Planetoidy
Uwagę miłośników astronomii od wieków przykuwały duże obiekty, takie jak gwiazdy (w tym Słońce), Księżyc i planety. Do końca oświecenia negowano możliwość istnienia w przestrzeni kosmicznej obiektów małych. Próżno szukać ich zarówno w systemach Ptolemeusza, jak i Kopernika. Tymczasem badania nad planetami doprowadziły do odkrycia kolejnych obiektów, których znaczenie we współczesnej astronomii i astrofizyce jest niebagatelne. Ich obecność pozwoliła lepiej zrozumieć mechanikę i historię powstania Układu Słonecznego. Tymi obiektami są planetoidy. O ile wiedza na temat planet, zwłaszcza tych znajdujących się bliżej Ziemi, jest już dość duża, to wiedza zarówno ta popularna, jak i naukowa, dotycząca tych stosunkowo małych ciał, pozostaje ograniczona. Uwagę opinii publicznej przykuwają głównie takie zagadnienia, jak możliwa kolizja z Ziemią. Tymczasem planetoidy są bardzo ważne również z punktu widzenia genezy i ewolucji Układu Słonecznego, ponieważ stanowią one „zabytki archeologiczne” z czasów młodości Układu Słonecznego. Ale może po kolei.
Odkrycie planetoid
W 1772 roku badacze Daniel Titius i Johann Elert Bode sformułowali regułę wiążącą wielkość wielkich półosi planet z ich kolejnością od Słońca. Prawo to brzmiało:
a = 0,4 + 0,3k,
gdzie: a – odległość planety od Słońce w jednostkach astronomicznych, k – parametr związany z numerem planety.
Merkuremu przypisuje się numer 0. Dla Wenus wartość parametru wynosi 1. Dla każdej następnej planety wartość k otrzymujemy rekurencyjnie. Należy pomnożyć wartość uzyskaną dla poprzedniej planety przez dwa.
Zasada ta była spełniona dla wszystkich znanych wtedy planet, jednak pod warunkiem, że Jowiszowi przypisze się numer nie 8, lecz 16. Tak jakby Jowisz „przeskoczył” jedną orbitę. Zrodziło to podejrzenie, że pomiędzy Marsem a Jowiszem powinna znajdować się dodatkowa planeta. Przekonanie o słuszności wspomnianego prawa znacznie wzrosło, kiedy w 1781 roku William Herschel odkrył Urana, która to planeta doskonale spełniała wspomnianą zasadę. Pomimo że nie istniało (i praktycznie do dzisiaj nie istnieje) zadowalające teoretyczne wyjaśnienie obserwowanej zależności, w 1800 roku dyrektor obserwatorium astronomicznego w Gotha, baron Franz Xaver von Zach, zebrał 24 wybitnych ówczesnych astronomów w specjalną grupę, określoną później jako policja nieba, w celu odnalezienia tajemniczego ciała niebieskiego. W wyniku tego przedsięwzięcia już na nowy rok 1801 Giuseppe Piazzi odkrył w gwiazdozbiorze Byka mały obiekt astronomiczny, który nazwał Ceres. Nazwa oczywiście pochodziła od imienia greckiej bogini urodzaju Ceres, która była patronką Sycylii.
Należy zaznaczyć, że niemały udział w pierwszych badaniach planetoidy miał Gauss, który to posługując się opracowaną przez siebie metodą, wyznaczył jej orbitę. Wyniki te pozwoliły odnaleźć Ceres po tym, jak została „zgubiona” przez swego odkrywcę. Przez następne 50 lat Ceres nosiła miano planety. W następnych latach odkrywano kolejne obiekty położone pomiędzy Marsem a Jowiszem, tak że zaczęto mówić o pasie takich obiektów. W ten sposób zrodziło się pojęcie pasa planetoid.
Ze wspomnianymi obiektami od początku były pewne problemy. Nie były one kometami, ponieważ nie dało się zaobserwować charakterystycznego ogona. Nie były też typowymi planetami ze względu na swoje małe rozmiary. Nawet przez najsilniejsze ówczesne teleskopy nie dało się dostrzec żadnych szczegółów ich powierzchni. Ten problem właściwie pozostał do dziś. Ze względu na stosunkowo duże odległości nasza wiedza na temat tych obiektów jest bardzo ograniczona.
W związku z tym istnieje wiele wzajemnie wykluczających się modeli budowy tych obiektów. Za przykład może tu posłużyć planetoida Ceres. Ale o tym później. Na razie zastanówmy się, jak zdobyć informacje o planetoidach, głównie o ich masie, rozmiarze czy powierzchni. Rozmiary planetoid można oceniać z Ziemi lub z Kosmosu. Metody kosmiczne są dokładniejsze, jednak stosowane są od niedawna, poza tym liczba sond i kosmicznych teleskopów jest mocno ograniczona.
Istnieje kilka metod pomiaru wielkości planetoidy z Ziemi. Pierwsza polega na założeniu określonego współczynnika odbicia asteroidy (albedo) i pomiarze jej jasności. Znając jasność obserwowaną, można wyliczyć jej rozmiar, zakładając, że jasność jest proporcjonalna do powierzchni. Oczywiście słabością metody jest brak znajomości albedo, który to parametr należy wyznaczyć innymi metodami. Dużo pewniejsze rezultaty daje metoda zaćmieniowa polegająca na pomiarze czasu przysłaniania gwiazdy przez planetoidę. Im dłużej planetoida zasłania gwiazdę, tym jest większa. Innym ważnym parametrem jest czas obrotu wokół osi. Ten z kolei można wydedukować, analizując okresowość zmian jasności. Zmiany jasności są też używane do wyznaczania kształtu planetoid (…)
Właściwości Ceres
Mimo odkrywania innych obiektów Ceres nie utraciła swojego wyjątkowego charakteru. Jest ona bowiem najmasywniejszym i największym obiektem pasa planetoid. Jej promień wynosi ok. 950 km. Cechą charakterystyczną jest, że jej masa wynosi około 1021 kg i stanowi, według obecnych szacunków, ok. 32% całkowitej masy pasa planetoid. Stosunkowo duża masa pozwoliła jej przybrać okrągły, typowy dla planet kształt. Istnieją dwa modele jej budowy. Pierwszy zakłada, że jest to zlepek porowatych skał o małej gęstości. Ten model tłumaczy co prawda średnią gęstość obiektu, nie tłumaczy jednak jego innych cech, przede wszystkim jego kształtu zbliżonego do kuli. Według drugiego modelu Ceres przeszła długą i skomplikowaną ewolucję zbliżoną do tej, jaką przeszły dojrzałe planety Układu Słonecznego. W trakcie tej ewolucji doszło do powstania jądra i zróżnicowania struktury obiektu.
Niebagatelną rolę w tych procesach odegrały zjawiska jądrowe, zwłaszcza rozpad radioaktywnych izotopów, głównie: 26Al, 40K i 232Th. Według tego modelu Ceres zbudowana jest ze skalistego jądra otoczonego grubym płaszczem wodnym, na jej powierzchni znajduje się ciemny, prawdopodobnie węglowy pył pochodzący zapewne od bombardujących ją mikrometeorytów. Na powierzchni Ceres nie obserwuje się dużych, ostrych nierówności. Świadczy to o tym, że lodowy płaszcz Ceres jest w stanie równowagi termodynamicznej, co z kolei oznacza, że temperatura istniejącego tam lodu jest stosunkowo wysoka.
Ciekawą cechą jest występowanie w widmach absorpcji linii typowych dla węglowodorów, czyli związków organicznych – prekursorów życia. Obecność wodnego płaszcza pozwala niektórym badaczom wysnuć hipotezę o posiadaniu przez Ceres atmosfery, a nawet warunków możliwych do rozwoju życia. Te ostatnie wynikają z faktu, że na powierzchni Ceres panuje stosunkowo wysoka temperatura od 200 K w rejonach bieguna do 235 K w rejonach równika. To z kolei powoduje, że według modeli teoretycznych opisujących dynamikę pod powierzchnią zamarzniętego lodu w okolicach równika może znajdować się płynny, wodny ocean.
Westa IV
Drugim pod względem masy obiektem pasa asteroid jest Westa. Jej masa wynosi 2,67 • 1020 kg, co – jak łatwo obliczyć z danych zawartych w tym artykule – stanowi 9% całego pasa planetoid. Została ona odkryta w 1807 roku przez Heinricha Wilhelma Olbersa i też początkowo uzyskała tytuł planety. Westa nie ma już jednak tak regularnego kształtu. Jej wymiary to: 560 × 570 × 458 km. Bardziej więc przypomina ziemniaka niż kulę. Inną cechą jest obecność na jej powierzchni wielu olbrzymich kraterów uderzeniowych. Największy z nich ma średnicę ok. 460 km, czyli ok. 80% średnicy samej Westy. Istnieją też kratery o strukturze przypominającej ślady po wybuchach wulkanu.
Na powierzchni Westy, w przeciwieństwie do Ceres, nie ma wody. Ma ona strukturę wewnętrzną zbliżoną pod względem metalicznego jądra i otaczającego je bazaltowego płaszcza do tzw. planet typu ziemskiego. Powszechnie wierzy się, że olbrzymią rolę w jej formowaniu odegrały procesy radioaktywne. Rozpad izotopu 26Al doprowadził do stopienia się planetoidy i utrzymywał ją w tym stanie przez ok. 2 mln lat.
Pallas
Pomimo że Westa jest najjaśniejszą ze znanych planetoid, to jednak została ona odkryta dopiero w 1807 roku. Wcześniej odkryto Pallas. Pallas ma wymiary zbliżone do Westy: 570 × 525 × 500 km. Jest jednak od niej lżejsza (2,2 × 1020 kg). Jej udział w całkowitej masie pasa planetoid wynosi 7%. Najprawdopodobniej jest to największe ciało w Układzie Słonecznym o nieregularnym kształcie.
Juno
Ostatnią z planetoid odkrytych wskutek poszukiwań podjętych przez Piazziego jest Juno. Jest to skaliste ciało o wymiarach: 320 × 267 × 200 km. Jego masa stanowi ok. 1% masy całego pasa planetoid.
Wszystkie wymienione planetoidy zostały odkryte przed 1807 rokiem. Potem przez kilka lat nie dokonywano większych odkryć planetoid z pasa głównego. Ostatnią z wielkich planetoid pasa głównego była Hygiea odkryta w 1849 roku.
Hygiea
Hygiea ma wymiary: 500 × 407 × 307 km. Ma więc dość wydłużony kształt. Jej masa stanowi 2,9% masy całego pasa planetoid. Na obecnym etapie ewolucji nie ma na jej powierzchni wody, są jedynie proste związki węgla.
Odrobina statystyki
Jeśli zsumujemy wszystkie podane powyżej udziały procentowe, to okaże się, że łączna masa wspomnianych obiektów stanowi 51% masy całego pasa asteroid.
W tym momencie pojawia się ważne pytanie: ile właściwie jest asteroid? Dzięki postępowi w dziedzinie technik obserwacyjnych odkrywa się coraz więcej tego typu obiektów. Właściwie można stwierdzić, że liczba znanych planetoid rośnie wykładniczo. Do roku 1868 odkryto ich 100. Wprowadzenie technik fotograficznych pozwoliło na znaczne zwiększenie liczby znanych planetoid.
W roku 1921 znano już około tysiąca planetoid. W roku 1981 – 10 tys., a w roku 2000 znano około 100 tys. planetoid. Wiemy też, że planetoidy można spotkać nie tylko w pasie głównym, ale także w wielu innych miejscach. Dużo więcej planetoid niż w pasie głównym znajduje się w niedawno odkrytym pasie Kuipera. Planetoidy mogą też poruszać się po orbitach planet. Najbardziej znane to Trojańczycy i Grecy znajdujące się wokół tzw. punktów Lagrange’a (…)
Analizując wzajemne ułożenie planetoid, można otrzymać bardzo ciekawe wnioski. Jednym z nich jest stwierdzenie, że planetoidy nie są równomiernie rozłożone. Można powiedzieć, że pas planetoid jest prążkowany. To znaczy występują w nim rejony, gdzie planetoid nie ma. Takie rejony nazywane są przerwami Kirkwooda. Za powstawanie tych pasów odpowiedzialne jest najprawdopodobniej oddziaływanie Jowisza. Znając odległość od Słońca, można na podstawie prawa Keplera policzyć okres obrotu ciała na zakazanych orbitach. Stosunek tego okresu do okresu obiegu Jowisza można przedstawić za pomocą małych liczb. Najbardziej charakterystyczne to: 3 : 1, 5 : 2, 7 : 3, 2 : 1. Zjawisko to jest typowym przykładem rezonansu orbitalnego, w którym większe ciało przekazuje energię mniejszemu, wyrzucając je z orbity.
Aby wprowadzić odrobinę porządku do tego rosnącego zbioru, naukowcy zaproponowali podział na klasy. Klasy te odpowiadają z jednej strony składowi chemicznemu obiektów, a z drugiej strony widmu spektroskopowemu ciał. Łącznie jest ok. 13 klas planetoid, każdej z nich odpowiada inna litera alfabetu. Mówi się np. o planetoidach klasy S. W tym wypadku oznacza to, że na podstawie przeprowadzonych pomiarów widma stwierdzono, że najprawdopodobniej na powierzchni występują duże ilości krzemianów. Oczywiście poszczególne klasy nie są jednakowo liczne. Najwięcej jest jednak planetoid węglowych C, krzemowych S i metalicznych M. W „jednorodnej masie” planetoid wyróżnia się też pewne grupy obiektów poruszających się po zbliżonych orbitach i silnie oddziałujących grawitacyjnie. Takie grupy nazywamy rodzinami. Za przykład może tu posłużyć rodzina planetoid określanych wspólną nazwą Flora. Liczy ona ok. 800 obiektów. Najczęściej nazwa rodziny pochodzi od nazwy jej najcięższego obiektu. Tak jak w przypadku rodziny Flora, w której „matką” jest asteroida typu S (…)
Obecnie w głównym pasie planetoid stwierdzono 67 planetoid mających satelity. Pięć z nich posiada dwa satelity. Przykładem takiego obiektu jest, odkryta w 1880 roku przez austriackiego astronoma Johanna Palisa, asteroida 216 Kleopatra. Ma ona wymiary: 217 × 94 × 81 km. W 2008 roku odkryto, że wokół niej krążą dwa stosunkowo małe satelity o średnicy 3 km i 5 km. Nadano im nazwy Alexhelios i Cleoselene. Asteroida ta jest ciekawa również ze względu na swój kształt, który przypomina psią kość, być może jest zlepkiem trzech mniejszych asteroid.
W kontekście tego, co tu powiedziano, wydaje się dziwne, że Ceres, największa, znana asteroida pasa głównego nie ma księżyca.
Geneza
Asteroidy na dobrą sprawę powstały we wczesnych etapach tworzenia się Układu Słonecznego. Podczas ochładzania się pierwotnego dysku powstawały skupiska materii, zamarznięte skały, które w czasie łączenia się i stygnięcia zaczęły tworzyć planety. Na nieszczęście planetoid Jowisz wygrał kosmiczny wyścig i utworzył się szybciej niż planeta w rejonie pasa planetoid. Powstanie Jowisza skutecznie zahamowało proces powstawania planety. Czyli można powiedzieć, że planetoidy to pozostałości materiału, z którego powstał Układ Słoneczny. Pierwotnie w pasie planetoid było sto razy więcej materiału.
Jednakże pas planetoid jest obiektem stosunkowo nietrwałym. Ciągle obserwuje się usuwanie materiału z tego rejonu. Część materii jest pochłaniana przez Marsa i Jowisza, a część jest wyrzucana w Kosmos. Tak właściwie to większość materii została już usunięta z pasa planetoid. Pierwotnie był on sto razy cięższy. Należy pamiętać, że planetoidy przechodzą jednak ewolucję, na którą wpływ mają procesy zderzeniowe, oddziaływania grawitacyjne i promieniowanie słoneczne.
Zgodnie z obowiązującymi modelami największe istniejące planetoidy mają strukturę podobną do planet. Czyli mają warstwową strukturę ze skalistym jądrem w środku. W związku z tym podczas ich formowania musiał zajść proces różnicowania, który zarówno w przypadku planet, jak i planetoid składa się z tych samych elementów: skupienia masy, jej stopienia, migracji składników, a na końcu solidyfikacji. Jednym z ważniejszych problemów opisu takiego zjawiska jest znalezienie źródła energii umożliwiającego stopienie składników. W przypadku planet duża część tej energii pochodziła od pola grawitacyjnego. W tej sytuacji energia pola grawitacyjnego jest niewielka. Niskie jest też przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni. W wyniku tego w trakcie formowania się struktury planetoid panuje stosunkowo niskie ciśnienie. W związku z tym podstawowym źródłem ciepła jest energia zderzeń i energia rozpadów pierwiastków promieniotwórczych. Ten deficyt energii jest właśnie główną przyczyną nieregularnych kształtów asteroidów.
Po prostu czasami proces topienia obejmował tylko część obiektu, co wystarczyło na sklejenie jego elementów, nie wystarczyło jednak na połączenie ich w jednolity obiekt. Najczęściej takie nie do końca przetopione asteroidy charakteryzują się dużą porowatością. Przy czym porowatość jest tym większa, im większy jest obiekt. Procesy różnicowania obejmują również względne ułożenie planetoid w pasie. Pod tym względem niebagatelną rolę odgrywa promieniowanie słoneczne. Wiatr słoneczny oddziałuje wolno, ale jego oddziaływanie kumuluje się, powodując stopniowe przesuwanie się planetoid w obrębie pasa głównego.
Przedstawiony tu artykuł nie ukazuje wszystkich zagadnień związanych z „małymi światami”, jak można by nazwać planetoidy. Celem artykułu było raczej zainteresowanie Czytelników tymi fascynującymi obiektami. Planetoida to raczej nie zagrożenie, jak było powiedziane w jednym z artykułów w naszym czasopiśmie, a fascynujący obiekt badawczy.
GRUPA MEDIA INFORMACYJNE & ADAM NAWARA |
