4.1. Jak powstał Księżyc ?Obecnie przyjmuje się, że zderzenie z Ziemią planety wielkości Marsa jakieś 4.5 mld. lat temu spowodowało powstanie Księżyca. Powstał on z roztopionej materii będącej częścią płaszcza ziemskiego i tej kolidującej planety - stąd na Księżycu brak wody i innych lotnych substancji, po prostu się wtedy "wygotowały". Przy okazji obroty Ziemi wokół własnej osi uległy znacznemu przyśpieszeniu.Ziemia przez to zwiekszyła swą gęstość (proporcje żelaznego jądra się zwiekszyły) i wyróżnia się tym spośród innych planet Układu Słonecznego, że gęstość ta jest największa. Więcej na ten temat można znaleźć w:
4.2. Dlaczego Księżyc stale jest zwrócony jedną stroną ku Ziemi ?Jest to normalne zjawisko poszukiwania przez każdy układ fizyczny stanu minimalnoenergetycznego.Tak się własnie składa, że układ dwóch orbitujących ciał ma najniższą sumaryczna energię, gdy ciało mniejsze jest w synchronizmie orbitalnym z większym, czyli jego obrót wokół własnej osi trwa tyle co okres obiegu wokół większego ciała (najmniejsze są wówczas siły pływowe na obu ciałach). Stan taki wytwarza się po dostatecznie długim czasie, a nasz Księżyc miał na to ponad 3 mld lat. W Układzie Słonecznym nie jest to zjawisko odosobnione i większość starych księżyców jest w synchronizmie orbitalnym ze swoimi planetami, np.:
4.3. Czy Pluton jest planetą ?W epoce poprzedzającej badania kosmiczne Układu Planetarnego (UP), niewiele wiedziano o własnościach fizycznych planet i księżyców. Obecnie teorie powstania i ewolucji UP skłaniają do zastanowienia się nad definicją planety. Czym bowiem (jeśli chodzi o własności fizyczne, a nie orbitę), różni się Merkury od największego ksieżyca UP, Ganimedesa? Poza księżycami, podobnymi cechami wykazują się też największe planetoidy. W wielu książkach (patrz np. Artymowicz P. Astrofizyka Układów Planetarnych) stosuje się więc astrofizyczną definicję planety, pozwalającą rozpatrywać łącznie Merkurego, Księżyc, Europę i Ceres. Wg. niej obiekty te łączy wewnętrzne zróżnicowanie na jądro, płaszcz i skorupę, czego nie obserwuje się u mniejszych planetoid i jąder kometarnych.Z drugiej strony, przyjmując terminologię stosowaną przez MUA (Miedzynarodową Unię Astronomiczną) w nazewnictwie ciał UP widać wyraźnie, że Pluton odstaje od charakterystyk pozostałych planet. Chodzi tu tym razem o elementy orbity, rozmiary i budowę wewnętrzną. Tylko gwałtowny sprzeciw Amerykanów zniechęcił MUA od stopniowego zdegradowania Plutona do rangi obiektu Pasa Kuipera (Kuiper Belt Object, KBO) - najpierw podwójny status planety i KBO, potem już tylko KBO. Formalnie więc Pluton nadal jest planetą, ale w praktyce często opisuje się go łącznie z KBO. Anglik David Jewitt, odkrywca pierwszego obiektu z dysku Kuipera, uważa Plutona za reprezentanta całej grupy podobnych ciał, którą nazwał Plutonkami (ang. Plutinos). Od czasu, gdy wokół Neptuna zaroiło się od małych ciał o średnicach kilkudziesięciu do kilkuset kilometrów, Pluton utracił należne mu miejsce wśród planet. Ale to tylko kwestia klasyfikacji - i tak od dawna nie pasował ewolucyjnie do innych planet-olbrzymow. Obecnie wydaje się więc, że na peryferiach UP znajduje się rozległy Pas Kuipera, który - być może - przechodzi płynnie w wewnętrzną część Obłoku Oorta. Oficjalnie rzecz biorąc: "PLUTO. Discovered in 1930 by American astronomer Clyde W. Tombaugh at Lowell Observatory in Flagstaff, AZ during a systematic search for a trans-Neptune planet predicted by Percival Lowell and William H. Pickering. Named after Greek god of the under-world who was able to render himself invisible." Oznacza to, że oficjalnie ciągle mamy 9 planet - zmiana tego stanu rzeczy wymagałaby decyzji MUA. Z drugiej strony Pluton nijak nie pasuje już do pozostałych planet jowiszowych, stąd czasem pomija się go przy opisie planet. Zawsze jednak powinno się zamieszczać uwagę, że robi się to świadomie i podawać przyczyny.
4.4. Skąd biorą się komety ?Komety dzielimy na krótkookresowe, długookresowe (okres powyżej 200 lat) i jednopojawieniowe. Komety krótkookresowe pochodzą z Pasa Kuipera (dysk rozciągający się poza orbitą Neptuna, do którego zalicza się też często Plutona, od 30 do 100 AU) i poruszają się po orbitach eliptycznych. Komety jednopojawieniowe pochodzą z Obłoku Oorta (chmura drobnych obiektów, mająca średnicę 200.000 AU) i poruszają się po hiperbolicznych orbitach. Długookresowe komety o silnie spłaszczonych, eliptycznych orbitach, mogą pochodzić z "pogranicza" obu tych tworów lub z samego Obłoku Oorta.Pojęcie komety długookresowej i jednopojawieniowej często są ze sobą utożsamiane. Oddziaływanie grawitacyjne innych gwiazd lub obłoków materii międzygwiezdnej oraz oddziaływanie planet i wzajemne zderzenia obiektów powodują, że część ciał Pasa Kuipera lub Obłoku Oorta zostaje skierowana wgłąb Układu Słonecznego, dając tym samym początek nowej komecie. Dodać należy, że istnienie Obłoku Oorta jest jeszcze niepotwierdzoną ostatecznie hipotezą zbudowaną na podstawie analizy orbit wielu komet.
4.5. Co to są "planety typu ziemskiego" ?Analizując wygląd Układu Słonecznego, planety można podzielić na dwie zasadnicze grupy: planety typu ziemskiego i gazowe olbrzymy podobne do Jowisza. Kryteria podziału stanowią parametry orbity i cechy fizyczne planet.Planety z grupy Ziemi, do których zalicza się Merkurego, Wenus, Ziemię i Marsa, okrążają Słońce po niedużych, wewnętrznych orbitach (do 2 AU). Są skalistymi ciałami niebieskimi, zbudowanymi przede wszystkim z krzemianów i metali. Ich gęstości wahają się w granicach 3.933 – 5.520 kg/m3 a promienie – 2.240 – 6.378 km. Spośród tych planet swe księżyce posiadają tylko Ziemia (Księżyc) i Mars (Phobos i Deimos). Planety należące do grupy Jowisza, czyli Jowisz, Saturn, Uran i Neptun, krążą dalej od Słońca, po orbitach o średnim oddaleniu 5 – 30 AU. Składają się głównie z wodoru i helu, mają znacznie większe rozmiary: promienie od 24.767 do 71.492 km, stąd nazywane są gazowymi olbrzymami. Gęstości tych planet kształtują się w przedziale 687 – 1.638 kg/m3. Każda z gazowych planet posiada swój zestaw księżyców, "przygarniętych" dzięki sporej grawitacji olbrzyma. Księżyce wraz z planetą macierzystą tworzą coś na kształt układu planetarnego w miniaturze. Pluton – dziewiąta planeta US nie mieści się w żadnej z dwóch grup planet i m.in. dlatego przez niektórych traktowany jest raczej jako KBO (obiekt Pasa Kuipera) niż jako planeta. Dodatkowym przejawem takiego podziału planet jest fakt, że planety krążące wokół innych gwiazd porównuje się właśnie do Ziemi lub do Jowisza. Wydaje się, że sprzyjające warunki do powstania życia (przynajmniej w formie zbliżonej do życia na Ziemi) występują przede wszystkim na planetach typu ziemskiego, choć nie można definitywnie wykluczyć np. jakichś jego egzotycznych przejawów w atmosferach planet gazowych lub ich księżyców. Na razie jednak życia poza "błękitną planetą" nie stwierdzono.
4.6. Jak będzie wyglądał Układ Słoneczny za parę miliardów lat ?Za parę miliardów lat US będzie wyglądał nieco inaczej, niż w tej chwili. Spowoduje to Słońce, które przechodząc przez kolejne etapy swej ewolucji, wprowadzi spore zamieszanie w swoim otoczeniu.Słońce jest przeciętną gwiazdą typu widmowego G2 V, należącą do ciągu głównego. Świeci dzięki reakcjom przemiany wodoru w hel w swoim jądrze. Kiedyś jednak zapas wodorowego paliwa wyczerpie się, w efekcie jądro stopniowo zacznie się zapadać. Głównym źródłem energii będzie wodór w otoczce jądra. Zewnętrzne warstwy Słońca, rozgrzewając się do ok. 30 tys K, zaczną się rozszerzać aż gwiazda pochłonie Merkurego i Wenus. Ziemskie oceany całkowicie w tym czasie wyparują a cała planeta zmieni się w suchą i gorącą pustynię, tracąc z czasem swoją atmosferę. Wymrze całe życie i wkrótce Ziemia, a możliwe że również Mars, podzielą los wewnętrznych planet tonąc w stale rozszerzającej się zewnętrznej atmosferze Słońca, które przeobrazi się w czerwonego olbrzyma. Faza ta będzie stosunkowo krótka w gwiazdowej skali czasu – zajmie ok. miliona lat. Wreszcie tak rozdęta otoczka zostanie odrzucona tworząc mgławicę planetarną. Tymczasem w jądrze w skutek zwiększenia ciśnienia i temperatury do ok. 100 mln K dojdzie do zapłonu helu. To paliwo nie starczy jednak na długo i wraz z jego zużyciem Słońce będzie gasnąć. Jeszcze przez długi czas, jako biały karzeł, będzie świecić stygnąc i wypromieniowując nagromadzoną energię, jednak nie będzie już źródłem przemian jądrowych. W końcu, powoli blednąc, skończy swe życie jako gęsty brunatny karzeł. Po Układzie Słonecznym w obecnej postaci pozostanie więc tylko skarłowaciała, wygasła gwiazda z krążącymi wokół niej planetami zewnętrznymi. Gwiazda wielkości Słońca żyje ok. 10 mld lat, można więc powiedzieć, że zgaśnie za mniej więcej 5 mld lat.
4.7. Jak się mają masy planet do masy Słońca ?Porównanie mas Słońca i planet naszego układu w różnych jednostkach przedstawia poniższa tabela (na podstawie książki "Tablice astronomiczne z przewodnikiem po gwiazdozbiorach" Jana Desselbergera i Jacka Szczepanika, Wydawnictwo PARK Bielsko-Biała, 2002):
Jak widać, prawie cała masa Układu Słonecznego (99,87%) skupiona jest w Słońcu. Najcięższa planeta - Jowisz - ma masę ponadtysiąckrotnie mniejszą niż Słońce.
4.8. Co ma wspólnego ruch Merkurego z relatywistyką ?Po uznaniu poprawności praw Keplera i doświadczalnym ich zweryfikowaniu, wyznaczanie efemeryd dla Merkurego nadal powodowało rozbieżności z obserwacjami. Dopiero na gruncie OTW (Ogólnej Teorii Względności) dało się je wytłumaczyć.Merkury krąży najbliżej Słońca spośród wszystkich planet US i najbardziej odczuwalny jest dla niego fakt, że czasoprzestrzeń wokół tak masywnego obiektu, jakim jest nasza gwiazda centralna, nie jest płaska. Powoduje to, że prawa fizyki (przyciąganie grawitacyjne, przyśpieszenie) wyprowadzane na gruncie teorii Newtona, nie przystają to danych empirycznych bez poprawek relatywistycznych, co powoduje rozbieżności w szacowaniu peryhelium takiego ciała niebieskiego jak Merkury.
4.9. Po czym poznaje się, że niektóre meteoryty pochodzą z Marsa ?Niektóre meteoryty znajdowane na Ziemi podejrzewa się o marsjański rodowód. Posiadają one kilka cech, które pozwalają stwierdzić, że rzeczywiście pochodzą z Marsa:
4.10. W jakim kierunku i z jaką prędkością porusza się Układ Słoneczny ?Układ Słoneczny (jako całość) ma predkość względem (mierzone z efektu Dopplera) reliktowego promieniowania tła ok. 400 km/s (spotykane w literaturze: 377 +/- 14). Jest to wypadkowa ruchu Słońca wokół środka Galaktyki i ruchu Galaktyki względem promieniowania reliktowego. Ten wypadkowy ruch odbywa się w kierunku o współrzędnych równikowych na sferze niebieskiej:rektasc. 15h 49m , dekl. +24 stopnie. Można sobie odszukać to miejsce na mapce nieba. Na ten ruch środka masy Układu Słonecznego nakłada się periodyczny ruch Ziemi wokół Słońca. Nie należy tu jednak dodawać wprost średniej prędkości orbitalnej Ziemi (ok. 29 km/s), gdyż wyżej wymieniony kierunek nie leży w płaszczyźnie ekliptyki. Trzeba więc dodawać wektorowo chwilową prędkość Ziemi na orbicie i wektor prędkości Układu Słonecznego.
4.12. Co to jest efekt Jarkowskiego ?Efekt Jarkowskiego występuje, gdy światło słoneczne ogrzewa wirującą planetoidę lub inne niewielkie ciało kosmiczne. Planetoida, obracając się wokół swej osi, doświadcza - zupełnie jak Ziemia - zjawiska pór dnia. Część ciała jest oświetlona przez Słońce, podczas gdy reszta znajduje się w cieniu. Pochłonięta "za dnia" energia cieplna jest następnie wypromieniowywana w kosmos, przy czym silniej niż strona "poranna" promieniuje część "wieczorna", jest ona bowiem, jako dłużej wystawiona na słoneczne światło, bardziej nagrzana. Ulatujące w ten sposób fotony promieniowania podczerwonego wytwarzają słabiutki "ciąg" poprzez oddanie pędu, który objawia się jako siła działająca "z boku" (w przybliżeniu stycznie do orbity). Innymi słowy: powierzchnia ogrzana w promieniach słonecznych, mając pewną inercję cieplną, stygnie z opóźnieniem, zatem fotony są nadal z niej emitowane, gdy przesunie się ona względem linii Słońce - planetoida o pewien kąt wynikający z rotacji ciała.Powoduje to w dość długim czasie zauważalną przyrządowo zmianę orbity. Ciała obracające się w tym samym kierunku, w którym obiegają Słońce, w wyniku tego efektu przechodzą na wyższe orbity, a w przeciwnym przypadku, po spirali zbliżają się do Słońca. Efekt Jarkowskiego po raz pierwszy zmierzono pod koniec 2003 roku na planetoidzie 6489 Golevka, a zjawisko to jako pierwszy opisał na przełomie wieku XIX i XX rosyjski inżynier polskiego pochodzenia, Jan Jarkowski (Iwan Osipowicz Jarkowski).
4.14. W jaki sposób wyznacza się masy planet ?Nie jest niestety łatwo wyznaczyć bezpośrednio masę planety okrążającej gwiazdę centralną, bo nie mamy przyrządu, który by bezpośrednio tego dokonał.Możemy jednak posłużyć się metodami pośrednimi w zależności od tego, jakimi danymi dysponujemy. Jeśli jesteśmy w stanie pomierzyć promień danego ciała i wysłać w jego okolice (najlepiej na powierzchnię) próbnik z akcelerometrem, to wówczas skorzystamy ze wzoru: M = R2*a/G, gdzie M - masa ciała, planety; a - przyspieszenie grawitacyjne w odległości R od jądra planety; G - stała grawitacji. Jeśli dostępne by nam były pomiary astronomiczne orbity ciała będącego satelitą innego - dużo masywniejszego, wówczas można skorzystać z III prawa Keplera i zapisać: M=4*Pi2*R3/(G*T2), gdzie T - okres obiegu satelity wokół ciała centralnego; R - promień orbity satelity, G - stała grawitacji. W przypadku rzeczywistym, orbity ciał niebieskich są elipsami i wzory nieco się komplikują, ale w pierwszym przybliżeniu dla orbity kołowej, generują i tak użyteczne dane. Wniosek taki z tego, że jeśli planeta ma choćby jeden księżyc lub potrafimy wsyłać w jej okolice sztucznego satelitę (np. sondę) oraz możemy określić parametry jego orbity, to także skalkulujemy jej masę. Jenakże nie zawsze możliwe jest spełnienie tych warunków (np. w czasach sprzed ery astronautyki problem był z Wenus i Merkurym, które nie posiadają naturalnego satelity), więc pozostaje pomiar bądź wzajemnych zaburzeń ruchu sąsiadujących planet, bądź badanie zjawiska "chybotania się" gwiazdy centralnej i wyznaczania tak półosi orbity gwiazdy względem środka masy gwiazda-planeta. Metoda ta skuteczna jest jedynie do wyznaczania mas planet olbrzymów i posługują się nią astronomowie badający planety pozasłoneczne. Gdy wszelkie metody pomiarowe zawiodą, można pokusić się o oszacowanie "na podobieństwo". Jeśli założymy jakiś model planety, który szacuje jej gęstość (np. odnośnie planet typu ziemskiego), wówczas można tylko pomierzyć jej średnicę i stąd wyliczyć jej masę. W przypadku Wenus (zwanej "siostrą Ziemi") nie pomylilibyśmy się wiele.
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||