Osončje: Razlika med redakcijama

Osončje se je oblikovalo pred 4,568 milijardami let zaradi gravitacijskega sesedanja območja znotraj večjega [[molekularni oblak|molekularnega oblaka]].<ref>Datum bazira na analizi izotopov najstarejšega minerala v najdenem meteoritu. Na podlagi tega sklepajo, da je to datum nastanka prvega trdnega materiala sesedajoče se [[nebula|nebule]].<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> Ta prvotni oblak je bil po vsej verjetnosti širok več svetlobnih let in je oblikoval nekaj zvezd.<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}}</ref> Kot je tipično za molekularne oblake, je bil sestavljen predvsem iz vodika, nekaj helija in manjše količine težkih elementov. Ko se je regija, ki bo kasneje postala Osončje (poznana kot [[sončeva meglica|pred-sončeva meglica]]<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>) sesedla, je ohranjanje [[vrtilna količina|vrtilne količine]] povzročilo hitrejše vrtenje. Središče, kjer se je oblikovala zgoščina materiala, je postajalo bolj vroče od okoliškega diska.<ref name="Arizona" /> Ker se je meglica vrtela hitreje, se je začela sploščevati v [[protoplanetni disk]] s premerom približno 200&nbsp;[[astronomska enota|a. e.]],<ref name="Arizona" /> v njegovem središču pa je nastajala vroča, gosta [[protozvezda]].<ref>{{Cite journal |last=Greaves |first=Jane S. |date=2005-01-07 |title=Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems |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> Planeti so nastajali zaradi [[akrecija|akrecije]] iz diska<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|Astrophysical Journal]] | volume= 621 | issue= 2 | pages= L137 | last2= Durisen | first2= R. H. | bibcode=2005ApJ...621L.137B}}</ref> - prah in plini se gravitacijsko privlačijo in zlivajo v čedalje večja telesa. V zgodnjem Osončju je verjetno obstajalo stotine protoplanetov, ki pa so se ali združili ali pa uničili in za seboj pustili planete, pritlikave planete ter ostanke [[malo telo Osončja|manjših teles]].

Velik del Osončja je sestavljen iz [[vakuum]]a, ki ga imenujejo [[medplanetarna snov]] ali medplanetarni medij. Skupaj s [[sončna svetloba|svetlobo]] Sonce seva neprekinjen tok nabitih delcev ([[plazma (fizika)|plazmo]]), t.j [[Sončev veter]]. Ta tok delcev, ki se širi navzven s hitostjo približno 1,5 milijona kilometrov na uro,<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}}</ref> ustvarja šibko atmosfero (heliosfero), ki prežema medplanetarno snov do najmanj 100&nbsp;a. e. (glej [[#Heliopavza|heliopavza]]).<ref name="Voyager" /> Aktivnosti na površju Sonca, kot so [[sončev izbuh|Sončevi izbruhi]] (angl. ''solar flare'') in [[izbruh koronske mase|izbruhi koronske mase]] (angl. ''coronal mass ejection''), mešajo heliosfero, ustvarjajo [[vesoljsko vreme]] in povzročajo [[geomagnetna nevihta|geomagnetne nevihte]].<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}}</ref> Največja struktura znotraj heliosfere je [[heliosferična tokovna plast]], spiralna oblika, ki so jo ustvarile aktivnosti Sončevega izmeničnega magnetnega polja.<ref>[http://science.nasa.gov/headlines/y2003/22apr_currentsheet.htm A Star with two North Poles], 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}}</ref>

V medplanetarni snovi se nahajata najmanj dve diskom podobni regiji [[kozmični prah|kozmičnega prahu]]. Prva, [[oblak medplanetarnega prahu|zodiakalni oblak prahu]], se nahaja v notranjem Osončju in povzroča [[Zodiakalna svetloba|zodiakalno svetlobo]]. Najverjetneje je nastal zaradi trka znotraj asteroidnega pasu.<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}}</ref> Drugi oblak prahu se razširja od 10 a. e. do približno 40 a. e., in je verjetno nastal zaradi trka znotraj [[Kuiperjev pas|Kuiperjevega pasu]].<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|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}}</ref>

: [[Merkur (planet)|Merkur]] (0,4&nbsp;[[astronomska enota|a. e.]] od Sonca) je Soncu najbližji planet in je najmanjši planet Osončja (0,055 Zemljine mase). Merkur nima naravnih satelitov, njegova edina znana geološka značilnost poleg udarnih kraterjev so številni ozki grebeni (''rupes'').<ref>Schenk P., Melosh H. J. (1994), ''Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury's Lithosphere'', Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference, 1994LPI....25.1203S</ref> Ti naj bi nastali, ko se je skorja že strdila, nato pa sta se skorja in plašč začela ohlajati in krčiti.<ref>{{cite web |url=http://student.pfmb.uni-mb.si/~vesolje/merkur.htm|title=Merkur|year=2008|publisher=Arhivske spletne strani študentov, Univerza v Mariboru, Fakulteta za naravoslovje in matematiko |accessdate=2014-01-10}}</ref> Merkur ima redko atmosfero, sestavljeno iz atomov, ki se zaradi sončevega vetra neprestano izgubljajo v vesolje.<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> Njegovo relativno veliko jedro in tanek plašč še nista ustrezno razložena. Obstaja več hipotez, ena od njih pravi, da je njegove zunanje sloje odtrgal orjaški trk, druga pa, da je energija mladega Sonca preprečila popolno [[akrecija|akrecijo]].<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> Imenuje se po rimskemu slu med bogovi in ljudmi, Merkurju.

: [[Venera]] (0,7 a. e. od Sonca) je približno tako velika kot Zemlja (0,815 Zemljine mase) in ima podobno kot Zemlja silikatni plašč okrog železnega jedra, debelo atmosfero in dokaze o notranji geološki aktivnosti. Je veliko bolj suha od Zemlje in njena atmosfera je 90-krat gostejša. Venera nima naravnih satelitov. Je najbolj vroč planet s temperaturo površja čez 400 [[celzijeva temperaturna lestvica|°C]], najverjetneje zaradi velike količine [[toplogredni plin|toplogrednih plinov]] v ozračju.<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 }}</ref> Ni jasnega dokaza o trenutni geološki aktivnosti, toda odsotnost magnetnega polja, ki bi preprečeval neposreden stik ozračja s sončnim vetrom, kaže na to, da se njena atmosfera redno obnavlja z izbruhi vulkanov.<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}}</ref> Ime je dobila po rimski boginji lepote in ljubezni, Veneri.

: [[Zemlja]] (1 a. e. od Sonca) je največji in najgostejši notranji planet, edini, za katerega vemo, da je trenutno geološko aktiven in edini znani planet, na katerem obstaja [[življenje]].<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}}</ref> Njena tekoča [[hidrosfera]] je edinstvena med zemeljskimi planeti in je edini planet, kjer je opazna [[tektonika plošč]]. Zemljina atmosfera je zelo drugačna od atmosfer na drugih planetih, saj jo je preoblikovala prisotnost življenja, tako da vsebuje 21 % prostega [[kisik]]a.<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}}</ref> Ima en naravni satelit, [[Luna|Luno]], edini večji satelit zemeljskih planetov v Osončju.

: [[Mars]] (1,5&nbsp;a. e. od Sonca) je manjši od Zemlje in Venere (0,107 Zemljine mase). Ima atmosfero, ki je večinoma sestavljena iz [[ogljikov dioksid|ogljikovega dioksida]], z atmosferskim tlakom 6,1 milibara (približno 0,6 % Zemljinega).<ref>{{cite book|title= Encyclopaedia of the Solar System|editor=Lucy-Ann McFadden|display-authors=etal|chapter=Mars Atmosphere: History and Surface Interactions|author=David C. Gatling, Conway Leovy|pages=301–314|year=2007}}</ref> Njegova površina je posejana s prostranimi vulkani, kot je [[Olympus Mons]], in kanjoni [[Valles Marineris]], ki kažejo na geološko aktivnost izpred 2 milijonov let.<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}}</ref> Njegova rdeča barva izhaja iz [[Železov(III) oksid|železovega oksida]] (rje) v zemlji.<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}}</ref> Mars ima dva majhna naravna satelita ([[Deimos (luna)|Deimos]] in [[Fobos (luna)|Fobos]]).<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=[[The Astronomical Journal|Astronomical Journal]] |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/2004/SJK2004.pdf|accessdate=2006-12-26}}</ref> Zaradi rdečkastega površja je poimenovan po rimskem bogu nasilne vojne, Marsu.

Asteroidni pas zavzema tirnico med Marsom in Jupitrom, med 2,3 and 3,3&nbsp;a. e. od Sonca. Za njih se predvideva, da so ostanki tvorjenja našega Osončja, ki se zaradi vpliva Jupitrove gravitacije niso združili.<ref>{{cite journal

[[Ceres (pritlikavi planet)|Ceres]] (2,77&nbsp;a. e.) je največji asteroid, [[protoplanet]] in pritlikavi planet.<ref group=lower-alpha name=footnoteB /> Njegov premer je malo manjši od 1.000&nbsp;km, in njegova masa je dovolj velika, da ga je lastna gravitacija oblikovala v okroglo obliko. Za Ceres je ob odkritju leta 1891 veljalo, da je planet in so ga v 1850-ih preklasificirali v asteroid.<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> Kot pritlikavi planet je bil klasificiran leta 2006.

: [[Jupiter]] (5,2&nbsp;a. e.) je 318-krat masivnejši od Zemlje in 2,5-krat masivnejši od vseh ostalih planetov skupaj. V glavnem je sestavljen iz [[vodik]]a in [[helij]]a. Jupitrova vroča notranjost ustvarja v njegovi atmosferi polstabilne značilnosti, kot so plasti oblakov in [[Velika rdeča pega]]. Ker je največji izmed planetov, je dobil ime po rimskem vrhovnem bogu Jupitru.

: [[Saturn]] (9.5&nbsp;a. e.), ki se od drugih planetov razlikuje po svojem obsežnem [[Saturnovi obroči|sistemu obročev]], je v marsičem podoben Jupitru, tj. v sestavi atmosfere in magnetosfere. Čeprav ima Saturn 60 % Jupitrove prostornine, ima manj kot tretjino njegove mase oz. 95 Zemljinih mas - s tem je najmanj gost planet v Osončju.<ref name=universetoday>{{cite web|title=Density of Saturn|url=http://archive.is/LCrCb|work=Fraser Cain|publisher=universetoday.com|accessdate=2013-08-09}}</ref> Saturnovi obroči so majhni kosi ledu in kamnin.

: [[Uran (planet)|Uran]] (19.2&nbsp;a. e.) je 14-krat masivnejši od Zemlje in je najlažji izmed zunanjih planetov. Edini med planeti se vrti okrog svoje osi skoraj pravokotno na ravnino [[ekliptika|ekliptike]]; njegov [[nagib vrtilne osi]] je preko 90 stopinj glede na ekliptiko. Ima veliko hladnejše jedro od ostalih plinskih velikanov in oddaja zelo malo toplote v vesolje.<ref>{{cite journal |title=10 Mysteries of the Solar System|journal=[[Astronomy Now]] |volume=19 |pages=65 |year=2005 |bibcode=2005AsNow..19h..65H }}</ref>

: [[Neptun]] (30 a. e.) je malo manjši od Urana, je pa masivnejši (17 Zemelj) in zato [[gostota|gostejši]]. Oddaja več notranje toplote, vendar manj od Jupitra in Saturna.<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>

Kentavri so telesa, podobna ledenim kometom, katerih tirnica ima [[velika polos|veliko polos]] daljšo od Jupitrove (5,5&nbsp;a. e.) in krajšo od Neptunove (30&nbsp;a. e.). Največji znan Kentaver, [[10199 Chariklo]], ima premer približno 250&nbsp;km.<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> Prvi odkriti Kentaver, [[2060 Hiron]], je bil klasificiran kot komet (95P), ker je takrat razvil [[koma (komet)|komo]], kot jih razvijejo kometi, ko se približujejo Soncu.<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}}</ref>

Kuiperjev pas je obroč razbitih delcev, ki so podobni tistim v asteroidnem pasu, vendar so v glavnem zgrajeni iz ledu.<ref name=physical>{{cite book|title=Encyclopedia of the Solar System|editor=Lucy-Ann McFadden|display-authors=etal |chapter=Kuiper Belt Objects: Physical Studies|author=Stephen C. Tegler|pages=605–620|year=2007}}</ref> Razteza se med 30 in 50&nbsp;a. e. od Sonca. Čeprav je ocenjeno, da vsebuje nekje od ducat do nekaj tisoč pritlikavih planetov, je v glavnem sestavljen iz malih teles Osončja. Pri več večjih telesih Kuiperjevega pasu, kot so [[50000 Kvaoar|Kvaoar]], [[20000 Varuna|Varuna]] in [[90482 Ork|Ork]], se bo morda po nadaljnjih raziskavah izkazalo, da so pritlikavi planeti. Ocenjujo, da je v Kuiperjevem pasu več kot 100.000 teles s premerom, večjim od 50&nbsp;km, skupna masa Kuiperjevega pasu pa je le desetina ali celo samo stotina Zemljine.<ref name="Delsanti-Beyond_The_Planets"/> Veliko teles Kuiperjevega pasu ima več satelitov<ref>{{cite doi | 10.1086/501524 }}</ref> in večina jih ima tirnico, ki jih vodi izven ravnine ekliptike.<ref name=trojan>{{cite journal | url=http://www.boulder.swri.edu/~buie/biblio/pub047.pdf| author=Chiang|display-authors=etal | title=Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances | journal=[[The Astronomical Journal|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 }}</ref>

Kuiperjev pas lahko na grobo razdelimo v »[[klasično telo Kuiperjevega pasu|klasični]]« pas in [[Resonančno čezneptunsko telo|resonance]].<ref name=physical/> Resonance so tirnice, povezane z Neptunovo (t.j dvakrat na vsake tri Neptunove tirnice, ali enkrat na vsaki dve). Prva resonanca se začne znotraj tirnice samega Neptuna. Klasični pas je sestavljen iz teles, ki nimajo resonance z Neptunom, okvirno se raztezajo od 39,4&nbsp;a. e. do 47,7&nbsp;a. e.<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> Telesa klasičnega Kuiperjevega pasu so klasificirana kot [[klasično telo Kuiperjevega pasu|kubevani]], ki so poimenovani po prvem odkritem telesu, {{mpl|(15760) 1992 QB|1}}.

Pritlikavi planet [[Pluton]] (povprečno 39&nbsp;a. e.) je največji znani planet v Kuiperjevem pasu. Za Pluton so ob odkritju leta 1930 menili, da je deveti planet, kar pa se je spremenilo leta 2006 ob sprejetju uradne [[definicija planeta|definicije planeta]]. Pluton ima eliptično tirnico, ki je glede na ravnino ekliptike nagnjena za 17 stopinj, in je oddaljen od Sonca od 29,7&nbsp;a. e. v periheliju do 49,5&nbsp;a. e. ob apoheliju.

Pluton ima z Neptunom [[orbitalna resonanca|resonanco]] 3:2, kar pomeni, da Pluton zaokrožizakroži okrog Sonca vsake 3 Neptunove tirnice. Telesa Kuiperjevjevega pasu, katerih tirnice se ujemajo s to resonanco, se imenujejo [[plutino|plutini]].<ref name="Fajans_et_al_2001">{{Cite journal |last=Fajans |first=J. |author2=L. Frièdland |year=oktober 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}}</ref>

[[Makemake]] (povprečno 45,79&nbsp;a. e.), ki je manjši od Plutona, je največje znano telo v [[klasično telo Kuiperjevega pasu|''klasičnem'' Kuiperjevem pasu]] (t.j, ni v potrjeni [[resonančno čezneptunsko telo|resonanci]] z Neptunom). Makemake je za Plutonom najsvetlejše telo v Kuiperjevem pasu. Svoje ime in opredelitev za pritlikavi planet je dobil leta 2008.<ref name=name/> Ima bolj nagnjeno tirnico od Plutonove, tj. 29°.<ref name=Buie136472>{{cite web

[[Haumea]] (povprečno 43,13&nbsp;a. e.) je v podobni tirnici kot je Makemake, s to razliko, da je ujet v resonanci 7:12 z Neptunom.<ref name="brownlargest">{{cite web

Razpršeni disk, ki se prekriva s Kuiperjevim pasom in širi daleč navzven, je verjetno izvor kometov s kratkotrajno obhodno dobo. Nekatere teorije pravijo, da je nastal zaradi razpršitve Kuiperjevega pasu, ki je nastala zaradi težnostnih vplivov zunanjih planetov (predvsem Neptuna). Večina teles razpršenega diska ima perihelij znotraj Kuiperjevega pasu, toda afelij daleč izven njega (nekateri imajo afelij oddaljen več kot 150&nbsp;a. e. od Sonca). Tirnice teles razpršenega diska imajo večji naklon na ekliptiko in so pogosto nanjo tudi pravokotne. Nekateri astronomi imajo razpršeni disk le za regijo Kuiperjevega pasu in telesa razpršenega diska opisujejo kot »razpršena telesa Kuiperjevega pasu«.<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> Nekateri astronomi klasificirajo kentavre kot notranja-razpršena telesa Kuiperjevega pasu skupaj z zunaj-razpršenimi telesi razpršenga diska.<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>

[[Erida (pritlikavi planet)|Erida]] (povprečno 68&nbsp;a. e.) je največje znano telo razpršenega diska. Kaj sestavlja planet, je še stvar razprave, saj je njegova masa za 25 % večja od Plutona,<ref name="Brown Schaller 2007">{{cite doi | 10.1126/science.1139415 }}</ref> imata pa enak premer. Je najmasivnejši znani pritlikavi planet. Znan ima en satelit, [[Disnomija (luna)|Disnomijo]]. Podobno kot pri Plutonu je tirnica Eride močno eliptična, s [[perihelij]]em 38,2 a. e. (približna oddaljenost Plutona od Sonca) in [[afelij]]em 97,6 a. e.

Heliosfera je razdeljena v dve ločeni regiji. Sončev veter potuje približno 400&nbsp;km/s, dokler ne trči z [[medzvezdni veter|medzvezdnim vetrom]] (tok plazme v [[medzvezdna snov|medzvezdni snovi]]). Do trka pride v področju [[terminacijski šok|terminacijskega šoka]] (področje, kjer se hitrost sončevega vetra upočasni z nadzvočnih na počasnejše hitrosti),<ref name=fahr />, ki je približno 80–100 a. e. od Sonca v smeri toka in približno 200 a. e. od Sonca proti toku.<ref name=fahr /> Tukaj se veter bistveno upočasni in postane turbulenten,<ref name=fahr /> formira veliko ovalno strukturo, poznanoznano kot [[ovojnica heliosfere]]. Zunanja meja heliosfere, [[Heliopavze (astronomija)|heliopavza]], je točka, kjer se sončev veter konča in se pričnezačne medzvezdni prostor.<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}}</ref> Plovili ''[[Voyager 1]]'' in ''[[Voyager 2]]'' sta zaznali, da sta prečkali terminacijski šok in vstopili v ovojnico heliosfere, 94 in 84 a. e. od Sonca.<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]] | 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]] }}</ref> ''Voyager 1'' je poročal tudi, da je dosegel helipavzoheliopavzo.<ref name="NASA-20130912">{{cite web |last1=Cook |first1=Jia-Rui C. |last2=Agle |first2=D. C. |last3=Brown |first3=Dwayne |title=NASA Spacecraft Embarks on Historic Journey Into Interstellar Space |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/voyager/voyager20130912.html |work=[[NASA]] |date=12 September 2013 |accessdate=12 September 2013}}</ref>

Na obliko in zgradbo zunanjega roba heliosfere najverjetneje vpliva [[hidrodinamika]] interakcij z medzvezdno snovjo.<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> Za heliopavzo, pri približno 230 a. e., se nahaja [[udarni val]] (''bow shock'')<ref>{{cite web | date=24. junij 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> (ker se Sonce giblje glede na medzvezdno snov s hitrostjo, ki je večja od hitrosti zvoka v medzvezdni snovi, ustvari v medzvezdni snovi udarni val).

[[90377 Sedna]] (povprečno 520 a. e.) je veliko rdeče telo z izredno raztegnjeno eliptično tirnico, ki ga vodi od približno 76&nbsp;a. e. v periheliju do 940&nbsp;a. e. v aheliju in za obhod potrebuje 11.400 let. [[Michael E. Brown|Mike Brown]], ki je leta 2003 to telo odkril, je komentiralpripomnil, da ne more biti del [[razpršeni disk|razpršenega diska]] ali Kuiperjevega pasu, ker je v periheliju preveč oddaljen, da bi nanj lahko vplival Neptun. Skupaj z drugimi astronomi meni, da je Sedna prva izmed popolnoma nove populacije teles, poimenovane »oddaljena ločena telesa« (''distant detached objects'' - DDOs), ki naj bi vključevala tudi telo {{mpl-|148209|2000 CR|105}} s perihelijem 45&nbsp;a. e., ahelijem 415&nbsp;a. e. in orbitalno periodo 3.420 let.<ref>{{cite web |year=2004 |author=David Jewitt |title=Sedna – 2003 VB₁₂ |work=University of Hawaii |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/sedna.html|accessdate=2006-06-23}}</ref> Brown imenuje to populacijo »notranji Oortov oblak« (''inner Oort cloud''), saj se je verjetno formirala s podobnimi procesi, čeprav je veliko bližje Soncu.<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> Sedna je verjetno pritlikavi planet, čeprav njegova oblika še ni definirana. Drugo nedvoumno ločeno telo, s perihelijem, ki je oddaljen od Sedne za približno 81 a. e., je {{mpl|2012 VP|113}}, ki so ga odkrili leta 2012. Njegov ahelij je pri 400–500 a. e.<ref name="jpldata 2012 VP113">

Oortov oblak je hipotetičen okrogel oblak, ki vsebuje na milijone ledenih teles, ki so verjetno izvor vseh kometov z dolgotrajno obhodno dobo in naj bi obdajal Osončje pri približno 50.000&nbsp;a. e. (približno 1&nbsp;[[svetlobno leto]]) ter segal do 100.000&nbsp;a. e. (1,87&nbsp;sv.l.). Oortov oblak naj bi bil sestavljen iz kometov, ki so bili izvrženi iz Osončja zaradi gravitacijskega učinka zunanjih planetov. Telesa Oortovega oblaka se premikajo zelo počasi in se lahko preusmerijo iz svojega tira zaradi redkih dogodkov, kot so trki in drugi zunanji vplivi. Ti lahko komete preusmerijo proti notranjosti Osončja ali pa v medzvezdni prostor.<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>

Večina Osončja je še neraziskanega. Ocenjen obseg Sončevega gravitacijskega polja, kjer prevlada gravitacijske sile [[Seznam najbližjih zvezd|okoliških zvezd]] je približno 2 svetlobni leti (125.000 a. e.). Ocena polmera Oortovega oblaka je 50.000 a. e.<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> Kljub odkritjem, kot je Sedna, je območje med Kuiperjevim pasom in Oortovim oblakom s polmerom na desettisoče a. e. še vedno slabo kartirano. Poleg tega so v teku tudi raziskave regije med Merkurjem in Soncem.<ref>{{cite journal |year=2004 |pages=312–315 |volume=148 |journal=[[Icarus (revija)|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>