4 Solsystemets opbygning

4.1 Oversigt

Solsystemet består, ud over Solen, af forskellige typer astronomiske objekter:

Planeterne (i rækkefølge efter afstand til Solen) Merkur, Venus, Jorden, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun. De fire inderste planeter er klippeplaneter, og kaldes for de terrestiske planeter. De fire yderste planeter er gasplaneter. Planeterne bevæger sig i ellipseformede baner omkring Solen.

En planet er defineret som et himmellegeme, der skal lever op til tre kriterier:
1. Det skal kredse om en stjerne (Solen).
2. Det skal være holdt sammen af tyngdekraft, og vil derfor være kugleformet.
3. Det skal dominere sin bane omkring stjernen, og med sin tyngdekraft skal det have ryddet banen for andre himmellegemer.
Et par dværgplaneter, herunder Pluto. Pluto var indtil 2006 klassificeret som en planet, men med definitonen ovenfor måtte Pluto skifte status til at være en dværgplanet.
Asteroider, som er små kloder, der befinder sig i området mellem planeterne Mars og Jupiter
Kometer, der er mindre legemeger, som består af is og støv. De bevæger sig ligesom planeterne i ellipseformede baner. Banerne er typisk meget langstrakte, og når kometerne kommer tæt på Solen, vil de delvist fordampe. Det giver anledning til deres karakteristiske haler.

I de følgende afsnit ser vi nærmere på de forskellige objekter i solsystemet.

4.2 Planeterne og dværgplaneterne

4.2.1 Merkur

Merkur er den planet, som ligger nærmest Solen. Den har en middelafstand til Solen på 45693773 km og omløbstiden er 88 døgn. Et Merkur-år svarer altså til 88 døgn på Jorden. Samtidig roterer planeten sådan, at den roterer tre gange om sin egen akse for hver gang den bevæger sig én gang rundt om Solen. Det betyder, at et Merkur-døgn er lig med to Merkur-år. Dette kaldes, at der er resonans mellem planetens rotation om sig selv og dens rotation om Solen.

Temperaturen på overfladen varierer fra −180 °C på natsiden til 400 °C på dagsiden.

Merkur er den mindste af klippeplaneterne, med en densitet tæt på Jordens. Den har en stor kerne bestående af jern og nikkel.

Merkur har ingen atmosfære af betydning, og på overfladen kan man se kratre og nedslagsbassiner, hvor der også findes bjerge, sletter og kløfter, samt folder, sprækker og forkastninger, der tyder på, at planeten har trukket efter den er blevet dannet. Denne sammetrækning kan forklares som en afkøling af planeten.

4.2.2 Venus

Venus er den planet, som minder mest om Jorden. Både diameter og densitet for de to planeter er tæt på hinanden. Venus har dog 10 % mindre overfladeareal. Venus har heller ikke kontinentalplader som Jorden, men planeten er stadig geologisk aktiv. Der findes f.eks. skjoldformede vulkaner på dens overflade.

Venus har en meget tæt atmosfære med 96,5% og 3,5% . Den samlede masse af Venus’ atmosfære er 100 gange så stor som massen af Jordens atmosfære, og trykket ved overfladen er 90 gange det ved Jorden.

Venus har et konstant skydække med skyer, der består af svovlsyre. Skyerne reflekterer lyset fra Solen, så 65% af det lys, som rammer planeten reflekteres til det omgivende rum. Den brøkdel af det indfaldende lys, som reflekteres, kaldes albedoen. For et helt mørkt objekt er albedoen 0, og for et objekt, som reflekterer alt lys, er albedoen 1. Venus har altså en albedo på 0.65 hvilket er højt for en planet. Da Venus ligger tættere på Solen end Jorden, kan den kun ses om aftenen eller morgenen, hvor den lyser klart på himlen og derfor kaldes en aften- eller morgenstjerne. Når den lyser stærkest, lyser den langt kraftigere end alle andre planeter og stjerner.

Temperaturen på overfladen når op på 462°C. Den høje temperatur skyldes en drivhuseffekt, som er løbet løbsk. Denne drivhuseffekt fungerer ved at i atmosfæren absorberer varmestrålingen fra planetens overflade, men lader lyset fra Solen passere.

Venus roterer én gang om sin egen akse på 243 døgn, og omkring Solen på 225 døgn. Et døgn på Venus varer 117 jorddøgn. Planeten har den specielle egenskab, at den roterer i modsat retning af de øvrige planeter. Man siger at den har retrograd rotation.

4.2.3 Jorden

4.2.4 Mars

Den fjerde planet fra Solen, og den sidste af klippeplanterne, er Mars, som kendes på dens røde overflade. Den røde farve skyldes et rødt støvlag på overfladen, som indeholder jernoxider.

Planeten er mindre end Jorden: den har ca. den halve radius af Jorden og massen er tilsvarende kun 1/10 af Jordens. Mars roterer om sin akse på 1 døgn og 37 minutter. Altså lidt langsommere end Jorden. Til gengæld er et Mars-år på 687 jorddøgn. Da Jorden roterer hurtigere omkring Solen end Mars, overhaler Jorden Mars med 26 måneders mellemrum. Dette kaldes den synodiske periode.

Mars har en meget tynd atmosfære med et tryk, som er omkring 1/100 af Jordens. Omkring 95% af atmosfæren består af

Overfladen er på den nordlige del præget af sletter, mens den sydlige del er præget af bjerglandskaber. Mars er ikke geologisk aktiv, men har udslukte (døde) vulkaner – heriblandt Olympus Mont, som med en højde på 26,4 km er Solsystemets højeste bjerg.

Landskabet viser, at der har været flydende vand på Mars. Man kan se spor af udtørrede floder og søer, og man mener, at op til 20% af overfladen har været dækket af vand. Men ændringer i klimaet har gjort, at der i dag ikke er flydende vand på overfladen. I 2008 fandt man dog frossen is i en prøve, der var taget 5 cm under overfladen. Senere har man via radio-målinger fundet tegn på “underjordiske” søer med flydende vand.

Mars har to små måner: Phobos og Deimos, som man regner med er indfangede asteroider. Begge måner har bunden rotation. Det betyder, at de altid vender den samme side mod Mars’ overflade.

4.2.5 Jupiter

Jupiter. Kilde: wikipedia

Jupiter er den femte planet fra Solen og den største planet i Solsystemet. Dens masse er omkring 2.5 gange den samlede masse af alle de øvrige planeter i solsystemet, eller ca. 0.1 % af den samlede masse i solsystemet . Dens radius er 11.2 gange så stor som Jordens.

Jupiter er en gasplanet, som består af 90% hydrogen og 10% helium. På grund af Jupiters store masse, er trykket i de indre dele meget højt, og det betyder, at hydrogen kan optræde på væskeform og i en metallisk (flydende) form. Målinger af tyngdefeltet med sonder tyder på, at der er en kerne bestående af metallisk brint. Der er tilsyneladende ikke en fast kerne, i modstrid med planetesimal-hypotesen. Muligvis er en tidligere kerne blevet opløst.

Der er en glat overgang mellem kernen og de ydre lag. Man regner med, at kernen er omgivet af en kappe, som i det dybeste (og tætteste lag) består af metallisk flydende hydrogen og helium. At materialet er metallisk betyder, at det ikke består af individuelle atomer og molekyler, men at alle atomer hænger sammen og deler deres elektroner, som i en slags flydende kæmpe-krystal.

I den ydre del af kappen findes hydrogen og helium på molekylær gasform, som og .

Det yderste lag består af en atmosfære med skyer i lange parallelle bånd vinkelret på rotationsaksen. Her finder man også Jupiters største kendetegn, som er den røde plet, der er en hvirvelstorm i atmosfæren på størrelse med Jorden. Denne hvirvelstorm er mindst 300 år gammel. På Jorden vil hvirvelstorme hurtigt blive bremset, så der må være en ukendt energi-kilde, som holder stormen ved lige.

Jupiter har en rotationsperiode på 9 timer og 55 min. Denne høje rotationshastighed formentlig kan være med til at forklare skybælterne. Temperaturen i atmosfæren er omkring −110°C.

Jupiter har 59 navngivne måner men man mener, at der er mindst 79 i alt. Der er fire store måner: Io, Europa, Ganymede og Callisto. I 1676 lykkedes det den danske astronom, Ole Rømer, at opdage, at lyset har en hastighed og vurdere hvor stor den var. Det gjorde han ud fra en meget nøjagtig bestemmelse af de inderste måners omløbstid. Han kunne se, at de set fra Jorden, ikke kom frem af Jupiters skygge på de rigtige tidspunkter. Og det kunne han forklare ved at antage, at lyses hastighed ikke var uendelig.

4.2.6 Saturn

Den sjette planet fra Solen er Saturn, som lige som Jupiter er en gasplanet. Den består som Jupiter mest af hydrogen og helium, men sammensætningen er anderledes. Den har en anslået sammensætning med 97% hydrogen, 3% helium og 0.2% methan (\(\ce{CH4}\)). Der ses altså, at der er mere hydrogen og mindre helium end i Jupiter.

Saturn menes at have en fast kerne, der menes at bestå af silikater (silicium-salte) og metallerne nikkel og jern. Herefter kommer en kappe med først metallisk brint og længere ude brint på molekyl-form (\(\ce{H2}\)).

På grund af den lange afstand fra Solen er Saturns overflade kold med temperaturer mellem −175°C og −115°C i de øvre lag af atmosfæren. Men kernen anslås, at have en temperatur omkring 12000°C. Saturn udstråler derfor mere energi end den modtager i form at stråling fra Solen.

Selv om Saturns atmosfærer er kol, er den aktiv. Ligesom Jupiter har atmosfæren en opdeling i parallelle bælter vinkelret på rotationsretningen, og man har observeret både lyn og storme med høje vindhastigheder op til 500 m/s.

Saturns helt særlige kendetegn er dog dens ringsystem, som består af isklumper, sten og metalpartikler med størrelser fra nogle mikrometer og op til flere meter og med afstande mellem 74500 km og 140300 km fra Saturns centrum. I ringene er små måner med størrelser, som skal måles i km.

Ringsystemet består af syv ringe adskilt af mellemrum. Ringene kaldes D, C, B, A, F, G og E. Man mener at disse mellemrum er opstået ud fra vekselvirkinger (der kaldes resonanser) med Saturns mange små måner.

Ringsystemet er ikke stabilt: Materiale fra ringene falder ind i Saturns atmosfære, og nogle forskere mener, at ringsystemet vil være forsvundet om 100 mio år. Det vides ikke med sikkerhed, hvordan ringsystemet er opstået. Nogen mener, at der har samme alder som Saturn og solsystemet, mens andre mener, at det er nyerere, og er opstået for mindre end 5 millioner år siden. Muligvis kan ringsystemet være dannet ved en kollision mellem en måne, der har kredset om Saturn, og et objekt, der måske stammer fra et sted udenfor Solsystemet. Eller ved at mindre måner er blevet revet fra hinanden af vekslende tyngdekraft (tidevandskræfter).

Saturn har otte større måner og op til 50 mindre måner, hvor de mindste formentlig er asteroider, som er blevet indfanget af Saturns tyngdekraft.

4.2.7 Uranus

Uranus er solsystemets tredje-største planet og den syvende regnet fra Solen. Men på trods af at den under gode forhold er synlig med det blotte øje, blev den først opdaget i 1781.

Uranus’ rotation er helt speciel i forhold til de øvrige planeter: Rotationsaksen vender sådan, at nordpolen og sydpolen nogen gange peger nærmest direkte ind mod Solen. Man mener, at dette kan forklares med, at Uranus på et tidspunkt er kollideret med en anden planet.

Uranus er en gasplanet, men med en anden sammensætning end Jupiter og Saturn. Uranus kaldes derfor ofte også en is-kæmpe. Den består af en mindre del hydrogen og helium, men derudover af is af vand (), ammoniak () og methan (). Det er methan i atmosfæren, der giver Uranus den karakteristiske blå-grønne farve. Methan absorberer rødt lys og reflekterer blåt lys.

I 1977 opdagede man, at Uranus har et ringsystem. Man opdagede det ved at observere, hvordan Uranus passerede forbi en baggrundsstjerne. Udover den formørkelse af stjernen, der kom på grund af selve planeten, så man fem ekstra formørkelser før og tilsvarende fem ekstra formørkelser efter planeten passerede forbi stjernen. Disse ekstra formørkelser kunne man forklare med at Uranus har fem ringe.

4.2.8 Neptun

Den sidste af de otte kendte planeter er Neptun, som blev opdaget i 1846. Den blev ikke opdaget ved et tilfælde, men ud fra uregelmæssigheder man havde observeret i Uranus’ bane. Disse uregelmæssigheder kunne man forklare, hvis der var en ottende planet, og man kunne endda ud fra beregninger forudsige, hvor man skulle finde den. På baggrund af disse forudsigelser lykkedes det derfor i 1846 at finde den. Det tog under en time, og man fandt den mindre end én grad fra, hvor den var forudsagt at være.

Neptuns sammensætning minder meget om Uranus’, og den betegnes også som en is-kæmpe, men atmosfæren er mere aktiv, med er en båndstruktur, som på Jupiter og Saturn, og en stor mørk plet. Temperaturen i atmosfæren er omkring −170 ° C og vindhastighederne kan nå op på 2200 km/h.

Man har fundet fire ringe omkring Neptun og 14 kendte måner.

4.2.9 Pluto dværgplaneten

Pluto er en dværgplanet i Solsystemet. Den havde, som nævnt, indtil 2006 status som planet, men ved et møde i den internationale astronomiske union (IAU), blev det vedtaget at ændre dens status fra planet til dværgplanet.

Pluto har en radius på 1185 km, og dens bane omkring Solen er meget elliptisk: Afstanden til Solen varierer fra 29,7 til 49,5 au. Den meget elliptiske bane gør, at Pluto af og til bevæger sig indenfor Neptuns bane. Det var tilfældet i årene 1979-99 og vil ske igen i 2227. Plutos og Neptuns baner krydser derfor hinanden, og det sker med 124 års mellemrum. Det betyder ikke, at de risikerer at støde sammen, for deres omløbstider er låst i forhold til hinanden, så Neptun foretager 3 omløb, mens Pluto foretager 2 omløb, men uden at mødes.

Pluto har fem måner, den største af dem er Charon, der her en radius på 603 km. Afstanden er blot 19640 km og de kredser omkring hinanden i en bunden rotation (med samme side mod hinanden) på omkring 6 døgn. Det vil derfor være mere korrekt at tale om at Pluto og Charon tilsammen udgør en dobbelt-dværgplanet.

4.3 Asteroiderne

En asteroider er mindre faste kloder, og de findes i solsystemet mellem Mars og Jupiter, i det såkaldte astoridebælte, det har en udstrækning fra ca. 2 til 4 AE fra Solen. Man har tidligere troet, at asteroiderene i asteroidebæltet er dannet ved, at en planet (svarende til \(n=3\)) er blevet sprængt i stumper og småstykker. Den moderene opfattelse er dog, at asteroiderne er rester fra dannelsen af solsystemet, der blot ikke har formået at samle sig til en planet.

Der findes en empirisk matematisk lov, kaldet Titius-Bodes lov, der giver den omtrentlige placering af planeterne i solsystemet ud fra deres nummer, regnet fra Solen, hvis man medregner asteroidene som en planet. Den kan formuleres som \[ a_n = 0.4+0.3·2^n \] hvor \(n= -\infty, 0, 1, 2, 3, \ldots\), med \(n=-\infty\) for Merkur, \(n=0\) for Venus, \(n=1\) for Jorden, \(n=2\) for Mars og \(n=3\) for asteroidebæltet osv.

Der kendes over en million asteroider med størrelser fra få meter op op til dværgplaneten Ceres med en radius på 457 km. Den samlede masse af alle astroider anslås dog at være mindre end Månens masse (omkring 4%).

Asteroider opdeles i tre typer:

C-type med et stort carbon-indhold, og består herudover af sten og mineraler. De udgør omkring 75% af alle kendte asteroider, og er oftest placeret i de ydre dele af asteroidebæltet nær Jupiter. De er meget mørke (de har en lav albedo), hvilket gør dem vanskeligere at observere med teleskoper end de to andre typer.
S-type, som består af silikater (sten). De udgør ca. 17% af asteroiderne.
M-type med stort metalindhold (primært jern og nikkel).

Udover asteroiderene mellem Mars og Jupiter er der en del asteroider, de såkaldte trojanere, der kredser hhv. 60° før og efter Jupiter.

Selv om langt de fleste asteroider følger baner, der ligger langt fra Jordens, er der enkelte, der har baner, der kan bringe dem i nærheden af Jorden, og måske endda på kollisionskurs med den. F.eks. passerede en mindre asteroide Jorden i en afstand af kun 72500 km, altså mellem Jorden og Månen, og tættest på Jorden. Den blev oven i købet først opdaget få dage før, den passerede Jorden. En udbredt og anerkendt teori er, at dinosaurernes udryddelse for omkring 65 millioner år siden, skyldtes at en asteroide kolliderede med Jorden. Der arbejdes derfor aktivt med at kortlægge asteroider og i at udvikle metoder til at ændre deres kurs, hvis de en dag truer med at ramme Jorden.

Kortet på figur 3.2 giver indtryk af, at asteroiderne ligger meget tæt, og man kan i flere Hollywood film (f.eks. Star Wars) finde scener, hvor rumskibe, som en slalom-løber, navigerer igennem et tæt bombardement af asteroider. Virkeligheden er en ganske anden. Selv om der er over en million asteroider, skal den gennemsnitlige afstand mellem dem måles i hundreder at tusinder km.

Alligevel sker det, at asteroider kolliderer, eller kommer så tæt, at de bringes ud af kurs. F.eks. en kurs, der bringer dem nær Jorden.

4.4 Kuiper-bæltet

Efter planterne befinder sig et område, som kaldes Kuiperbæltet. Det strækker sig fra Neptuns bane (30 AE) og udad til en afstand af 100 AE. Objekter i Kuiperbæltet kaldes samlet for KBO (Kuiper Belt Objects) og kan f.eks. være isobjekter med størrelser på 1 til 760 km i diameter. Her skal is forstås bredt som frossent vand (), methan () eller ammoniak (). Herudover indeholder Kuiperbæltet en række dværgplaneter med Pluto som den bedst kendte. Andre dværgplaneter er Orcus, Haumea og Makemake. Man mener, at nogle af planeternes måner kan være dværgplaneter, der oprindeligt har været KBO’er men er blevet slået ud af deres bane og indfanget af de indre planeter.

Den samlede masse af objekterne i Kuiperbæltet anslås at være omkring 1% af Jordens masse.

4.5 Kometer

Ordet “komet” stammer fra græsk, og betyder noget i retning af “langhåret stjerne”. En komet består af is og støv. Kometerne bevæger sig i meget langstrakte ellipsebaner, og når de kommer tæt på Solen opvarmes de, så de yderste dele fordamper. De danner en lang lysende hale, som giver dem deres karakteristiske udseende, som det kan ses på figur 4.13.

Det er vigtigt at lægge mærke til, at halen ikke viser, hvilken vej kometen bevæger sig, så kometen på figur 4.13 skulle bevæge sig fra højre mod venstre. Halen vender derimod bort fra Solen, som vist på figur 3.5. Halen kan deles op i to dele, en støvhale, som består af små støvkorn på omkring en mikrometer, og en ionhale, som består af ioniseret gas. Støvhalen er den kraftigste og lyset fra den er reflekteret sollys, og er derfor gulligt i farven. Ionhalen lyser derimod op fordi den rammes af ladede partikler fra solen (den såkaldte solvind), og lyser med en blålig farve (der mest skyldes -ionen).

Figur 4.14: Komethalens retning i forhold til Solen. Kilde: NASA

Den mest kendte komet er formentlig Halleys komet, der kredser i en bane med en periode på 75-76 år. Den kunne ses fra Jorden i 1986, og vil kunne ses i det indre solsystem igen i 2061. Navnet skyldes astronomen Edmond Halley, der i 1700-tallet beregnede dens bane og forudså, hvornår den ville komme igen. Kometen har selvfølgelig eksisteret før det, og kan ses et berømt tapet (stort vævet billedserie) fra den franske Bayeux. Bayeux-tapetet viser et stort slag, fandt sted i år 1066, og viser blandt andet en komet (se figur 4.15), som man senere har identificeret som Halleys komet.

Man mener, at kometerne kommer fra en kugleformet sky, som kaldes Oorts sky, og antages at strække sig fra Plutos bane, og omkring en tredjedel af vejen til den nærmeste stjerne, (\(\alpha\)-Cenauri); altså mere end et lysår fra Solen. Det er værd at lægge mærke til, at Oorts sky er kugleformet, i modsætning til planeterne og Kuiperbæltet, som ligger et et plan (ekliptika-planet). Man har aldrig observeret denne sky eller objekter i den, men man antager at den (hvis den eksisterer) indeholder et sted mellem 1 million og 100 millioner kometer. Figur 4.16 viser, hvordan man forestiller sig Oorts sky som en kugle, hvor en fjerdedel er “skåret væk”. I centrum (markeret med en pil) er planeterne solsystemet og Kuiperbæltet.

4.6 Solsystemets dannelse

Vi vil nu se nærmere på, hvordan man forestiller sig at solsystemets objekter er blevet dannet. Denne teori kaldes planesimal-hypotesen. Dele af planetesimal-hypotesen er blevet udfordret af de opdagelser, man har gjort af planeter omkring andre stjerner end Solen: De såkaldte exoplaneter, som vi ser nærmere på i kapitel 8.

Solsystemet er dannet ud fra en stor nebula (sky) bestående primært af grundstofferne hydrogen og helium, men derudover også af tungere grundstoffer og støv. Denne sky begyndte for ca. 4,6 milliarder år siden at trække sig sammen på grund af sin egen tyngdekraft. Det førte til, at Solen blev dannet. Det ser vi nærmere på i kapitlet om stjerners udvikling.

Tyngdekraften vil forsøge at trække materialet sammen, men fordi skyen roterer, vil centrifugalkraften virke modsat tyngdekraften i den retning, som er vinkelret på skyens rotationsakse. Denne centrifugalkraft vil udbalancere tyngdekraften i retningen vinkelret på rotationsaksen. Men tyngdekraften virker stadig i den retning, der er parallel med rotationsaksen. Det betyder, at skyen trækker sig sammen til en flad skive som roterer omkring Solen. Det er i denne skive, at planeterne dannes, og derfor kaldes den en protoplanetarisk skive. Det forklarer, hvorfor planeterne i dag bevæger sig i det samme plan omkring Solen, det såkaldte ekliptika.

Strålingen fra den nydannede Sol var så kraftig, at de letfordampelige stoffer, hydrogen og helium, blev drevet udad i solsystemet, mens de tungere grundstoffer blev i de indre dele af solsystemet. Det forklarer, hvorfor vi i dag ser klippeplaneterne nær Solen, og gasplaneterne længere fra Solen.

I gasskyen begyndte støvkorn at støde sammen og danne større objekter, som via yderligere sammenstød danner større legemer, de såkaldte planetesimaler. Figur 4.18 viser et objekt kaldet 486958 Arrokoth, som befinder sig i Kuiper-bæltet. Det blev besøgt af rumsonden New Horizons i 2019, og består af to planetesimaler, som har overlevet siden solsystemets tidlige fase. De to planetesimaler har størrelser på hvv. 15 og 21 km.

Når disse planetesimaler når en størrelse på omkring én km, kan de begynde at tiltrække hinanden og danne større legemer, som kaldes protoplaneter. Man mener, at op til flere hundreder af protoplaneter kan være dannet i det tidlige solsystem. Disse protoplaneter bliver så store, at den potentielle energi, som frigøres når de dannes, kan opvarme dem, så de indre dele smelter. Denne opvarmning, kombineret med energi fra radioaktive elementer forklarer, hvorfor man i dag har metal (som har en høj densitet) samlet i klippeplaneternes indre og en skorpe bestående af silikater (som har en lavere densitet).

Igennem millioner af år er disse protoplaneter så kollideret og har ved hjælp af tyngdekraften tiltrukket materiale fra omgivelserne, så der til sidst dannes egentlige planeter, som vi ser dem i dag. I dag findes tre asteroider i det indre solsystem, som menes at være overlevende protoplaneter: Ceres, Pallas og Vesta.

4.7 Planetdata

Planet	Middelafstand	Masse	radius
Merkur	\(57.91·10^9\) m	\(3{,}285·10^{23}\) kg	2439,7 km
Venus	\(108{,}2·10^9\) m	\(4{,}867·10^{24}\) kg	6051,9 km
Jorden	\(149{,}6·10^9\) m	\(5{,}972·10^{24}\) kg	6371 km
Mars	\(227{,}94·10^9\) m	\(6{,}4185·10^{23}\) kg	3389,5 km
Jupiter	\(778{,}33·10^9\) m	\(6{,}39·10^{23}\) kg	69911 km
Saturn	\(1{,}4246·10^{12}\) m	\(5{,}683·10^{26}\) kg	58232 km
Uranus	\(2{,}87355·10^{12}\) m	\(8{,}681·10^{25}\) kg	50724 km
Neptun	\(4{,}501·10^{12}\) m	\(1{,}024·10^{26}\) kg.	24622 km
Pluto	\(5{,}9459·10^{12}\) m	\(1{,}25·10^{22}\) kg	1188,3 m

Data for planeterne

Solens masse: 1.988E30 kg. Det er 332950 gange så meget som Jorden. Solens radius: 696342 km hvilket er 109 gange Jordens radius.