Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Układ słoneczny  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Dane obserwacyjne
- Powstanie i ewolucja
- Merkury
- Wenus
- Ziemia i Księżyc
- Mars
- Jowisz
- Saturn
- Uran
- Neptun
- Pluton i planetoidy
- Komety
- Meteoroidy, meteory, meteoryty
- Słońce
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Pluton i planetoidy

Małe ciała Układu Słonecznego, będące - według współczesnego stanu wiedzy - pozostałościami tworzywa i procesów sprzed ponad 4,5 miliarda lat, które dały początek Słońcu i krążącym wokół niego planetom, dzieli się na planetoidy (zwane też asteroidami lub planetkami), komety i meteoroidy.

Planetoidy odróżnia od komet przede wszystkim to, że obserwuje się je dziś mniej więcej w tych samych rejonach przestrzeni okołosłonecznej, w których powstały, czyli w pasie głównym pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Odległość od Słońca podczas narodzin była zasadniczym czynnikiem odpowiedzialnym za to, z czego i jak są zbudowane. Komety natomiast uformowały się w obszarze kondensacji planet zewnętrznych i bądź to zostały odrzucone w odległe od Słońca rejony, tworząc dziś obłok (chmurę) Oorta, bądź też są pozostałościami zewnętrznych części dysku protoplanetarnego i tworzą dziś pas Kuipera. Fizyczne i chemiczne różnice między planetoidami i kometami pochodzą więc przede wszystkim stąd, że planetoidy tworzyły się znacznie bliżej Słońca niż komety.

...powiększenie  >>>
Układ Słoneczny jest przypuszczalnie zanurzony w ogromnym, sferycznym obłoku, zawierającym setki miliardów drobnych ciał o budowie przypominającej jądra komet. Według najpowszechniej uznawanego modelu pas Kuipera - dysk utworzony właśnie z takich drobnych ciał, krążących mniej więcej w płaszczyźnie orbit planet - przechodzi w wewnętrzną, gęstszą część obłoku Oorta, rozszerzającą się stopniowo w sferyczny, rzadszy zewnętrzny obłok Oorta. Jego najdalszy skraj może sięgać nawet do 2-3 lat świetlnych od Ziemi, co odpowiada mniej więcej połowie odległości do najbliższej gwiazdy, Proxima Centauri.

Meteoroidy są najmniejszymi obiektami zaliczanymi do małych ciał Układu Słonecznego. Meteoroidów nie da się - ze względu na niewielkie rozmiary - bezpośrednio zaobserwować, a o ich istnieniu można się dowiedzieć jedynie pośrednio. Dowodami obserwacyjnymi obecności meteoroidów w przestrzeni międzyplanetarnej są przede wszystkim zjawiska meteorów, a także liczne kratery, obserwowane na powierzchniach Księżyca, planet, większości ich naturalnych satelitów i planetoid; znaczna część tych kraterów powstała w wyniku uderzeń meteoroidów. Nie ma wyraźnie określonej granicy wielkości lub masy, oddzielającej planetoidy i komety od meteoroidów; wiadomo natomiast, że spora część meteoroidów pochodzi z rozpadu planetoid, spowodowanego zderzeniami (dochodzi do nich w pasie głównym planetoid), oraz z ewolucyjnego rozkruszania się jąder kometarnych, co może prowadzić do tworzenia się wzdłuż orbit niektórych komet strumieni meteoroidów.

Mimo tego wyraźnego rozróżnienia trzech typów małych ciał Układu Słonecznego w praktyce astronomicznej kometą jest nazywany obiekt, który wykazuje aktywność kometarną, a wszystkie pozostałe - u których takiej aktywności nie udało się zaobserwować - są opisywane jako planetoidy. Obiekty pasa Kuipera należą więc do klasy planetoid, a obszar, w którym się poruszają, często bywa określany mianem zewnętrznego pasa planetoid. Podobnie, mały, kilku- czy kilkunastometrowy obiekt, którego przelot bardzo blisko Ziemi udało się dostrzec, otrzymuje oznaczenie używane dla planetoid, a nie mówi się o nim jak o meteoroidzie, rezerwując tę nazwę tylko dla tych ciał, które wywołały zjawisko meteoru.

Ogromna większość znanych planetoid obiega Słońce między Marsem i Jowiszem, w pasie głównym planetoid, po prawie kołowych orbitach (krążąc w tym samym kierunku co planety), które leżą niemal dokładnie w płaszczyźnie ruchu wielkich planet. Średnia odległość tych planetoid od Słońca prawie trzykrotnie przewyższa promień orbity Ziemi, a okres obiegu wokół Słońca wynosi średnio 4,5 roku.

Pierwszą planetoidę, którą nazwano imieniem rzymskiej bogini wegetacji i urodzajów, Ceres, odkrył Giuseppe Piazzi (1746-1826) w pierwszym dniu XIX w. Początkowo sądzono, że jest to planeta, której istnienie między Marsem a Jowiszem wydawało się wynikać z empirycznej formuły Titiusa-Bodego, wskazującej odległości od Słońca kolejnych planet. Gdy jednak w marcu 1802 r. Wilhelm Olbers (1758-1840) odkrył drugą planetoidę (Pallas), w 1804 r. Karl Harding (1765-1834) następną (Juno), w 1807 r. zaś Wilhelm Olbers (1758-1840) znalazł jeszcze jedną (Westę), stało się jasne, że tam, gdzie poszukiwano planety, krąży nie jeden duży obiekt, lecz wiele małych ciał - planetek. Wprawdzie na odkrycie następnej trzeba było czekać aż do 1845 r., ale potem doniesienia o zaobserwowaniu nowych planetoid posypały się lawinowo. Obecnie co roku odkrywa się ponad tysiąc nowych planetoid.

Szczególne zainteresowanie budzą, oczywiście, obiekty, które poruszają się wokół Słońca po nietypowych orbitach. Pierwszą tego rodzaju planetoidą był Eros, odkryty w 1898 roku. Wyraźnie eliptyczny kształt jego orbity sprawia, że jego najmniejsza odległość od Słońca jest niewiele większa od 1 j.a. Podczas swej wędrówki wokół Słońca Eros i Ziemia mogą więc przybliżać się do siebie na odległość zaledwie kilkunastu milionów kilometrów. Eros okazał się więc najbliższym Ziemi ciałem niebieskim (nie uwzględniając Księżyca). Pierwszeństwo to stracił dopiero w latach trzydziestych XX w., gdy zaczęto odkrywać obiekty, które mogą jeszcze bardziej zbliżać się do naszej planety. Dziś znanych jest już ponad 300 planetoid, o których wiadomo, że ich orbity mogą przecinać orbity Marsa, Ziemi, Wenus, a nawet Merkurego. Tory, po których się one poruszają, są niestabilne, a tym samym czas ich życia jest krótszy od wieku Układu Słonecznego. Obiekty te - nazywane planetoidami bliskimi Ziemi lub planetoidami grupy Apollo - są szczególnie interesujące ze względu na możliwość zderzeń niektórych spośród nich z naszą planetą. Przypuszcza się, że część tych planetoid wzięła się z fragmentacji obiektów pasa głównego, a inne mogą być wygasłymi jądrami komet.

Oprócz planetoid, obiegających Słońce po wewnętrznej stronie pasa głównego, obserwuje się także takie, które krążą wokół Słońca po zewnętrznej stronie tego pasa. Pierwszym takim obiektem była odkryta w 1920 roku planetoida Hidalgo, która porusza się po orbicie o dużym mimośrodzie (0,66) i może oddalać się od Słońca na odległość prawie 10 j.a. Okres jej obiegu wokół Słońca wynosi aż 14 lat. Jeszcze bardziej niezwykły okazał się obiekt odkryty przez Charlesa T. Kowala w 1977 r. i nazwany Chejronem (Chironem), czyli imieniem najsłynniejszego i najmądrzejszego z centaurów. Chejron obiega Słońce w ciągu prawie 51 lat po orbicie o mimośrodzie 0,38, a więc jego odległość od Słońca zmienia się w granicach 8,5-8,9 j.a.; czyli Chejron porusza się zupełnie poza pasem głównym planetoid. Przechodząc w ostatnich latach blisko Słońca, ujawnił ślady aktywności kometarnej.

Odkryto już kilkanaście planetoid tego typu i przyjęto je nazywać centaurami. Poruszając się po orbitach eliptycznych w obszarze planet olbrzymów, są one narażone na silne oddziaływania grawitacyjne ze strony Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna, co czyni ich tory wysoce niestabilnymi. Czas ich przebywania na obecnych orbitach musi więc być znacznie krótszy od czasu życia Układu Słonecznego. Przypuszcza się wobec tego, że mogą to być obiekty przejściowe między pasem Kuipera a najbliższym sąsiedztwem Słońca. Hipoteza ta ułatwia wyjaśnienie problemu pochodzenie planetoid bliskich Ziemi.

...powiększenie  >>>
Pluton i Charon. Z lewej: najlepsze zdjęcie wykonane za pomocą teleskopu naziemnego. Z pawej: zdjęcie zrobione przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Fot. NASA/ESA.

Po prawie dwóch stuleciach od odkrycia pierwszej planetoidy zostało na drodze obserwacji potwierdzone istnienie pasa planetoid, rozpościerającego się poza orbitą Neptuna. Obecność tego pasa została przewidziana teoretycznie już w połowie XX w. przez Gerarda P. Kuipera (1905-1973) i dlatego nosi dziś nazwę pasa Kuipera. Do początku 2000 r. zaobserwowano blisko 200 obiektów pasa Kuipera. Najlepiej poznanym, gdyż do niedawna był traktowany jako dziewiąta planeta Układu Słonecznego, jest Pluton. Odkrył go Clyde Tombaugh (1906-1997) w 1930 r. Pluton obiega Słońce w ciągu prawie 249 lat po orbicie eliptycznej (o mimośrodzie 0,25), położonej w płaszczyźnie nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 17o. Jego odległość od Słońca zmienia się od 29,8 do 49,6 j.a.; czasami więc znajduje się bliżej Słońca niż Neptun (np. w latach 1979-1999). Promień równikowy Plutona wynosi 1140 km. Obiekt ten jest więc znacznie mniejszy od Księżyca, choć ponad dwa razy większy od największej planetoidy pasa głównego. Średnia gęstość materii Plutona wynosi 2,0 g/cm3. W 1978 roku odkryto księżyc Plutona i nadano mu nazwę Charon. Jest on prawie 2 razy mniejszy od Plutona. Oba ciała obiegają wspólny środek masy co 6,4 dnia, wokół osi nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 122o, przy czym jednocześnie obracają się w taki sposób, że są do siebie zwrócone stale tą samą stroną. Powierzchnię Plutona, której temperatura (na stronie oświetlonej przez Słońce) wynosi około 45 kelwinów, pokrywa prawdopodobnie lód metanowy. Pluton ma cienką i rzadką, śladową atmosferę, złożoną głównie z metanu.

Planetoida Gaspra (19x12x11 km). Fot. NASA.



...powiększenie  >>>

Planetoida Ida (56x24x21 km) i jej księżyc Daktyl (z prawej). Fot. NASA.


Planetoidy są na ogól nieregularnymi bryłami o rozmiarach rzędu kilometrów. Ocenia się, że rozmiary około 1000 planetoid pasa głównego przewyższają 30 km, z czego mniej więcej 200 ma średnicę ponad 100 km, a tylko 3 - powyżej 500 km (Ceres, Pallas i Westa). Rozmiary znanych planetoid pasa Kuipera przewyższają 100 km (mniejszych nie udałoby się zaobserwować); szacuje się, że w pasie 30-50 j.a. od Słońca znajduje się około 70 tys. obiektów o średnicy powyżej 100 km. Tylko w przypadku kilku największych planetoid udało się dotychczas wyznaczyć masę i, w konsekwencji, gęstość, która dla Ceres i Pallas równa się 2,5 g/cm3, dla Westy zaś - 3,4 g/cm3. Obroty planetoid są znacznie zróżnicowane (okresy od kilku do kilkudziesięciu godzin); szybka rotacja może świadczyć o tym, że obiekt pochodzi z rozpadu większego ciała. Stały proces fragmentacji planetoid pasa głównego wyjaśnia wiek Gaspry (około 200 mln lat) i Idy (około 1 mld lat), który udało się oszacować na podstawie rozkładu kraterów uderzeniowych na ich powierzchniach, sfotografowanych przez sondę Galileo podczas jej przelotu koło tych planetoid w latach, odpowiednio, 1991 i 1993. Sondzie Galileo zawdzięczamy ponadto odkrycie księżyca okrążającego Idę, co także wydaje się potwierdzać rolę zderzeń i fragmentacji w ewolucji pasa głównego planetoid. Istnienie satelitów planetoid nie jest więc prawdopodobnie czymś niezwykłym.

O wnętrzach planetoid wiemy niewiele. Analiza widmowa promieniowania słonecznego odbitego od planetoid dostarcza jedynie pewnych informacji o strukturze i składzie ich powierzchni. Około 90% spośród kilkuset przebadanych pod tym względem obiektów można podzielić na dwie wyraźne grupy. Planetoidy typu C są obiektami ciemnymi (albedo 3-7%), o powierzchniach zdominowanych przez krzemiany i bogatych w związki węgla (podobieństwo do meteorytów kamiennych, zwanych chondrytami węglistymi). Planetoidy typu S są natomiast obiektami jaśniejszymi (albedo 10-23%), o czerwonawym zabarwieniu; ich powierzchnie obfitują w minerały (oliwin, piroksen) z domieszkami metali (podobieństwo do meteorytów żelazno-kamiennych). Istnienie korelacji między tymi typami i odległościami planetoid od Słońca odzwierciedla przypuszczalnie przestrzenne zróżnicowanie obfitości pierwiastków w okresie formowania się Układu Słonecznego.

Krzysztof Ziołkowski

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach