებით, როგორიცაა [[ნახშირბადი]].

== მზე ==
{{მთავარი|მზე}}
[[ფაილი:მზის ინფოპლაკატი.jpeg|მინი|მარჯვნივ|upright|ინფოპლაკატი, რომელშიც მზეზე ძალიან ბევრი რამ წერია]]
[[ფაილი:მზის ინფოპლაკატი2.jpeg|მინი|მარცხნივ|კიდევ მზის შესახებ, რაც წინა ინფოპლაკატში ვერ ჩაეტია, აქ არის მოთავსებული]]
მზე მზის სისტემის ერთადერთი [[ვარსკვლავი]]ა. მისი უზარმაზარი მასა (დედამიწაზე 332 900-ჯერ მძიმე)<ref>{{cite web|title=Sun: Facts & Figures|publisher=NASA|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric|accessdate=2009-05-14|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080102034758/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric|archivedate=2008-01-02}}</ref> ბირთვში წარმოქმნის ისეთ უზარმაზარ ტემპერატურასა და სიმკვრივეს, რომ ხელს უწყობს [[ვარსკვლავი#თერმობირთვული სინთეზის გზები|თერმობირთვული სინთეზის]] გაღვივებას,<ref>{{cite book|last=Zirker|first=Jack B.|title=Journey from the Center of the Sun|url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk|year=2002|publisher=[[Princeton University Press]]|isbn=978-0-691-05781-1|pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/120 120]–127}}</ref> სინთეზისა, რომელიც უზარმაზარი ენერგიის წყაროა. მზე თავის ენერგიას, ძირითადად, ელექტრომაგნიტური სპექტრის 400-700 ნანომეტრი ტალღის სიგრძეში ასხივებს. ეს ელექტრომაგნიტური სპექტრის ის დიაპაზონია, რომელსაც ჩვენი თვალი აღიქვამს — ხილული სინათლე.<ref>{{cite web|title=Why is visible light visible, but not other parts of the spectrum?|publisher=The Straight Dome|year=2003|url=http://www.straightdope.com/columns/read/2085/why-is-visible-light-visible-but-not-other-parts-of-the-spectrum|accessdate=2009-05-14}}</ref>

[[მზე]] [[ჰერცშპრუნგ-რასელის ვარსკვლავური დიაგრამა|G2 ტიპის ყვითელ ჯუჯა ვარსკვლავად]] არის კლასიფიცირებული, მაგრამ ეს სახელი (ჯუჯა) ძალზეც დამაბნეველია, რადგან [[ირმის ნახტომი|ჩვენს გალაქტიკაში]] არსებული [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავების]] უმრავლესობასთან შედარებით ჩვენი დედავარსკვლავი გაცილებით დიდი და კაშკაშაა.<ref name=sun>{{cite news |first=Ker |last=Than |title=Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single |publisher=SPACE.com |date=January 30, 2006 |url=http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html |accessdate=2007-08-01}}</ref> ვარსკვლავები ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამის მიხედვითაა კლასიფიცირებული. ეს დიაგრამა ვარსკვლავებს სიკაშკაშითა და ზედაპირის [[ტემპერატურა|ტემპერატურით]] ყოფს. ზოგადად, [[ვარსკვლავი]] რაც უფრო ცხელია, მით უფრო კაშკაშაა. თუმცა, მზეზე დიდი და კაშკაშა ვარსკვლავები ძალიან იშვიათია, ხოლო უფრო მკრთალი და გრილი ვარსკვლავები, რომელთაც [[ვარსკვლავი|წითელი ჯუჯები]] ეწოდება, უფრო გავრცელებულია [[სამყარო]]ში და [[გალაქტიკა|გალაქტიკის]] ვარსკვლავების 85 %-ს შეადგენს.<ref name=sun/><ref>{{Cite conference|year=2001|pages=119 |author=Smart, R. L.; Carollo, D.; Lattanzi, M. G.; McLean, B.; Spagna, A.|booktitle=Ultracool Dwarfs: New Spectral Types L and T |editor=Hugh R. A. Jones and Iain A. Steele |publisher=[[Springer (publisher)|Springer]] |title=The Second Guide Star Catalogue and Cool Stars|bibcode=2001udns.conf..119S}}</ref>

მტკიცებულების მიხედვით, მზის პოციზია [[ვარსკვლავი#მთავარი მიმდევრობა|მთავარ მიმდევრობაზე]] მას ე. წ. „სიცოცხლის აყვავებად“ ვარსკვლავად აქცევს. მის ბირთვში ჯერ [[წყალბადი]]ს საწვავი არ ამოწურულა, რითაც [[ვარსკვლავი#თერმობირთვული სინთეზის გზები|თერმობირთვული რეაქციები]] ხდება და [[მზე]] ანათებს. მზე უფრო კაშკაშა ხდება. მის ისტორიას თუ გადავავლებთ თვალს, ის დღევანდელი სიკაშკაშის მხოლო 70 %-ს აღწევდა.<ref>{{cite journal|title=Towards a Solution to the Early Faint Sun Paradox: A Lower Cosmic Ray Flux from a Stronger Solar Wind|author=Nir J. Shaviv|journal=[[Journal of Geophysical Research]]|doi=10.1029/2003JA009997|arxiv=astroph/0306477|year=2003|volume=108|issue=A12|page=1437|bibcode=2003JGRA..108.1437S}}</ref>

მზე [[I დასახლების ვარსკვლავი|I დასახლების]] (ან მეტალით მდიდარი) [[ვარსკვლავი]]ა. ის სამყაროს ევოლუციის შედარებით დაგვიანებულ ეტაპზე გაჩნდა. ამგვარად, იგი შედარებით ბევრ ჰელიუმზე და წყალბადზე მძიმე ელემენტს შეიცავს, (ასტრონომიაში წყალბადზე და ჰელიუმზე მძიმე ელემენტებს „მეტალებს“ უწოდებენ), ვიდრე უფრო ხნიერი, [[II დასახლების ვა|II დასახლების]] (მცირე მეტალიანი) [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავები]].<ref>{{cite journal |author=T. S. van Albada, Norman Baker |title=On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters |journal=[[Astrophysical Journal]] |volume=185 |year=1973 |pages=477–498 |doi=10.1086/152434 |bibcode=1973ApJ...185..477V}}</ref> წყალბადზე და ჰელიუმზე მძიმე ელემენტები (ანუ „მეტალები“) უძველესი და აფეთქებადი ([[ზეახალი]]) ვარსკვლავების ბირთვში წარმოიქმნა, ამიტომ ვარსკვლავების პირველი თაობა ვალდებული იყო დაღუპულიყო, სანამ სამყარო ასეთი [[ატომი|ატომებით]] გამდიდრდებოდა. უძველესი ვარსკვლავები ძალიან მცირე [[მეტალები|მეტალებს]] შეიცავს, ხოლო ვარსკვლავები, რომლებიც უფრო მოგვიანებით დაიბადა— მეტს. მეცნიერებს სჯერათ, რომ სწორედ მეტალების ასეთმა დონემ ითამაშა გადამწყვეტი როლი მზის პლანეტარული სისტემის ფორმირებისთვის, რადგან პლანეტები „მეტალების“ შეხორცებისგან ფორმირდება.<ref>{{cite journal |title=An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect |author=Charles H. Lineweaver |journal=[[Icarus (journal)|Icarus]] |date=2001-03-09 |arxiv=astro-ph/0012399 |doi=10.1006/icar.2001.6607 |volume=151 |issue=2 |pages=307–313 |bibcode=2001Icar..151..307L}}</ref>
{{clear}}

== პლანეტათაშორისი სივრცე ==
[[ფაილი:Heliospheric-current-sheet.gif|thumb|right|[[ჰელიოსფერული ნაკადის ფენა]]]]
[[ფაილი:მზიური ანთებები.jpg|thumb|left|მზიური ანთებები]]
[[ფაილი:მზიური ხვეულები.jpg|thumb|right|upright|მზის ტორნადოები]]
მზე [[სინათლე]]სთან ერთად დამუხტული ნაწილაკების განუწყვეტელ ნაკადს ([[პლაზმა]]) ასხივებს. მას [[მზიური ქარი]] ეწოდება. ეს ნაწილაკების ნაკადი მზიდან დაახლოებით 1,5 მილიონი კმ/სთ სიჩქარით მოძრაობს,<ref>{{cite web |title=Solar Physics: The Solar Wind |work=Marshall Space Flight Center |date=2006-07-16<!--11:42:58--> |url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/SolarWind.shtml |accessdate=2006-10-03 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20150813081520/http://solarscience.msfc.nasa.gov/SolarWind.shtml |archivedate=2015-08-13 }}</ref> რის შედეგადაც ქმნის გათხელებულ ატმოსფეროს ([[ჰელიოსფერო]]ს), რომელიც მზის სისტემიდან დაახლოებით 100 [[ასტრონომიული ერთეული|ა.ე.]]-მდე აღწევს.<ref name="Voyager">{{cite web |url=http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/voyager_agu.html |title=Voyager Enters Solar System's Final Frontier |work=NASA |accessdate=2007-04-02 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20200516082547/https://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/voyager_agu.html |archivedate=2020-05-16 }}</ref> ამას [[პლანეტათაშორისი სივრცე]] ეწოდება. აქტივობები მზის ზედაპირზე, როგორიცაა [[მზიური ამოფრქვევები]] და [[კორონალური მასის გამოტყორცნა]], ჰელიოსფეროს „აწუხებს“, რის შედეგადაც კოსმოსური ამინდი წარმოიქმნება, ეს უკანასკნელი კი [[გეომაგნიტური შტორმი|გეომაგნიტურ შტორმებს]] იწვევს.<ref name="SunFlip">{{cite web |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm |title=The Sun Does a Flip |accessdate=2007-02-04 |last=Phillips |first=Tony |date=2001-02-15 |work=Science@NASA |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090512121817/http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm |archivedate=2009-05-12 }}</ref> ჰელიოსფეროში უდიდესი სტრუქტურა არის ე. წ. [[ჰელიოსფერული ნაკადის ფენა]]. ის სპირალური ფორმისაა, რომელიც წარმოიქმნა მზის მბრუნავი [[მაგნიტური ველი]]ს აქტივობებით, რომელიც პლანეტათაშორის სივრცეზე მოქმედებდა.<ref>[http://science.nasa.gov/headlines/y2003/22apr_currentsheet.htm A Star with two North Poles] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20090718014855/http://science.nasa.gov/headlines/y2003/22apr_currentsheet.htm |date=2009-07-18 }}, April 22, 2003, Science @ NASA</ref><ref>{{cite journal |last1=Riley |bibcode=2002JGRA.107g.SSH8R |first1=Pete |title=Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations |doi=10.1029/2001JA000299 |year=2002 |volume=107 |journal=[[Journal of Geophysical Research]] |url=http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/monthly_highlights/2002-July-2001JA000299.pdf |accessdate=2014-09-10 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090814052347/http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/monthly_highlights/2002-July-2001JA000299.pdf |archivedate=2009-08-14 }}</ref>

[[დედამიწის მაგნიტური ველი]] [[ატმოსფერო (დედამიწა)|ატმოსფეროს]] მზიური ქარებისგან იცავს, რომელსაც ძალუძს მისი წართმევა.<ref>{{cite web | url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1998/ast08dec98_1/ | title=Solar Wind blows some of Earth's atmosphere into space | date=1998-12-08 | work=Science@NASA Headline News | accessdate=2014-09-10 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20160617063012/http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1998/ast08dec98_1/ | archivedate=2016-06-17 }}</ref> [[ვენერა]]ს და [[მარსი|მარსს]] მაგნიტური ველი არ აქვს, რის შედეგადაც მზიური ქარები მათ ატმოსფეროს თანდათანობით კოსმოსში ფანტავს.<ref>{{cite journal |last=Lundin |first=Richard |date=2001-03-09 |title=Erosion by the Solar Wind |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=291 |issue=5510 |page=1909 |doi=10.1126/science.1059763 |pmid=11245195}}</ref> კორონალური მასის გამოტყროცნებსა და მსგავს მოვლენებს [[მაგნიტური ველი]] და მატერიის უზარმაზარი რაოდენობა მოაქვს. ამ მაგნიტური ველისა და მატერიის ურთიერთქმედება დედამიწის მაგნიტურ ველთან იწვევს დამუხტული ნაწილაკების შეჭრას დედამიწის ზედა ატმოსფეროში, სადაც მისი ურთიერთქმედებები წარმოქმნის ნათებებს მაგნიტურ პოლუსებთან ახლოს ([[ჩრდილოეთის ციალი|ჩრდილოეთის და სამხრეთის ციალს]]).

[[კოსმოსური სხივები]] მზის სისტემის გარეთ წარმოიქმნება. [[ჰელიოსფერო]] მზის სისტემას მათგან ნაწილობრივ იცავს. პლანეტარული მაგნიტური ველებიც (რომელ პლანეტებსაც აქვს) მცირედ იცავს. კოსმოსური სხივების [[სიმკვრივე]] [[ვარსკვლავთშორისი სივრცე|ვარსკვლავთშორის სივრცეში]] და მზის მაგნიტური ველის სიგრძე ძალიან დიდ დროში იცვლება, აქედან გამომდინარე კოსმოსური რადიაციაციაც ცვალებადია მზის სისტემაში.<ref name="Langner_et_al_2005">{{cite journal |last=Langner |first=U. W. |author2=M. S. Potgieter  |year=2005 |title=Effects of the position of the solar wind termination shock and the heliopause on the heliospheric modulation of cosmic rays |url=https://archive.org/details/sim_advances-in-space-research_2005_35_12/page/2084 |journal=[[Advances in Space Research]] |volume=35 |issue=12 |pages=2084–2090 |doi=10.1016/j.asr.2004.12.005 |bibcode=2005AdSpR..35.2084L}}</ref>

პლანეტათაშორისი სივრცე, სულ ცოტა, ორი კოსმოსური მტვრის დისკოს მსგავსი რეგიონის სახლია. პირველი არის ზოდიქური მტვრის ღრუბელი, რომელიც შიდა მზის სისტემაში მდებარეობს და იწვევს [[ზოდიქური ნათება|ზოდიქურ ნათებას]]. ის შესაძლებელია წარმოიქმნა [[ასტეროიდთა სარტყელი|ასტეროიდული სარტყლის]] შეჯახებების შედეგად, რომელიც [[პლანეტა|პლანეტებთან]] ურთიერთქმედებითაა გამოწვეული.<ref>{{cite web |year=1998 |title=Long-term Evolution of the Zodiacal Cloud |url=http://astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/1997/zodiac/backman/IIIc.html |accessdate=2007-02-03 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060929030040/http://astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/1997/zodiac/backman/IIIc.html |archivedate=2006-09-29 }}</ref> მეორე რეგიონი 10-დან 40 [[ასტრონომიული ერთეული|ა.ე.]]-მდე ვრცელდება და ისიც ალბათ მსგავსი შეჯახებების შედეგად წარმოიქმნა, ოღონდ ასტეროიდული სარტყლის მაგივრად [[კოიპერის სარტყელი]] იყო.<ref>{{cite web |year=2003 |title=ESA scientist discovers a way to shortlist stars that might have planets |work=ESA Science and Technology |url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=29471 |accessdate=2007-02-03}}</ref><ref>{{cite journal |last=Landgraf |first=M. |author2=Liou, J.-C. |author3=Zook, H. A. |author4= Grün, E.  |date=May 2002 |title=Origins of Solar System Dust beyond Jupiter |journal=[[The Astronomical Journal]] |volume=123 |issue=5 |pages=2857–2861 |doi=10.1086/339704 |url=http://astron.berkeley.edu/~kalas/disksite/library/ladgraf02.pdf |accessdate=2007-02-09 |bibcode=2002AJ....123.2857L|arxiv = astro-ph/0201291 }}</ref>

== შიდა მზის სისტემა ==
შიდა მზის სისტემა არის იმ რეგიონის სახელი, სადაც [[კლდოვანი პლანეტები]] და [[ასტეროიდი|ასტეროიდები]] ბინადრობს.<ref name=inner>{{cite web |title=Inner Solar System |publisher=NASA Science (Planets) |url=http://nasascience.nasa.gov/planetary-science/exploring-the-inner-solar-system |accessdate=2009-05-09 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090511182050/http://nasascience.nasa.gov/planetary-science/exploring-the-inner-solar-system |archivedate=2009-05-11 }}</ref> ეს ობიექტები [[ასტეროიდი|მზესთან]] შედარებით ახლოსაა, ამიტომ ისინი ძირითადად [[სილიკატი|სილიკატებითა]] და [[მეტალები]]თაა გაჯერებული. ამ მთლიანი რეგიონის [[რადიუსი]] უფრო ნაკლებია, ვიდრე მანძილი [[იუპიტერი|იუპიტერსა]] და [[სატურნი|სატურნს]] შორის.

=== შიდა პლანეტები ===
[[ფაილი:4 Terrestrial Planets Size Comp True Color.png|thumb|right|შიდა პლანეტები. მარცხნიდან მარჯვნივ: [[მერკური]], [[ვენერა]], [[დედამიწა]] და [[მარსი]] (ნამდვილ ფერებში). ზომების მასშტაბი ემთხვევა, ერთმანეთთან დაშორების - არა.]]
ოთხ შიდა ან კლდოვან პლანეტას [[სიმკვრივე|მკვრივი]] და [[ქვა|ქვიანი]] შედგენილობა აქვს. ზოგს ან ძალიან ცოტა მთვარე ჰყავს, ან საერთოდ უთანამგზავროდაა. ისინი ძირითადად ცეცხლგამძლე მინერალებისგან შედგება, როგორიცაა სილიკატები, რომლებიც ქერქისა და მანტიის ფორმირებას უწყობს ხელს. ასევე შიდა პლანეტების შედგენილობაში შედის ისეთი მეტალები, როგორებიცაა [[რკინა]] და [[ნიკელი]]. ეს უკანასკნელნი კი პლანეტის ბირთვის წარმოქმნაზეა პასუხისმგებელი. 4 კლდოვანი პლანეტიდან 3-ს (ვენერას, დედამიწას და მარსს) აქვს იმდენად მყარი [[ატმოსფერო (დედამიწა)|ატმოსფეროები]], რომ მათ [[ამინდი]]ს წარმოქმნა შეუძლია. ყველა კლდოვან პლანეტას აქვს [[დარტყმითი კრატერი|დარტყმითი კრატერები]] და ტექტონიკური ზედაპირის ნიშნები, როგორებიცაა [[ნაპრალიანი ხეობები]] და [[ვულკანი|ვულკანები]].

==== მერკური ====
{{მთავარი|მერკური}}
: მერკური (მზიდან დაშორებულია 0,4 [[ასტრონომიული ერთეული]]თ) მზესთან მდებარე უახლოესი და მზის სისტემაში ყველაზე პატარა პლანეტაა (0,055 [[დედამიწის მასა]]). მერკურის [[ბუნებრივი თანამგზავრები]] არ ჰყავს. მას ძალიან უმნიშვნელო ატმოსფერო აქვს, რომელიც იმ [[ატომი|ატომებისგან]] შედგება, რომელიც მზიური ქარებიდან მოხვდა მის ზედაპირზე..<ref>{{cite web |year=2006 |author=Bill Arnett |title=Mercury |work=The Nine Planets |url=http://www.nineplanets.org/mercury.html |accessdate=2006-09-14}}</ref> მერკურის შედარებით დიდი რკინის ბირთვი და თხელი მანტია ჯერჯერობით ადეკვატურად არ არის ახსნილი.<ref>Benz, W., Slattery, W. L., Cameron, A. G. W. (1988), ''Collisional stripping of Mercury's mantle'', Icarus, v. 74, p. 516–528.</ref><ref>Cameron, A. G. W. (1985), ''The partial volatilization of Mercury'', Icarus, v. 64, p. 285–294.</ref>

==== ვენერა ====
{{მთავარი|ვენერა}}
: ვენერა (მზიდან დაშორებულია 0,7 ასტრონომიული ერთეულით) თითქმის დედამიწის ზომისაა (0,815 დედამიწის მასა) და ჩვენი პლანეტის მსგავსად სქელი სილიკატური მანტია აქვს [[რკინა|რკინის]] ბირთვის გარშემო. ვენერას საკმაოდ მყარი და მკვრივი ატმოსფერო აქვს. პლანეტის წიაღში გეოლოგიური აქტივობები შეინიშნება. თუმცა, ის დედამიწაზე ბევრად მშრალია და მისი ატმოსფეროს [[სიმკვრივე]] ჩვენი პლანეტის სიმკვრივეს 9-ჯერ აღემატება. ვენერას ბუნებრივი თანამგზავრები არ ჰყავს. ის მზის სისტემაში ყველაზე ცხელი პლანეტაა (მიუხედავად იმისა, რომ მეორეა მზიდან დაშორების მიხედვით), რომლის ზედაპირის ტემპერატურა 400 [[ცელსიუსის სკალა|°C]] აღწევს. ატმოსფეროს ასეთი გადახურება შესაძლებელია [[სათბურის ეფექტი|სათბურის ეფექტმა]] გამოიწვია.<ref>{{cite journal |author=Mark Alan Bullock |title=The Stability of Climate on Venus |publisher=Southwest Research Institute |year=1997 |url=http://www.boulder.swri.edu/~bullock/Homedocs/PhDThesis.pdf |format=PDF |accessdate=2006-12-26 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070614202751/http://www.boulder.swri.edu/~bullock/Homedocs/PhDThesis.pdf |archivedate=2007-06-14 }}</ref> ვენერაზე გეოლოგიური აქტივობების საბოლოო მტკიცებულება დაფიქსირდა, მაგრამ მას [[მაგნიტური ველი]] არ აქვს, რომელიც თავს აარიდებინებდა პლანეტას მისი მყარი ატმოსფეროს დაკარგვისგან. ეს კი გვაფიქრებინებს იმას, რომ მის ატმოსფეროს ვულკანური აქტივობები ამარაგებს რეგულარულად.<ref>{{cite web |year=1999 |author=Paul Rincon |title=Climate Change as a Regulator of Tectonics on Venus |work=Johnson Space Center Houston, TX, Institute of Meteoritics, University of New Mexico, Albuquerque, NM |url=http://www.boulder.swri.edu/~bullock/Homedocs/Science2_1999.pdf |format=PDF |accessdate=2006-11-19 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070614202807/http://www.boulder.swri.edu/~bullock/Homedocs/Science2_1999.pdf |archivedate=2007-06-14 }}</ref>

==== დედამიწა ====
{{მთავარი|დედამიწა}}
: დედამიწა (მზიდან დაშორებულია 1 ასტრონომიული ერთეულით) შიდა პლანეტებს შორის ყველაზე დიდი და მკვრივია. ჩვენი პლანეტა ცნობილი ერთადერთი ადგილია მზის სისტემაში (და არა მარტო), სადაც სიცოცხლე არსებობს.<ref name=life>{{cite web |title=What are the characteristics of the Solar System that lead to the origins of life? |publisher=NASA Science (Big Questions) |url=http://science.nasa.gov/planetary-science/big-questions/what-are-the-characteristics-of-the-solar-system-that-lead-to-the-origins-of-life-1/ |accessdate=2011-08-30 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110915154635/http://science.nasa.gov/planetary-science/big-questions/what-are-the-characteristics-of-the-solar-system-that-lead-to-the-origins-of-life-1/ |archivedate=2011-09-15 }}</ref> მისი თხევადი [[ჰიდროსფერო]] კლდოვან პლანეტებს შორის უნიკალურია. დედამიწას ასევე ერთადერთი ცნობილი ადგილია, სადაც [[ტექტონიკური ფილა|ტექტონიკური ფილები]] შეინიშნება. დედამიწის [[ატმოსფერო (დედამიწა)|ატმოსფერო]] რადიკალურად განსხვავდება სხვა პლანეტების ატმოსფეროებისგან.<ref>{{cite web |title=Earth's Atmosphere: Composition and Structure |author=Anne E. Egger, M.A./M.S. |work=VisionLearning.com |url=http://www.visionlearning.com/library/module_viewer.php?c3=&mid=107&l= |accessdate=2006-12-26 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070221231635/http://www.visionlearning.com/library/module_viewer.php?mid=107&l=&c3= |archivedate=2007-02-21 }}</ref> ჩვენს პლანეტას ერთადერთი ბუნებრივი თანამგზავრი — [[მთვარე]] ჰყავს. ის კლდოვანი პლანეტების მთვარეებს შორის უდიდესია.

==== მარსი ====
{{მთავარი|მარსი}}
: მარსი (მზიდან დაშორებულია 1,5 ასტრონომიული ერთეულით) დედამიწაზე და ვენერაზე პატარაა (0,107 დედამიწის მასა). მისი ატმოსფერო ძირითადად გაჯერებულია [[ნახშირორჟანგი]]სგან, ხოლო ზედაპირზე [[წნევა]] დაახლოებით 6,1 მილიბარია (დედამიწის 0,6%).<ref>{{cite book|title= Encyclopaedia of the Solar System|editor=Lucy-Ann McFadden et al.|chapter=Mars Atmosphere: History and Surface Interactions|author=David C. Gatling, Conway Leovy|pages=301–314|year=2007}}</ref> მისი ზედაპირი დაფარულია უკიდეგანო [[ვულკანი|ვულკანებით]], როგორიცაა [[ოლიმპო|ოლიმპოს მთა]] და ნაპრალიანი ხეობებით, მაგალითად [[მარინერის ხეობა]]. ეს კი მიუთითებს იმაზე, რომ გეოლოგიური აქტივობები სულ რაღაც 2 მილიონი წლის წინ აქტიურად ხდებოდა. მარსს წითელ პლანეტადაც მოიხსნიებენ.<ref>{{cite web |year=2004 |title=Modern Martian Marvels: Volcanoes? |author=David Noever |work=NASA Astrobiology Magazine |url=http://www.astrobio.net/news/modules.php?op=modload&name=News&file=article&sid=1360&mode=thread&order=0&thold=0 |accessdate=2006-07-23 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20100313020403/http://www.astrobio.net/news/modules.php?op=modload |archivedate=2010-03-13 }}</ref> მისი წითელი ფერი კი რკინის ოქსიდებითაა ([[ჟანგი]]) გამოწვეული, რომელიც მის ნიადაგზე უხვადაა.<ref>{{cite web|title=Mars: A Kid's Eye View|publisher=NASA|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Mars&Display=Kids|accessdate=2009-05-14|archiveurl=https://web.archive.org/web/20141020111930/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Mars&Display=Kids|archivedate=2014-10-20}}</ref> მარსს ორი პაწაწინა ბუნებრივი თანამგზავრი ჰყავს ([[ფობოსი]] და [[დეიმოსი]]), რომლებიც, მეცნიერთა აზრით, მარსის მიერ ჩაჭერილი [[ასტეროიდები]]ა.<ref>{{cite web |year=2004 |title=A Survey for Outer Satellites of Mars: Limits to Completeness |author=Scott S. Sheppard, David Jewitt, and Jan Kleyna |work=[[Astronomical Journal]] |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/2004/SJK2004.pdf|accessdate=2006-12-26}}</ref>

=== ასტეროიდთა სარტყელი ===
{{მთავარი|ასტეროიდთა სარტყელი}}
[[ფაილი:შიდა მზის სისტემა.png|thumb|right|ასტეროიდული სარტყლისა და ტროიანელი ასტეროიდების სურათი]]
[[ფაილი:ასტეროიდული სარტყელი.jpg|thumb|left|დამატებითი ინფორმაცია ასტეროიდულ სარტყელზე]]
ასტეროიდები მზის სისტემის პატარა სხეულებია, რომლებიც, ძირითადად, ცეცხლგამძლე ქვისა და ლითონური მინერალებისგან შედგება. მათ შედგენილობაში მცირე რაოდენობის ყინულიც შედის.<ref>{{cite web|title=Are Kuiper Belt Objects asteroids? Are large Kuiper Belt Objects planets?
|publisher=[[Cornell University]]|url=http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=601|accessdate=2009-03-01}}</ref>

ასტეროიდული სარტყლის [[ორბიტა]] [[მარსი|მარსსა]] და [[იუპიტერი|იუპიტერს]] შორისაა, რომელიც მზიდან 2,3-დან 3,3 ასტრონომიული ერთეულითაა დაშორებული. მეცნიერთა ვარაუდით, ასტეროიდული სარტყელი იმ ნარჩენებისგან შედგება, რომლებმაც მზის სისტემის ფორმირებისას ერთმანეთთან შეზრდა ვერ მოახერხეს იუპიტერის [[გრავიტაცია|გრავიტაციული]] გავლენის გამო.<ref>{{cite journal
 | author=Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; Chambers, J.
 | title=The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt
 | journal=[[Icarus (journal)|Icarus]]
 | year=2001
 | volume=153
 | issue=2
 | pages=338–347
 | url=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf
 | format=PDF
 | accessdate=2007-03-22
 | doi=10.1006/icar.2001.6702
 | bibcode=2001Icar..153..338P
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20070221085835/http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf
 | archivedate=2007-02-21
 }}</ref>

ასტეროიდების ზომა ასეული კილომეტრიდან მიკროსკოპულ ზომებამდე იცვლება. ყველა ასტროიდი, გარდა უდიდესი [[ცერერა]]სი, კლასიფიცირებულია, როგორც მზის სისტემის პატარა სხეულები. თუმცა, ზოგი ასტეროიდი, როგორებიცაა [[ვესტა]] და [[ჰიგეა]], შესაძლებელია [[ჯუჯა პლანეტები|ჯუჯა პლანეტად]] იქნას კლასიფიცირებული, თუ მათ მიაღწიეს [[ჰიდროსტატიკური წონასწორობა|ჰიდროსტატიკურ წონასწორობას]].<ref>{{cite web|title=IAU Planet Definition Committee|publisher=International Astronomical Union|year=2006|url=http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0601/newspaper/|accessdate=2009-03-01|archiveurl=https://web.archive.org/web/20090603001603/http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0601/newspaper/|archivedate=2009-06-03}}</ref>

ასტეროიდული სარტყელი ათი ათასობით, შესაძლებელია მილიონობითაც, ობიექტს შეიცავს, რომლებიც ერთ კილომეტრამდეა დიამეტრში.<ref>{{cite web |year=2002 |title=New study reveals twice as many asteroids as previously believed |work=ESA |url=http://www.esa.int/esaCP/ESAASPF18ZC_index_0.html|accessdate=2006-06-23}}</ref> მიუხედავად ამისა, ამ სარტყლის მთლიანი მასა საეჭვოა, რომ [[დედამიწის მასა|დედამიწის მასის]] 1/1000-ზე მეტი იყოს.<ref name=Krasinsky2002>{{cite journal |authorlink=Georgij A. Krasinsky |first=G. A. |last=Krasinsky | author2 = [[Elena V. Pitjeva|Pitjeva, E. V.]]; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I. |bibcode=2002Icar..158...98K |title=Hidden Mass in the Asteroid Belt |journal=[[Icarus (journal)|Icarus]] |volume=158 |issue=1 |pages=98–105 |date=July 2002 |doi=10.1006/icar.2002.6837}}</ref> ასტეროიდული სარტყელი გაიშვიათებული რეგიონია, რადგან კოსმოსური ზონდი ჩვეულებრივად მიფრინავს, ისე, რომ არაფერს დაეჯახოს. ასტეროიდები, რომელთა დიამეტრი 10-დან 10<sup>−4</sup>მმ-მდეა, მეტეორიდები ეწოდება.<ref>{{cite journal |date=September 1995 |title=On the Definition of the Term Meteoroid |journal=[[Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society]] |volume=36 |issue=3 |pages=281–284 |bibcode=1995QJRAS..36..281B}}</ref>

==== ცერერა ====
ცერერა (მზიდან დაშორებულია 2,77 ასტრონომიული ერთეულით) უდიდესი [[ასტეროიდი]], [[პროტოპლანეტა]] და [[ჯუჯა პლანეტა]]ა. მისი [[დიამეტრი]] დაახლოებით 1000 კმ-ზე ოდნავ ნაკლებია, ხოლო მისი [[გრავიტაცია]] იმდენად ძლიერია, რომ ის საკუთარ თავს სფერულ ობიექტად აქცევს. [[XIX საუკუნე]]ში, როდესაც ცერერა აღმოაჩინეს, ითვლებოდა, რომ ის [[პლანეტა]] იყო, მაგრამ 1850-იანებში მას პლანეტის წოდება ჩამოართვეს და ასტეროიდად აღიარეს, რადგან კვლევებმა სხვა ასტეროიდებიც გამოავლინა.<ref>{{cite web |title=History and Discovery of Asteroids |format=DOC |work=NASA |url=http://dawn.jpl.nasa.gov/DawnClassrooms/1_hist_dawn/history_discovery/Development/a_modeling_scale.doc |accessdate=2006-08-29}}</ref> მისი კლასიფიცირება ჯუჯა პლანეტად 2006 წელს მოხდა.

==== ასტეროიდთა შეჯგუფებები ====
ასტეროიდები [[ასტეროიდთა სარტყელი|ასტეროიდულ სარტყელში]] დაყოფილია ასტეროიდულ ჯგუფებად და ოჯახებად. ეს დაყოფა მათ ორბიტალურ მახასიათებლებზეა დამოკიდებული. ასტეროიდული მთვარეები ის ასტეროიდებია, რომლებიც შედარებით დიდი ასტეროიდების ორბიტაზე მოძრაობს. მათ პლანეტარული მთვარეების მსგავსი დამახასიათებელი ნიშნები არ აქვს. ეს მთვარეები ზოგჯერ თავიანთი პარტნიორების ზომისაა. ასტეროიდული სარტყელი ასევე შეიცავს მთავარი სარტყლის [[კომეტა|კომეტებს]], რომლებიც შესაძლებელია დედამიწაზე წყლის არსებობის წყაროა.<ref>{{cite web |year=2006 |author=Phil Berardelli |title=Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water |work=SpaceDaily |url=http://www.spacedaily.com/reports/Main_Belt_Comets_May_Have_Been_Source_Of_Earths_Water.html |accessdate=2006-06-23}}</ref>

[[ტროელი ასტეროიდები]] განლაგებულია [[იუპიტერი]]ს L<sub>4</sub> ან L<sub>5</sub> წერტილებში. ტერმინი „ტროელი“ ასევე გამოიყენება სხვა პლანეტარულ სისტემაში არსებული პატარა სხეულებისათვის ან ლაგრაჟნის სატელიტური წერტილისთვის. [[ილდა ასტეროიდები]]ს რეზონანსი იუპიტერთან არის 2:3. ეს კი იმას ნიშნავს, რომ როდესაც იუპიტერი ორჯერ შემოუვლის მზეს გარშემო, ეს ასტეროიდები 3-ჯერ შემოუვლის.<ref name=Barucci>{{cite book|last=Barucci|first=M. A.|author2=Kruikshank, D.P. |author3=Mottola S. |author4= Lazzarin M. |year=2002 |chapter=Physical Properties of Trojan and Centaur Asteroids|title=Asteroids III|publisher=University of Arizona Press|pages=273–87|location=Tucson, Arizona}}</ref>

შიდა მზის სისტემა ასევე დაბინძურებულია თაღლითი ასტეროიდებით, რომელთა უმეტესობა შიდა პლანეტების ორბიტებს კვეთს..<ref name = "MorbidelliAstIII">{{cite journal|url = http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Morbidelli-etal_2002_AstIII_NEOs.pdf|title = Origin and Evolution of Near-Earth Objects|journal = Asteroids III|editor = W. F. Bottke Jr., A. Cellino, P. Paolicchi, and R. P. Binzel|pages = 409–422|date=January 2002|publisher = University of Arizona Press|format=PDF|bibcode = 2002aste.conf..409M}}</ref>

== გარე მზის სისტემა ==
[[ფაილი:Gas giants in the solar system.jpg|thumb|upright=1.5|right|გარე პლანეტები. ზემოდან ქვემოთ: [[ნეპტუნი]], [[ურანი]], [[სატურნი]], [[იუპიტერი]] (მასშტაბები არ ემთხვევა)]]
მზის სისტემის გარე რეგიონი გაზის გიგანტი პლანეტების და მათი უზარმაზარი მთვარეების სახლია. მრავალი მოკლე პერიოდიანი [[კომეტა]], [[კენტავრები (კომეტები)|კენტავრების]] ჩათვლით, ამ რეგიონში მოძრაობს. რადგანაც ისინი მზიდან უფრო დიდი მანძილითაა დაშორებული, მყარი ობიექტები გარე მზის სისტემაში შეიცავს უფრო აქროლადი ნივთიერებების  მეტ რაოდენობას, როგორებიცაა [[ამიაკი]], [[მეთანი]] და [[წყალი]], ვიდრე [[კლდოვანი პლანეტები]] შიდა მზის სისტემაში, რადგან ცივი ტემპერატურა ამ ნივთიერებებს მყარ მდგომარეობაში ტოვებს.

=== გარე პლანეტები ===
ოთხი შიდა პლანეტა, ან [[გაზური გიგანტები]] (ზოგჯერ იუპიტერის მსგავს პლანეტებად მოიხსნიებენ) ერთად მზის სისტემის ობიექტების მასის 99 % ავსებს. [[იუპიტერი]] და [[სატურნი]] დედამიწაზე რამდენიმე ათეულჯერ მასია და [[წყალბადი]]სა და [[ჰელიუმი]]ს ზედმეტად დიდი მარაგი აქვს. [[ურანი]] და [[ნეპტუნი]] ნაკლებად მასიურია (<20 [[დედამიწის მასა]]). ისინი უმეტესად ყინულებისგან შედგება. მათ ყინულის გიგანტებსაც უწოდებენ.<ref>{{cite web |title=Formation of Giant Planets |author=Jack J. Lissauer, David J. Stevenson |work=NASA Ames Research Center; California Institute of Technology |year=2006 |url=http://www.gps.caltech.edu/uploads/File/People/djs/lissauer&stevenson(PPV).pdf |format=PDF |accessdate=2006-01-16 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090326060004/http://www.gps.caltech.edu/uploads/File/People/djs/lissauer%26stevenson%28PPV%29.pdf |archivedate=2009-03-26 }}</ref> ოთხივე გაზურ გიგანტს რგოლები აკრავს გარშემო, თუმცა მხოლოდ სატურნის რგოლებია დედამიწიდან ადვილად შესამჩნევი (შეიარაღებული თვალით, რა თქმა უნდა). ტერმინი „გარე პლანეტა“ არ უნდა აგვერიოს „უფროს პლანეტაში“, რომელიც დედამიწის ორბიტის გარეთ მყოფ პლანეტას აღნიშნავს, აქედან გამომდინარე, უფროსი პლანეტები [[მარსი]] და ეს 4 გაზური გიგანტია.

==== იუპიტერი ====
{{მთავარი|იუპიტერი}}
: იუპიტერი (მზიდან დაშორებულია 5,2 [[ასტრონომიული ერთეული]]თ) დედამიწაზე 318-ჯერ მასიურია, ხოლო ყველა პლანეტის [[მასა]] ერთად რომ ავიღოთ, ამ გიგანტის მასა 2,5-ჯერ მეტი იქნება. ის ძირითადად გაჯერებულია [[წყალბადი]]სა და [[ჰელიუმი]]სგან. იუპიტერის ძლიერი წიაღისეული სითბო წარმოქმნის არასტაბილურ მახასიათებლებს, როგორიცაა „[[დიდი წითელი ლაქა|დიდი წითელი ლაქა.“]] [[იუპიტერის ბუნებრივი თანამგზავრები|იუპიტერს 66 მთვარე ჰყავს]] (ჯერჯერობით მეტი არ არის აღმოჩენილი). 4 უდიდესი თანამგზავრი — [[იო (თანამგზავრი)|იო]], [[ევროპა (თანამგზავრი)|ევროპა]], [[განიმედე (თანამგზავრი)|განიმედე]] და [[კალისტო (თანამგზავრი)|კალისტო]] კლდოვანი პლანეტების მსგავს თვისებებს ამჟღავნებს, როგორებიცაა [[ვულკანიზმი]] და წიაღისული, შინაგანი სითბო.<ref>{{cite web |title=Geology of the Icy Galilean Satellites: A Framework for Compositional Studies |author=Pappalardo, R T |work=Brown University |year=1999 |url=http://www.agu.org/cgi-bin/SFgate/SFgate?&listenv=table&multiple=1&range=1&directget=1&application=fm99&database=%2Fdata%2Fepubs%2Fwais%2Findexes%2Ffm99%2Ffm99&maxhits=200&=%22P11C-10%22 |accessdate=2006-01-16 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070930165551/http://www.agu.org/cgi-bin/SFgate/SFgate?&listenv=table&multiple=1&range=1&directget=1&application=fm99&database=%2Fdata%2Fepubs%2Fwais%2Findexes%2Ffm99%2Ffm99&maxhits=200&=%22P11C-10%22 |archivedate=2007-09-30 }}</ref> განიმედე — უდიდესი მთვარე მზის სისტემაში, რომელიც პლანეტა [[მერკური]]ზე დიდია.

==== სატურნი ====
{{მთავარი|სატურნი}}
[[ფაილი:სატურნის მთვარეები.jpg|thumb|upright=1.5|right|[[სატურნის ბუნებრივი თანამგზავრები]]]]
: სატურნი (მზიდან დაშორებულია 9,5 ასტრონომიული ერთეულით) ცნობილია თავისი ამოუცნობი და ულამაზესი რგოლური სისტემით. მას იუპიტერის მსგავსი რამდენიმე თვისება აქვს, როგორიცაა ატმოსფერული შედგენილობა და [[მაგნიტოსფერო]]. თუმცა, სატურნს იუპიტერის მოცულობის მხოლოდ 60 % აქვს და მისი მასის მხოლოდ 1/3-ია, ხოლო დედამიწას 95-ჯერ აჭარბებს. ეს ყველაფერი კი სატურნს ყველაზე ნაკლები სიმკვრივის პლანეტად აქცევს (მისი სიმკვრივე წყლისაზე ნაკლებია, რაც იმას ნიშნავს, რომ თუ სატურნს წყლიან ჭურჭელში მოვათავსებთ, ის ტივტივს დაიწყებს).<ref name=universetoday>{{cite web|title=Density of Saturn|url=http://www.universetoday.com/15322/density-of-saturn/|work=Fraser Cain|publisher=universetoday.com|accessdate=2013-08-09|archiveurl=https://archive.today/20130809073643/http://www.universetoday.com/15322/density-of-saturn/|archivedate=2013-08-09}}</ref> მისი რგოლური სისტემა შედგება [[ყინული]]სა და [[ქვა|ქვის]] ნატეხებისგან. სატურნს [[სატურნის მთვარეები|62 ბუნებრივი თანამგზავრი]] ჰყავს (იუპიტერის მსგავსად, მეტი ჯერჯერობით არ აღმოუჩენიათ). ორ მათგანზე — [[ტიტანი (სატურნის თანამგზავრი)|ტიტანსა]] და [[ენცელადი|ენცელადზე]] გეოლოგიური აქტივობები შეინიშნება. ისინი უმეტესად ყინულებისგან შედგება.<ref>{{cite journal|last1=Kargel|first1=J. S.|title=Cryovolcanism on the icy satellites|url=https://archive.org/details/sim_earth-moon-and-planets_1994-1995_67_1-3/page/101|journal=Earth, Moon, and Planets|volume=67|pages=101–113|year=1994|doi=10.1007/BF00613296|bibcode=1995EM&P...67..101K}}</ref> ტიტანი სიდიდით მეორე მთვარეა მზის სისტემაში, რომელიც [[პლანეტა]] მერკურიზე დიდია. ის ერთადერთი [[ბუნებრივი თანამგზავრები|ბუნებრივი თანამგზავრია]] მზის სისტემაში, რომელსაც [[ატმოსფერო]] აქვს.

==== ურანი ====
{{მთავარი|ურანი}}
: ურანი (მზიდან დაშორებულია 19,6 ასტრონომიული ერთეულით) დედამიწაზე 14-ჯერ მასიურია და უმსუბუქესია გარე პლანეტებს შორის. ის უნიკალურია პლანეტებს შორის, რადგან მზეს „მხარზე წამოწოლილი“ უვლის გარშემო. მისი [[დახრილობა|ღერძული დახრა]] [[ეკლიპტიკა|ეკლიპტიკის]] მიმართ 90 გრადუსამდეა. მისი ბირთვი გაცილებით ცივია, ვიდრე სხვა გაზური გიგანტებისა. ურანი ძალიან მცირე რაოდენობის სითბოს ასხივებს კოსმოსში.<ref>{{cite journal |title=10 Mysteries of the Solar System|journal=[[Astronomy Now]] |volume=19 |pages=65 |year=2005 |bibcode=2005AsNow..19h..65H }}</ref> [[ურანის მთვარე|მას 27 თანამგზავრი ჰყავს]], რომელთაგან უდიდესებია [[ტიტენია]], [[ობერონი]], [[ამბრილი]], [[არიელი (თანამგზავრი)|არიელი]] და [[მირანდა]].

==== ნეპტუნი ====
{{მთავარი|ნეპტუნი}}
: ნეპტუნი (მზიდან დაშორებულია 30 ასტრონომიული ერთეულით) ურანზე ოდნავ პატარაა, მაგრამ მასზე მასიურია (17 დედამიწის მასა), ანუ უფრო მეტი [[სიმკვრივე]] აქვს. ის უფრო მეტ წიაღისეულ სითბოს ასხივებს, მაგრამ [[სატურნი]]სა და [[იუპიტერი]]ს ოდენობისას ვერა.<ref>{{Cite journal|title=Post Voyager comparisons of the interiors of Uranus and Neptune |author=Podolak, M.; Reynolds, R. T.; Young, R. | year=1990|pages=1737|issue=10|volume=17|doi=10.1029/GL017i010p01737 |bibcode=1990GeoRL..17.1737P|journal=Geophysical Research Letters}}</ref> [[ნეპტუნის თანამგზავრები|ნეპტუნს 13 ბუნებრივი თანამგზავრი]] ჰყავს. მათგან უდიდესი [[ტრიტონი]] გეოლოგიურად აქტიურია, რომლის ზედაპირზეც თხევადი [[აზოტი]]ს [[გეიზერი|გეიზერები]] შეინიშნება.<ref>{{cite web |title=The Plausibility of Boiling Geysers on Triton |author=Duxbury, N. S., Brown, R. H. |work=Beacon eSpace |year=1995 |url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/handle/2014/28034?mode=full |accessdate=2006-01-16 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20151106231842/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/handle/2014/28034?mode=full |archivedate=2015-11-06 }}</ref> ტრიტონი ერთადერთი დიდი მთვარეა, რომელიც უკუღმა ბრუნავს ორბიტაზე. ნეპტუნს თავის ორბიტაზე უმცროსი პლანეტები დაჰყვება, რომელთაც ნეპტუნის ტროელები ეწოდება. მათი [[რეზონანსი]] 1:1-ია ნეპტუნის მიმართ.

=== კომეტები ===
{{მთავარი|კომეტა}}
[[ფაილი:Comet c1995o1.jpg|thumb|upright|right|[[კომეტა ჰეილ-ბოპი]]]]
კომეტები მზის სისტემის პატარა სხეულებია. მათი ტიპური ზომა რამდენიმე კილომეტრია, რომლებიც უმეტესად გაჯერებულია  აქროლადი ყინულებით. მათ მეტად [[ექსცენტრისიტეტი|ექსცენტრიული]] ორბიტა აქვს — ძირითდად, მათი [[პერიჰელიუმი]] შიდა პლანეტის ორბიტებს კვეთს ხოლმე, ხოლო [[აფელიუმი]] [[პლუტონი]]ს ორბიტის გაღმა შეიძლება იყოს. როდესაც [[კომეტა]] შიდა მზის სისტემაში იჭრება, [[მზე]]სთან მიახლოება იწვევს მისი ზედაპირის [[სუბლიმაცია]]სა და [[იონიზაცია]]ს, რის შედეგადაც ის გარსს წარმოქმნის: [[გაზი]]სა და მტვრის გრძელი კუდი, რომელიც ხშირად შეუიარაღებელი თვალითაცაა შესამჩნევი.

მოკლე პერიოდიანი კომეტების ორბიტა 200 წელიწადზე ნაკლები გრძელდება, ხოლო გრძელ პერიოდიანების ათასობით წელიწადი. მიჩნულია, რომ მოკლე პერიოდიანი კომეტების წარმომავლობა [[კოიპერის სარტყელი]]ა, ხოლო გრძელ პერიოდიანები, როგორიცაა [[ჰეილ-ბოპის კომეტა|ჰეილ-ბოპი]], [[ურტის ნისლეული|ურტის ნისლეულში]]. კომეტების უამრავი დაჯგუფება, როგორიცაა [[კროიც სუნგრაცერი]], წარმოიქმნება ერთი კომეტის განადგურებისგან.<ref>{{cite journal |author=Sekanina, Zdeněk |year=2001 |title=Kreutz sungrazers: the ultimate case of cometary fragmentation and disintegration? |volume=89 |journal=Publications of the Astronomical Institute of the Academy of Sciences of the Czech Republic |pages=78–93 |bibcode=2001PAICz..89...78S}}</ref> ზოგი კომეტა, რომელსაც [[ჰიპერბოლა|ჰიპერბოლური]] ორბიტა აქვს, შესაძლოა გარე მზის სისტემაში წარმოიქმნას, თუმცა მათი ორბიტის განსაზღვრა ძალიან რთულია.<ref name="hyperbolic">{{cite journal |last=Królikowska |first=M. |year=2001 |title=A study of the original orbits of ''hyperbolic'' comets |journal=[[Astronomy & Astrophysics]] |volume=376 |issue=1 |pages=316–324 |doi=10.1051/0004-6361:20010945 |bibcode=2001A&A...376..316K}}</ref> კომეტების უმეტესობას, რომელთაც თავიანთი აქროლადი მატერია თითქმის ამოწურეს მზის სითბოს დახმარებით, ხშირად ასტეროიდებადაც აკლასიფიცირებენ.<ref>{{cite journal |last1=Whipple |first1=Fred L. |title=The activities of comets related to their aging and origin |url=https://archive.org/details/sim_celestial-mechanics-and-dynamical-astronomy_1992_54_1-3/page/n12 |journal=[[Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy]] |volume=54 |pages=1–11 |year=1992 |doi=10.1007/BF00049540 |bibcode=1992CeMDA..54....1W}}</ref>

==== კენტავრები ====
კენტავრი არის კომეტის მსგავსი ყინულოვანი ობიექტი, რომლის [[დიდი ნახევარღერძი]] იუპიტერისაზე (5,5 ა.ე.) დიდია და ნეპტუნისაზე (30 ა.ე.) ნაკლებია. უდიდესი კენტავრის [[დიამეტრი]], სახელად [[10199 ჩარიკლო]], დაახლოებით 250 კილომეტრია.<ref name=spitzer>{{Cite conference|title=Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope |author=John Stansberry, Will Grundy, Mike Brown, Dale Cruikshank, John Spencer, David Trilling, Jean-Luc Margot|booktitle=The Solar System Beyond Neptune |arxiv=astro-ph/0702538|pages=161 |year=2007|bibcode=2008ssbn.book..161S}}</ref> მეცნიერებმა პირველად აღმოჩენილი კენტავრი [[2060 ქირონი]] კომეტების ჯგუფს მიაკითვნეს, რადგანაც მან მზესთან მიახლოებისას კუდი წარმოქმნა, როგორც ამას ჩვეულბრივი კომეტა აკეთებს.<ref>{{cite web |year=1995 |author=Patrick Vanouplines |title=Chiron biography |work=Vrije Universitiet Brussel |url=http://www.vub.ac.be/STER/www.astro/chibio.htm |accessdate=2006-06-23 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130516094533/http://www.vub.ac.be/STER/www.astro/chibio.htm |archivedate=2013-05-16 }}</ref>

== ტრანს-ნეპტუნისეული რეგიონი ==
ნეპტუნის გაღმა არსებულ რეგიონს ''ტრანს-ნეპტუნისეული რეგიონი'' ეწოდება, რომელიც ჯერ კიდევ ნაკლებადაა გამოკვლეული. კვლევებიდან ჩანს, რომ ის შეიცავს პატარა ობიექტების გადამეტებულ რაოდენობას (უდიდესი ობიექტის [[დიამეტრი]] [[დედამიწა|დედამიწის]] დიამეტრის 1/5-ია, ხოლო [[მასა|მასით]] [[მთვარე|ჩვენს მთვარეზე]] გაცილებით მცირე), რომლებიც, ძირითადად, ქვისა და ყინულისაგან შედგება.

=== კოიპერის სარტყელი ===
{{მთავარი|კოიპერის სარტყელი}}
[[ფაილი:გარე მზის სისტემა-კოიპერის სარტყელი.png|thumb|left|კოიპერის სარტყლის აღმოჩენილი ყველა ობიექტის ნახაზი, რომლებიც 4 გარე პლანეტასთან ერთადაა ნაჩვენები]]
[[ფაილი:ტრანს-ნეპტუნისეული ობიექტები (ტნო-ები).png|thumb|right|[[ერისი]]ს, [[პლუტონი]]ს, [[მაკემაკე]]სი, [[ჰაუმე]]ს, [[სედნა]]ს, [[2007 OR10|2007 OR<sub>10</sub>]]-ის, [[ქუაორი]]ს, [[ორკუსი]]ს და [[დედამიწა|დედამიწის]] შედარება.]]
კოიპერის სარტყელი არის ტრანს-ნეპტუნისეული რეგიონის პირველი ფორმირება, რომელიც ნარჩენების უზარმაზარ რგოლს წარმოადგენს. ის ასტეროიდული სარტყლის მსგავსია, თუმცა, ძირითადად, გაჯერებულია ყინულით.<ref name=physical>{{cite book|title=Encyclopedia of the Solar System|editor=Lucy-Ann McFadden et al. |chapter=Kuiper Belt Objects: Physical Studies|author=Stephen C. Tegler|pages=605–620|year=2007}}</ref> იგი მზიდან დაშორებულია 30-50 ასტრონომიული ერთეულით. ეს სარტყელი სულ ცოტა 3 [[ჯუჯა პლანეტა|ჯუჯა პლანეტას]] შეიცავს. მასში ძირითადად მზის სისტემის პატარა სხეულები ბინადრობს. კოიპერის სარტყლის უდიდესი ობიექტები, როგორებიცაა [[ქუაორი]], ვარუნა და [[ორკუსი]], შესაძლებელია ჯუჯა პლანეტებად იქნას რეკლასიფიცირებული. მეცნიერების შეფასებით, ამ რეგიონში 100 000-მდე ობიექტია, რომელთა [[დიამეტრი]] 50 კმ-ს აჭარბებს, მაგრამ მთლიანი სარტყლის [[მასა]] დედამიწის მასის 1/11 ან 1/10-ია.<ref name="Delsanti-Beyond_The_Planets">{{cite web |year=2006 |author=Audrey Delsanti and David Jewitt |title=The Solar System Beyond The Planets |work=Institute for Astronomy, University of Hawaii |url=http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/2006/DJ06.pdf |format=PDF |accessdate=2007-01-03 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070129151907/http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/papers/2006/DJ06.pdf |archivedate=2007-01-29 |url-status=dead }}</ref> კოიპერის სარტყლის ობიექტებს მრავალი თანამგზავრი ჰყავს და უმეტესობას ისეთი ორბიტა აქვს, რომ ისინი ეკლიპტიკის გარეთაც გადის.<ref name=trojan>{{cite journal | url=http://www.boulder.swri.edu/~buie/biblio/pub047.pdf| author=Chiang et al. | title=Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances | journal=[[The Astronomical Journal]] | volume=126 | issue=1 | pages=430–443 | year=2003 | doi=10.1086/375207 | accessdate=2009-08-15 | last2=Jordan | first2=A. B. | last3=Millis | first3=R. L. | last4=Buie | first4=M. W. | last5=Wasserman | first5=L. H. | last6=Elliot | first6=J. L. | last7=Kern | first7=S. D. | last8=Trilling | first8=D. E. | last9=Meech | first9=K. J. |displayauthors=9| bibcode=2003AJ....126..430C | first10=R. M.|arxiv = astro-ph/0301458 }}</ref>

კოიპერის სარტყელი შეიძლება დაიყოს „კლასიკურ“ სარტყლად და რეზონანსებად.<ref name=physical/> რეზონანსები ის ორბიტებია, რომლებიც ნეპტუნის ორბიტასთანაა დაკავშირებული (მაგ: 2:3 - ყოველი ნეპტუნის 3-ჯერ შემოვლა ორბიტის გარშემო, ობიექტის 2-ჯერ შემოვლას უდრიდეს). პირველი რეზონანსი, თავის მხრივ, ნეპტუნის ორბიტის შიგნით იწყება. კლასიკური სარტყელი მოიცავს ობიექტებს, რომლებსაც ნეპტუნთან არანაირი [[რეზონანსი]] არ აქვს და ვრცელდება 39,4-დან 47,7 [[ასტრონომიული ერთეული|ა.ე-მდე]].<ref>{{cite journal |year=2005 |author=M. W. Buie, R. L. Millis, L. H. Wasserman, J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, E. I. Chiang, A. B. Jordan, K. J. Meech, R. M. Wagner, D. E. Trilling |title=Procedures, Resources and Selected Results of the Deep Ecliptic Survey |journal=[[Earth, Moon, and Planets]] |volume=92 |issue=1 |pages=113 |arxiv=astro-ph/0309251 |bibcode=2003EM&P...92..113B |doi=10.1023/B:MOON.0000031930.13823.be}}</ref> კლასიკური კოიპერის სარტყლის წევრები კლასიფიცირებულია, როგორც „კუბივანოები“ (cubewanos - Classical Kuiper belt object) მას შემდეგ, რაც მათი ტიპის ობიექტი [[(15760) 1992 QB1|(15760) 1992 QB<sub>1</sub>]] აღმოაჩინეს. ეს ობიექტები ჯერ კიდევ თითქმის თავდაპირველ, დაბალი [[ექსცენტრისიტეტი|ექსცენტრიულობის]] ორბიტაზეა.<ref>{{cite web |url=http://sait.oat.ts.astro.it/MSAIS/3/PDF/20.pdf |format=PDF |title=Beyond Neptune, the new frontier of the Solar System |author=E. Dotto1, M. A. Barucci2, and M. Fulchignoni |accessdate=2006-12-26 |date=2006-08-24 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20140825122005/http://sait.oat.ts.astro.it/MSAIS/3/PDF/20.pdf |archivedate=2014-08-25 }}</ref>

==== პლუტონი და ქარონი ====
{{მთავარი|პლუტონი|ქარონი}}
[[ფაილი:პლუტონის მთვარეები.jpg|thumb|right|upright|პლუტონის მთვარეები]]
[[პლუტონი]] (მზიდან საშუალო დაშორება - 39 ასტრონომიული ერთეული) [[პლუტონი]] და კოიპერის სარტყელში უდიდესი ობიექტია. 1930 წელს, როდესაც პლუტონი აღმოაჩინეს, თავდაპირველად მზის სისტემის მეცხრე პლანეტად ითვლებოდა, თუმცა 2006 წელს ეს შეიცვალა, როდესაც პლანეტად კლასიფიცირების კრიტერიუმები შეიცვალა. პლუტონს შედარებით [[ექსცენტრისიტეტი|ექსცენტრიული]] ორბიტა აქვს, რომელიც 17 გრადუსითაა [[დახრილობა|დახრილი]] ეკლიპტიკის მიმართ. მისი დაშორება მზიდან [[პერიჰელიუმი|პერიჰელიუმში]] (ნეპტუნის ორბიტის შიგნით) 29,7 ა. ე-ს აღწევს, ხოლო [[აფელიუმი|აფელიუმში]] - 49,5 ა. ე-ს.

[[ქარონი]] პლუტონის უდიდესი მთვარეა. მეცნიერები მას ხშირად აღწერენ, როგორც პლუტონის ორმაგი სისტემის ნაწილი, რადგან ეს ორი სხეული გრავიტაციის ცენტრის მიმართ ბრუნავს თავიანთი ზედაპირების ზემოთ (ე.ი. ისე ჩანს, თითქოს ერთმანეთს უვლიან გარშემო). ქარონის გაღმა 4 შედარებით პატარა მთვარე — [[P5 (პლუტონის თანამგზავრი)|P5]], [[ნიქსი]], [[P4 (პლუტონის თანამგზავრი)|P4]] და [[ჰიდრა]] ბინადრობს.

პლუტონის რეზონანსი ნეპტუნის მიმართ 3:2-ია, რაც იმას ნიშნავს, როდესაც ნეპტუნი 3-ჯერ შემოუვლის გარშემო მზეს, პლუტონი 2-ჯერ გააკეთებს ამას. კოიპერის სარტყლის ობიექტები, რომლებსაც ზუსტად ასეთი რეზონანსი აქვს, პლუტინოები ეწოდება.<ref name="Fajans_et_al_2001">{{Cite journal |last=Fajans |first=J. |author2=L. Frièdland |date=October 2001 |title=Autoresonant (nonstationary) excitation of pendulums, Plutinos, plasmas, and other nonlinear oscillators |journal=[[American Journal of Physics]] |volume=69 |issue=10 |pages=1096–1102 |doi=10.1119/1.1389278 |url=http://ist-socrates.berkeley.edu/~fajans/pub/pdffiles/AutoPendAJP.pdf |accessdate=2006-12-26 |bibcode=2001AmJPh..69.1096F |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110607210435/http://ist-socrates.berkeley.edu/~fajans/pub/pdffiles/AutoPendAJP.pdf |archivedate=2011-06-07 }}</ref>

==== მაკემაკე და ჰაუმეა ====
{{მთავარი|მაკემაკე|ჰაუმეა}}
[[მაკემაკე]] (მზიდან საშუალოდ დაშორებულია 45,79 ასტრონომიული ერთეულით) მართალია პლუტონზე პატარაა, მაგრამ ყველაზე დიდი ობიექტია კლასიკურ კოიპერის სარტყელში (ნეპტუნთან რეზონანსი არაა დამტკიცებული). მაკემაკე პლუტონის შემდეგ კოიპერის სარტყელში ყველაზე კაშკაშა ობიექტია. მისი სახელის შერჩევა და ჯუჯა პლანეტად აღიარება 2008 წელს მოხდა.<ref name=name>{{cite web |date=2008-11-07 <!--11:42:58--> |title=Dwarf Planets and their Systems |work=Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) |url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/append7.html#DwarfPlanets |accessdate=2008-07-13 |publisher=U.S. Geological Survey}}</ref> მისი ორბიტა პლუტონისაზე დახრილია 29°-ით.<ref name=Buie136472>{{cite web
|author=Marc W. Buie
|date=2008-04-05
|title=Orbit Fit and Astrometric record for 136472
|publisher=SwRI (Space Science Department)
|url=http://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/136472.html
|accessdate=2012-07-15
|authorlink=Marc W. Buie}}</ref>

[[ჰაუმეა]]ს (მზიდან საშუალოდ დაშორებულია 43.13 ასტრონომიული ერთეულით) მაკემაკეს მსგავსი ორბიტა აქვს (თუ არ ჩავთვლით ნეპტუნთან რეზონანსს, რომელიც არის 7:12).<ref name="brownlargest">{{cite web
| title = The largest Kuiper belt objects
| author = Michael E. Brown
| work = CalTech
| url = http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/papers/ps/kbochap.pdf
| format = PDF
| accessdate = 2012-07-15}}</ref> მას დაახლოებით მაკემაკეს ზომა აქვს და ორი ბუნებრივი თანამგზავრი ჰყავს. ჩქარი (3,9 საათიანი) ბრუნვა შებრტყელებულ და წაგრძელებულ ფორმას აძლევს. მას სახელი და სტატუსი, მაკემაკეს მსგავსად, 2008 წელს შეურჩიეს.<ref name="iaunews">{{cite web
| title = News Release&nbsp;– IAU0807: IAU names fifth dwarf planet Haumea
| work = International Astronomical Union
| date = 2008-09-17
| url = http://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau0807/
| accessdate = 2012-07-15}}</ref>

=== მიმოფანტული დისკო ===
მიმოფანტული დისკო კოიპერის სარტყელს ნაწილობრივ ფარავს, მაგრამ ბევრად უფრო შორს, საზღვრებს იქითაც ვრცელდება. მიჩნეულია, რომ ეს რეგიონი მოკლეპერიოდიანი კომეტების წყაროა. მეცნიერებს მიაჩნიათ, რომ მიმოფანტული დისკოს ობიექტები [[ნეპტუნის მიგრაცია|ნეპტუნის ადრეული მიგრაციის]] [[გრავიტაცია|გრავიტაციის]] გავლენის ხარჯზე მერყევ ორბიტებზე გადაეწყო. მიმოფანტული დისკოს ობიექტების (მდო-ები) უმეტესობას პერიჰელიუმი კოიპერის სარტყლის შიგნითაც აქვს, ხოლო აფელიუმი მზიდან 150 ასტრონომიულ ერთეულამდე შეიძლება ჰქონდეს. მდო-ების ორბიტა ეკლიპტიკის მიმართ ძალიან დახრილია, ხშირად კი მის მიმართ თითქმის [[პერპენდიკულარები|პერპენდიკულარულებია]]. ზოგი ასტრონომი მიიჩნევს, რომ მიმოფანტული დისკო მხოლოდ კოიპერის სარტყლის სხვა რეგიონია და მასში არსებულ ობიექტებს მოიხსენიებენ, როგორც „მიმოფანტული კოიპერის სარტყლის ობიექტები“. ზოგ ასტრონომს კი მიაჩნია, რომ „კენტავრები“ „შიდა მიმოფანტული კოიპერის სარტყლის ობიექტებია“..<ref>{{cite web |year=2005 |author=David Jewitt |title=The 1000 km Scale KBOs |work=University of Hawaii |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/big_kbo.html |accessdate=2006-07-16}}</ref><ref>{{cite web |url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/Centaurs.html |title=List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects |work=IAU: Minor Planet Center |accessdate=2007-04-02}}</ref>

==== ერისი ====
{{მთავარი|ერისი}}
ერისი (მზიდან საშუალოდ დაშორებულია 68 ასტრონომიული ერთეულით) მიმოფანტული დისკოს უდიდესი ობიექტია, რომელმაც მეცნიერებს შორის კამათი გამოიწვია, თუ რატომ არ არის იგი პლანეტად აღიარებული, რადგანაც ის პლუტონზე 25 %-ით მასიურია,<ref name="Brown Schaller 2007">{{cite doi | 10.1126/science.1139415 }}</ref> ხოლო დიამეტრი თითქმის თანაბარი აქვთ. ის ყველა ცნობილ ჯუჯა პლანეტაზე მასიურია. ერისს ბუნებრივი თანამგზავრი, სახელად [[დისნომია]] ჰყავს. პლუტონის მსგავსად, ერისის ორბიტაც მეტად [[ექსცენტრისიტეტი|ექსცენტრიულია]], რომლის [[პერიჰელიუმი]] 38,2 ა.ე (უხეშად რომ ვთქვათ, პლუტონის დაშორება მზიდან), ხოლო [[აფელიუმი]] 97,6 ა.ე-ს უტოლდება. ის მკვეთრადაა დახრილი ეკლიპტიკის მიმართ.

== უშორესი რეგიონები ==
ის წერტილი, სადაც მზის სისტემა მთავრდება და [[ვარსკვლავთშორისი სივრცე]] იწყება, ზუსტად არ არის განსაზღვრული, რადგან მის გარე საზღვრებს ორი ცალკეული ძალა აძლევს ფორმას: [[მზიური ქარი]] და [[მზე|მზის]] [[გრავიტაცია]]. მზიური ქარის გავლენის გარე ზღვარი, დაახლოებით, 4-ჯერ აჭარბებს [[პლუტონი|პლუტონსა]] და მზეს შორის არსებულ მანძილს. ეს [[ჰელიოპაუზა]] მიჩნეულია ვარსკვლავთშორისი სივრცის დასაწყისად.<ref name="Voyager" /> თუმცა, მზის „ბორცვისებრი სფერო“ — თავისი გრავიტაციის დომინირების ეფექტიანი ადგილი — მიჩნეულია, რომ ათასობით უფრო შორს ვრცელდება.<ref name=Littmann>{{cite book|last=Littmann|first=Mark|title=Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System|url=https://archive.org/details/planetsbeyonddis00mlit|year=2004|pages=[https://archive.org/details/planetsbeyonddis00mlit/page/n92 162]–163|publisher=Courier Dover Publications|isbn=978-0-486-43602-9}}</ref>

=== ჰელიოპაუზა ===
[[ფაილი:IBEX all sky map.jpg|thumb|right|ჰელიოგარსის და ჰელიოპაუზის ენერგეტიკულად ნეიტრალური [[ატომი|ატომების]] რუკა, რომელიც IBEX-მა შეადგინა]]
[[ჰელიოპაუზა]] ორ ცალკეულ რეგიონადაა დაყოფილი. მზიური ქარი დაახლოებით 400 კმ/წმ სიჩქარით გადაადგილდება, სანამ ის [[ვარსკვლავთშორისი ქარი|ვარსკვლავთშორის ქარს]] არ შეეჯახება — [[პლაზმა|პლაზმის]] დინება ვარსკვლავთშორის სივრცეში. შეჯახება ხდება „დასრულებით დარტყმაში,“ რომელიც 80-100 [[ასტრონომიული ერთეული]]თაა დაშორებული მზეს ვარსკვლავთშორისი ქარის მიმართულებით, ხოლო 200 ა. ე.-თი მზის ქარის საწინააღმდეგოდ.<ref name="fahr">{{cite journal |year=2000 |title=A 5-fluid hydrodynamic approach to model the Solar System-interstellar medium interaction |journal=[[Astronomy & Astrophysics]] | volume=357 | page=268 |url=http://aa.springer.de/papers/0357001/2300268.pdf | format=PDF | bibcode=2000A&A...357..268F }} See Figures 1 and 2.</ref> აქ ქარი მკვეთრად ნელდება, კონდენსირებს და უფრო ტურბულენტური ხდება,<ref name="fahr" /> რის შედეგადაც უზარმაზარი ოვალური სტრუქტურა, სახელად [[ჰელიოგარსი]] ფორმირდება. მეცნიერებს მიაჩნიათ, რომ ამ სტრუქტურის გარეგნობა და ქცევა ძალიან წააგავს [[კომეტა|კომეტის]] კუდს, რადგან ის იჭიმება 40 ასტრონომიულ ერთეულზე ქარის მიმართულებით, ხოლო ბევრად უფრო მეტჯერ ქარის საწინააღმდეგოდ. მაგრამ „კასინიდან“ და [[IBEX]]-იდან მიღებული მონაცემების მიხედვით, ეს სტრუქტურა ბუშტულის ფორმას იღებს ვარსკვლავთშორისი [[მაგნიტური ველი]]ს ძალდატანების გამო.<ref>{{cite web|title=Cassini's Big Sky: The View from the Center of Our Solar System|author=NASA/JPL|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=2370&msource=F20091119&tr=y&auid=5615216|year=2009|accessdate=2009-12-20|archiveurl=https://web.archive.org/web/20120206132644/http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=2370&msource=F20091119&tr=y&auid=5615216|archivedate=2012-02-06}}</ref> „[[ვოიაჯერ 1]]“-მა და „[[ვოიაჯერ 2]]“-მა უკვე ჩაუარეს „დასრულებით დარტყმას“ და შევიდნენ ჰელიოგარსში — 94 და 84 ასტრონომიული ერთეულით მზიდან, შესაბამისად.<ref>{{cite journal | doi=10.1126/science.1117684 |date=September 2005 | author=Stone, E. C.; Cummings, A. C.; McDonald, F. B.; Heikkila, B. C.; Lal, N.; Webber, W. R. | title=Voyager 1 explores the termination shock region and the heliosheath beyond | volume=309 | issue=5743 | pages=2017–20 | pmid=16179468 | journal=[[Science (journal)|Science]] | bibcode=2005Sci...309.2017S}}</ref><ref>{{cite journal | doi=10.1038/nature07022 |date=July 2008 | author=Stone, E. C.; Cummings, A. C.; McDonald, F. B.; Heikkila, B. C.; Lal, N.; Webber, W. R. | title=An asymmetric solar wind termination shock | volume=454 | issue=7200 | pages=71–4 | pmid=18596802 | journal=[[Nature (journal)|Nature]] |bibcode = 2008Natur.454...71S }}</ref> მეცნიერებმა გამოაცხადეს, რომ ''ვოიაჯერ 1-მა'' ჰელიოპაუზა 2012 წლის აგვოსტოში გადაკვეთა.<ref name="ასტრომოყვარულთა კლუბი">{{cite web|title=ნასას ვოიაჯერების შესახებ ასტრომოყვარულთა კლუბზე |url=https://www.facebook.com/astroamateurs/photos/a.280661465320114.81865.274035632649364/586054521447472/?type=3&theater |date=28 June 2013 |accessdate=12 September 2013}}</ref> ჰელიოსფეროს გარე საზღვარი — [[ჰელიოპაუზა]] ის წერტილია, სადაც მზიური ქარი საბოლოოდ სრულდება და ვარსკვლავთშორისი სივრცე იწყება.<ref name="Voyager"/>

ჰელიოსფეროს გარე კიდეების ფიგურაზე და ფორმირებაზე შესაძლებელია დინამიკური გაზის ურთიერთქმედება ვარსკვლავთშორის სივრცეზე მოქმედებდეს,<ref name="fahr-2">{{cite journal |year=2000 |title=A 5-fluid hydrodynamic approach to model the Solar System-interstellar medium interaction |journal=[[Astronomy & Astrophysics]] | volume=357 | page=268 |url=http://aa.springer.de/papers/0357001/2300268.pdf | format=PDF | bibcode=2000A&A...357..268F}} იხილეთ ფიგურები 1 და 2.</ref> ისევე, როგორც [[მაგნიტური ველი]], რომელიც ყველაზე გავრცელებულია სამხრეთისკენ. მაგალითად, ის პირდაპირაა წარმოქმნილი სამხრეთ ნახევარსფეროსთან, რომელიც 9 ასტრონომიული ერთეულით შორს ფართოვდება, ვიდრე სამხრეთ ნახევარსფერო. ჰელიოპაუზის გაღმა (დაახლოებით 230 ა. ე.) რკალისებრი დარტყმითი ტალღა მდებარეობს — პლაზმური „თანამგზავრი,“ რომელსაც [[მზე]] წარმოქმნის „[[ირმის ნახტომი|ირმის ნახტომში“]] მოძრაობის გამო.<ref>{{cite web | date=June 24, 2002 |author=P. C. Frisch (University of Chicago) |title=The Sun's Heliosphere & Heliopause | work=[[Astronomy Picture of the Day]] | url=http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap020624.html |accessdate=2006-06-23}}</ref>

ჯერჯერობით არც ერთ კოსმოსურ ზონდს არ გადაუკვეთავს [[ჰელიოპაუზა]], აქედან გამომდინარე, შეუძლებელია დანამდვილებით ვიცოდეთ ვარსკვლავთშორისი სივრცის მდგომარეობა. მოსალოდნელია, რომ [[ნასა]]ს კოსმოსური ზონდი „ვოიაჯერი“ ჰელიოპაუზას მომავალ ათ წელიწადში გადაკვეთს და ძვირფას მონაცემებს გადმოგზავნის დედამიწაზე, რომელიც რადიაციული დონეს და მზიურ ქარებს შეეხება.<ref>{{cite web | year=2007 | title=Voyager: Interstellar Mission | work=NASA Jet Propulsion Laboratory | url=http://voyager.jpl.nasa.gov/mission/interstellar.html |accessdate=2008-05-08}}</ref> ჰელიოსფერო [[კოსმოსური სხივები]]სგან ძალიან მწირად არის დაცული. ნასაში ჩამოყალიბებული მეცნიერთა ჯგუფი გეგმავს ახალი მისიის განვითარებას (''Vision Mission''), რომელიც ეხება ზონდის გაგზავნას ჰელიოსფეროში.<ref>{{cite conference |title=Innovative Interstellar Explorer |author=R. L. McNutt, Jr. et al. | booktitle= Physics of the Inner Heliosheath: Voyager Observations, Theory, and Future Prospects |series=[[AIP Conference Proceedings]] |volume=858 |pages=341–347 |year=2006 |bibcode=2006AIPC..858..341M |doi=10.1063/1.2359348}}</ref><ref>{{cite web |title=Interstellar space, and step on it! |work=New Scientist |url=http://space.newscientist.com/article/mg19325850.900-interstellar-space-and-step-on-it.html |date=2007-01-05 |accessdate=2007-02-05 |author=Anderson, Mark |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080416024531/http://space.newscientist.com/article/mg19325850.900-interstellar-space-and-step-on-it.html |archivedate=2008-04-16 }}</ref>

=== ორტის ღრუბელი ===
{{მთავარი|ორტის ღრუბელი}}
[[ფაილი:კოიპერის სარტყელი-ურტის ნისლეული.jpg|thumb|right|მხატვრის წარმოსახვა, რომელიც ასახავს [[ორტის ღრუბელი|ორტის ღრუბელსა]] და [[კოიპერის სარტყელი|კოიპერის სარტყელს]]]]
ჰიპოთეტური ორტის ღრუბელი არის სფერული ღრუბელი, რომელიც ტრილიონამდე ყინულოვან ობიექტს შეიცავს. მეცნიერებს მიაჩნიათ, რომ ეს რეგიონი ყველა გრძელპერიოდიანი კომეტის წყაროა და მზის სისტემას 50 000 ასტრონომიული ერთეულის (დაახლოებით 1 [[კოიპერის სარტყელი|სინათლის წელიწადი]]) გარშემო აკრავს, შესაძლოა უფრო შორსაც — 100 000 ა. ე. (1,87 სინათლის წელიწადი). მიჩნეულია ისიც, რომ ეს რეგიონი გაჯერებულია იმ კომეტებით, რომლებიც შიდა მზის სისტემიდან გამოძევდა გარე პლანეტებთან [[გრავიტაცია|გრავიტაციული ურთიერთქმედებებით]]. ურტის ნისლეულის ობიექტები ძალიან ნელა მოძრაობს.<ref>{{cite web |year=2001 |author=Stern SA, Weissman PR. |title=Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort cloud. |work=Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado| url=http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?cmd=Retrieve&db=PubMed&list_uids=11214311&dopt=Citation |accessdate=2006-11-19}}</ref><ref>{{cite web |year=2006 |author=Bill Arnett |title=The Kuiper Belt and the Oort Cloud |work=nineplanets.org |url=http://www.nineplanets.org/kboc.html |accessdate=2006-06-23}}</ref>

==== განცალკევებული ობიექტები ====
90377 [[სედნა]] (მზიდან საშუალოდ დაშორებულია 525,86 ასტრონომიული ერთეულით) დიდი, მოწითალო ობიექტია, რომელსაც მეტად ელიფსური ორბიტა აქვს. [[პერიჰელიუმი|პერიჰელიუმში]] სედნა მზიდან 76 ა. ე.-თია დაშორებული, ხოლო [[აფელიუმი|აფელიუმში]] — 928 ა. ე. მისი [[ორბიტალური პერიოდი]] 12 050 წელიწადი გრძელდება! მაიკ ბრაუნი, რომელმაც ეს ობიექტი 2003 წელს აღმოაჩნია, ამტკიცებს, რომ სედნა შეუძლებელია მიმოფანტული დისკოს ან [[კოიპერის სარტყელი|კოიპერის სარტყლის]] ნაწილი იყოს, რადგან მისი პერიჰელიუმი ზედმეტად შორსაა, რომ ობიექტი [[ნეპტუნი]]ს მიგრაციის გავლენის ქვეშ მოხვედრილიყო. ბრაუნი და სხვა ასტრონომები მიიჩნევენ, რომ სედნა პირველი ობიექტია მთლიანად ახალ დასახლებაში, რომელშიც შესაძლებელია შედიოდეს კიდევ ერთი ობიექტი, სახელად 2000CR<sub>105</sub>. ამ უკანასკნელის აფელიუმი 45 ა. ე. არის, ხოლო პერიჰელიუმი — 415 ა. ე. ის მზის გარშემო ერთ სრულ ბრუნს 3420 წელს ანდომებს.<ref>{{cite web |year=2004 |author=David Jewitt |title=Sedna – 2003 VB<sub>12</sub> |work=University of Hawaii |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/sedna.html|accessdate=2006-06-23}}</ref> ბრაუნმა ამ დასახლებას „შიდა ურტის ნისლეული“ უწოდა, რადგან ის შესაძლებელია იმავე პროცესებით ფორმირდა, თუმცა ის ბევრად ახლოსაა მზესთან.<ref>{{cite web |title=Sedna |author=Mike Brown |year=2004 |url=http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/sedna/ |work=CalTech |accessdate=2007-05-02}}</ref> სედნა შესაძლებელია [[ჯუჯა პლანეტა]] იყოს, თუმცა მისი ზუსტი ფორმის დადგენაზე მეცნიერები ახლაც მუშაობენ. მეორე აშკარად განცალკევებული ობიექტი, რომლის პერიჰელიუმი უფრო შორსაა ვიდრე სედნასი (81 ა.ე.) არის 2012 წელს აღმოჩენილი ''2012 VP<sub>113</sub>''. მისი აფელიუმი მხოლოდ ნახევარია სედნასი - დაახლოებით 400-500 ა.ე.<ref name="jpldata 2012 VP113">
{{cite web
|date=2013-10-30 last obs
|title=JPL Small-Body Database Browser: (2012 VP113)
|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2012VP113
|publisher=Jet Propulsion Laboratory
|accessdate=2014-03-26
}}
</ref><ref name="Physorg">
{{cite web
| url=http://phys.org/news/2014-03-edge-solar.html
| title=A new object at the edge of our Solar System discovered
| work=Physorg.com
| date=26 March 2014
}}
</ref>

=== საზღვრები ===
მზის სისტემაზე ბევრი რამ კვლავ უცნობია. გამოთვლილია, რომ მზის გრავიტაციულ ველს გარშემო მყოფ ვარსკვლავებზე [[სინათლის წელიწადი|2 სინათლის წლის]] (125 000 ა. ე.) რადიუსამდე აქვს გავლენა. შედარებისთვის ურტის ნისლეულის რადიუსი 50 000 ა. ე.-ზე მეტი არ არის.<ref>{{cite book |title=The Solar System: Third edition |author=T. Encrenaz, JP. Bibring, M. Blanc, MA. Barucci, F. Roques, PH. Zarka |publisher=Springer |year=2004 |page=1}}</ref> აღმოჩენების მიუხედავად, როგორიცაა სედნა, კოიპერის სარტყელსა და ურტის ნისლეულს შორის რეგიონის რუკა ჯერ კიდევ არ არის შედგენილი, რეგიონისა, რომელიც ათობით ათასი ასტრონომიულ ერთეულზე ფართოვდება. ასევე მიმდინარეობს კვლევები [[მერკური]]სა და [[მზე]]ს შორის არსებულ რეგიონზე.<ref>{{cite journal |year=2004 |pages=312–315 |volume=148 |journal=[[Icarus (journal)|Icarus]] |author=Durda D. D.; Stern S. A.; Colwell W. B.; Parker J. W.; Levison H. F.; Hassler D. M. |title=A New Observational Search for Vulcanoids in SOHO/LASCO Coronagraph Images |doi=10.1006/icar.2000.6520 |bibcode=2000Icar..148..312D}}</ref> მზის სისტემის უცნობ ადგილებში (რომლებიც რუკაზე არ არიან აღნიშნულები) შესაძლებელია ბევრი ობიექტი აღმოაჩინონ.

== გალაქტიკური შიგთავსი ==
[[ფაილი:მზის ორბიტა.jpg|thumb|right|მზის სისტემის მდებარეობა ჩვენს გალაქტიკაში]]
[[ფაილი:მზის სისტემა გალაქტიკაში.jpg|thumb|right|მზის სისტემის მდებარეობა გალაქტიკაში, ოღონდ უფრო დეტალური და სრულყოფილი ფოტოთი, ვიდრე ზემოთ მდებარე.]]
მზის სისტემა მდებარეობს [[გალაქტიკა#სპირალური|სპირალურ გალაქტიკა]] „[[ირმის ნახტომი|ირმის ნახტომში“]], რომლის [[დიამეტრი]] დაახლოებით 100 000 [[სინათლის წელიწადი]]ა. ის საშუალოდ 200 მილიარდ [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავს]] შეიცავს.<ref name="fn9">
{{cite press
|last=English |first=J.
|title=Exposing the Stuff Between the Stars
|url = http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html
|publisher=Hubble News Desk
|year=2000
|accessdate = 2007-05-10
}}</ref> [[მზე]] „ირმის ნახტომის“ ერთ-ერთ გარე მკლავში მდებარეობს, რომელსაც „[[ორიონი-გედის მკლავი]]<nowiki/>“ ან „ადგილობრივი დეზი“ ეწოდება.<ref>{{cite journal |title=Three Dimensional Structure of the Milky Way Disk |author=R. Drimmel, D. N. Spergel |year=2001 |pages=181–202 |volume=556 |doi=10.1086/321556 |journal=[[Astrophysical Journal]] |arxiv=astro-ph/0101259 |bibcode=2001ApJ...556..181D}}</ref> [[მზე|ჩვენი დედავარსკვლავი]] გალაქტიკის ცენტრიდან 25 000-28 000 სინათლის წლის დაშორებით ბრუნავს.<ref name="distance2">
{{cite journal
|last=Eisenhauer |first=F.
|author2=et al.
 |title=A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center
|journal=[[Astrophysical Journal]]
|volume=597 |issue=2 |pages=L121–L124
|year=2003
|doi=10.1086/380188
|bibcode=2003ApJ...597L.121E
|arxiv = astro-ph/0306220 }}</ref> მისი [[სიჩქარე]] გალაქტიკაში 220 კმ/წმ-ია, რის შედეგადაც ერთი სრული ბრუნის გაკეთებას 225-250 მილიონ წელს ანდომებს. ამ წელს კი ასტრონომები „მზის სისტემის გალაქტიკურ წელს“ უწოდებენ.<ref>{{cite web |title=Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year) |first=Stacy |last=Leong |url=http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml |year=2002 |work=The Physics Factbook |accessdate=2007-04-02}}</ref> მზიური წვერო — მზის ბილიკის მიმართულება ვარსკვლავთშორის სივრცეში — არის [[ჰერკულესის თანავარსკვლავედი|ჰერკულესის]] [[თანავარსკვლავედები|თანავარსკვლავედთან]] ახლოს და კაშკაშა [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავ]] „[[ვეგა]]ს“ ამჟამინდელი ადგილმდებარეობის მიმართულებით.<ref>{{cite web |year=2003 |author=C. Barbieri |title=Elementi di Astronomia e Astrofisica per il Corso di Ingegneria Aerospaziale V settimana |work=IdealStars.com |url=http://dipastro.pd.astro.it/planets/barbieri/Lezioni-AstroAstrofIng04_05-Prima-Settimana.ppt |accessdate=2007-02-12 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20050514103931/http://dipastro.pd.astro.it/planets/barbieri/Lezioni-AstroAstrofIng04_05-Prima-Settimana.ppt |archivedate=2005-05-14 }}</ref> ეკლიპტიკის სიბრტყე გალაქტიკის სიბრტყესთან 60°-ით არის დახრილი.
 
მზის სისტემის მდებარეობა გალაქტიკაში [[დედამიწა]]ზე სიცოცხლის არსებობის ერთ-ერთი მთავარი ფაქტორია. მისი ორბიტა თითქმის წრიულია და მზის გარშემო ორბიტების [[სიჩქარე]] დაახლოებით [[სპირალური მკლავები]]ს სიჩქარის ტოლია. აქედან გამომდინარე, მზე მკლავებში ძალიან იშვიათად გადის. რადგანაც სპირალურ მკლავებში ბევრად უფრო მეტი [[ზეახალი]], გრავიტაციული არასტაბილურობები და [[რადიაცია]]ა, რომლებსაც შეუძლია დააზიანოს მზის სისტემა, ამ ყველაფრისგან დაცვა დედამიწაზე სიცოცხლის ევოლუციის სტაბილურობის დიდ პერიოდს უზრუნველყოფს.<ref name="astrobiology">{{cite web |year=2001 |author=Leslie Mullen |title=Galactic Habitable Zones |work=Astrobiology Magazine |url=http://www.astrobio.net/news/modules.php?op=modload&name=News&file=article&sid=139 |accessdate=2006-06-23}}</ref> მზის სისტემა ასევე მდებარეობს გალაქტიკის ცენტრის [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავებით]] გადაჭედილ არემარეში. ცენტრთან ახლოს, მეზობელი ვარსკვლავებისგან გამოწვეული [[გრავიტაცია|გრავიტაციულ მიზიდულობას]] შეუძლია „შეაწუხოს“ სხეულები ურტის ნისლეულში და უამრავი [[კომეტა]] შიდა მზის სისტემაში გამოგზავნოს, რომლებიც შესაძლებელია დედამიწაზე არსებული სიცოცხლისთვის სავალალო აღმოჩნდეს. გალაქტიკის ცენტრიდან წამოსულმა ინტენსიურმა რადიაციამ ასევე შესაძლებელია სიცოცხლის კომპლექსის განვითარებას შეუშალოს ხელი.<ref name=astrobiology/> ზოგიერთი მეცნიერის ჰიპოთეზის მიხედვით, მზის სისტემის ამჟამინდელ ადგილმდებარეობაზეც კი მოხდა ზოგიერთი ზეახლის ანთება, რომელმაც უარყოფითად იმოქმედა სიცოცხლეზე უკანასკნელი 35 000 წლის მანძილზე.<ref>{{cite web |year=2005 |author=|title=Supernova Explosion May Have Caused Mammoth Extinction |work=Physorg.com |url=http://www.physorg.com/news6734.html |accessdate=2007-02-02}}</ref>

=== სამეზობლო ===
მზის სისტემის მუდმივი გალაქტიკური სამეზობლო ცნობილია, როგორც „[[ადგილობრივი ჯგუფი|ადგილობრივი ვარსკვლავთშორისი ღრუბელი“]] ან „ადგილობრივი ბუმბული“ — შედარებით [[სიმკვრივე|მკვრივი]] ღრუბლის სივრცე, ან სხვანაირად რომ ვთქვათ, მეჩხერი რეგიონი, რომელიც მეზობელ [[G-ღრუბელი|G-ღრუბელთან]] ახლოს მდებარეობს.<ref>[http://interstellar.jpl.nasa.gov/interstellar/probe/introduction/neighborhood.html Our Local Galactic Neighborhood] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20131121061128/http://interstellar.jpl.nasa.gov/interstellar/probe/introduction/neighborhood.html |date=2013-11-21 }}, NASA, 05-06-2013</ref><ref>[http://www.centauri-dreams.org/?p=14203 Into the Interstellar Void], Centauri Dreams, 05-06-2013</ref> ის ქვიშის საათის მსგავსი ღრმულია ვარსკვლავთშორის სივრცეში, რომელიც 300 [[სინათლის წელიწადი|სინათლის წლის]] მანძილზეა გადაჭიმული. ამ ბუშტში ძალიან მაღალი ტემპერატურის [[პლაზმა]]ა, რომელიც ახლახან მომხდარი ზეახლებისგანაა გამოწვეული.<ref>{{cite web |title=Near-Earth Supernovas |work=NASA |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2003/06jan_bubble.htm |accessdate=2006-07-23 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20100313214652/http://science.nasa.gov/headlines/y2003/06jan_bubble.htm |archivedate=2010-03-13 }}</ref>

მზის გარშემო, 10 სინათლის წლის მანძილზე (95 ტრილიონი კილომეტრი) შედარებით ცოტა [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავია]]. მზის უახლოესი მეზობელი არის სამმაგი სისტემა „[[ალფა კენტავრი]],“ რომელიც ჩვენს მნათობს 4,4 სინათლის წლითაა დაშორებული. „[[ალფა კენტავრი|ალფა კენტავრი A“]] და „[[ალფა კენტავრი|ალფა კენტავრი B“]] ძალიან ახლოს მდებარეობს ერთმანეთთან. ისინი მზის მსგავსი ვარსკვლავებია. [[წითელი ჯუჯა]] „[[პროქსიმა კენტავრი|ალფა კენტავრი C“]] (ასევე ცნობილია, როგორც „პროქსიმა კენტავრი“) წყვილ ვარსკვლავებს 0,2 სინათლის წლის დაშორებით უვლის გარშემო. მზის შემდეგი უახლოესი ვარსკვალვებია: წითელი ჯუჯა „[[ბარნარდის ვარსკვლავი]]“ (5,9 სინათლის წელი), „[[ვულფ 359]]“ (7,8 სინათლის წელი) და „[[ლალანდ 21185]]“ (8,3 სინათლის წელი). უდიდესი ვარსკვლავი 10 სინათლის წლის რადიუსზე არის „[[სირიუსი]]“ — [[ვარსკვლავი|მთავარი მიმდევრობის]] კაშკაშა [[ვარსკვლავი]], რომელიც მზეს, დაახლოებით, 2-ჯერ აჭარბებს [[მასა|მასით]]. მის ორბიტაზე თეთრი ჯუჯა „[[სირიუს B]]“ მოძრაობს. ეს სისტემა 8,6 სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს. დანარჩენი სისტემებია (10 სინათლის წლის რადიუსზე): ორმაგი სისტემა „[[ლუიტენ 726-8]]“ (8,7 სინათლის წელი, წითელი ჯუჯა) და ეული წითელი ჯუჯა „[[როზ 154]]“ (9,7 სინათლის წელი).<ref>{{cite web |title=Stars within 10 light years |url=http://www.solstation.com/stars/s10ly.htm|work=SolStation |accessdate=2007-04-02}}</ref> მზის სისტემის უახლოესი მზის მსგავსი ეული ვარსკვლავი არის „[[ვეშაპის ტაუ]],“ რომელიც 11,9 სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს. მისი [[მასა]] დაახლოებით [[მზის მასა|მზის მასის]] 80 %-ს მოიცავს, ხოლო სიკაშკაშე 60%-ს უტოლდება.<ref>{{cite web |title=Tau Ceti |url=http://www.solstation.com/stars/tau-ceti.htm |work=SolStation |accessdate=2007-04-02}}</ref> მზესთან მდებარე უახლოესი [[ეგზოპლანეტა]] ბრუნავს ვარსკვლავ „[[ეფსილიონ ერიდანი]]ს“ გარშემო — [[ვარსკვლავი]]სა, რომელიც მზეზე ოდნავ მკრთალი და უფრო წითელია. ის 10,5 სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს. მისი ერთი დადასტურებული პლანეტა არის „[[ეფსილიონ ერიდანი b]],“ რომლის მასა [[იუპიტერი]]სას 1,5-ჯერ აჭარბებს. მისი ორბიტალური პერიოდი კი 6,9 დღეა.<ref>{{cite doi | 10.1038/nature11572}}</ref> უახლოესი „[[პლანეტა#თაღლითი პლანეტები|თავისუფლად მოტივტივე პლანეტა]]“ მზესთან არის [[WISE 0855-0714]],<ref>[http://iopscience.iop.org/2041-8205/786/2/L18/article Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun], K. L. Luhman 2014 ApJ 786 L18. doi:10.1088/2041-8205/786/2/L18</ref> - ობიექტი, რომელიც 10 იუპიტერის მასისაა და 7 [[სინათლის წელიწადი|სინათლის წლის]] მოშორებითაა.

{{wide image|სამყაროს_მასშტაბები.jpg|2000px|დიაგრამა, რომელშიც ნაჩვენებია ჩვენი — დედამიწელების ადგილმდებარეობა ხილულ სამყაროში.. (''[[:File:სამყაროს მასშტაბები.jpg|მაღალი გარჩევადობის სურათისთვის დააკლიკეთ აქ]].'')}}

== ვიზუალური კონსპექტი ==
მზის სისტემის სხეულების სურათები, რომლებიც მოცულობით კლების მიხედვითაა დალაგებულნი. ჩვენი მზე, დაახლოებით, 10 000-ჯერ დიდია და 41 ტრილიონჯერ მეტი მოცულობა აქვს, ვიდრე ყველაზე პატარა (ამ ცხრილში) ობიექტ პრომეთეს.
{{მზის სისტემის მიმოხილვა}}

==იხილეთ აგრეთვე==
* [[მზე]]
* [[ვარსკვლავი]]
* [[გალაქტიკა]]
* [[პლანეტა]]
* [[ადგილობრივი ჯგუფი]]
* [[ირმის ნახტომი]]
* [[ლანიაკეა]]

== რესურსები ინტერნეტში ==
* [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=SolarSys&Display=Overview მზის სისტემა] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070701152248/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=SolarSys&Display=Overview |date=2007-07-01 }} - [http://solarsystem.nasa.gov/index.cfm NASA - მზის სისტემის კვლევა] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20060425235742/http://solarsystem.nasa.gov/index.cfm |date=2006-04-25 }}
* [http://space.jpl.nasa.gov NASA - მზის სისტემის სიმულატორი]
* [http://www.jpl.nasa.gov/solar_system NASA/JPL მზის სისტემის მთავარი გვერდი] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20161217011615/http://www.jpl.nasa.gov/solar_system |date=2016-12-17 }}

== სქოლიო ==
<div style="height:250px; overflow:auto; padding:3px; border:1px solid #aaa;" class="scrollbox">
{{reflist|colwidth=30em}}
</div>

{{მზის სისტემა}}
{{დედამიწის ადგილმდებარეობა}}

[[კატეგორია:მზის სისტემა| ]]
[[კატეგორია:პლანეტური სისტემები]]