Małe ciała Układu Słonecznego
advertisement
Fizyka układów planetarnych II Małe ciała Układu Słonecznego Wykład 2 Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Planeta 1. ciało niebieskie okrążające gwiazdę (w różnych etapach ewolucji), w którego wnętrzu nie zachodzą reakcje fuzji termojądrowej 2. wystarczająco duże, aby uzyskać prawie kulisty kształt 3. dominuje dynamicznie w przestrzeni wokół swojej orbity Planeta karłowata 1. ciało niebieskie okrążające gwiazdę (w różnych etapach ewolucji), w którego wnętrzu nie zachodzą reakcje fuzji termojądrowej 2. wystarczająco duże, aby uzyskać prawie kulisty kształt (>500 km?) 3. nie dominuje w przestrzeni wokół swojej orbity Planetoida (asteroida, planetka) 1. ciało niebieskie okrążające gwiazdę (w różnych etapach ewolucji), w którego wnętrzu nie zachodzą reakcje fuzji termojądrowej 2. o nieregularnym kształcie 3. nie dominuje w przestrzeni wokół swojej orbity Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Pluton Ziemia półoś wielka 39,4 j.a. 1,0 j.a. okres orbitalny 247,74 roku 1 rok mimośród 0,25 0,017 inklinacja (kąt nachylenia 17,1° okres rotacji (doba gwiazdowa) 153h 23h56min04s średnica 2302 km (0,18 RZ) 12 756 km masa 0,013×1024 kg 6×1024 kg śr. gęstość 2,0 g cm-­‐3 5,5 g cm-­‐3 albedo 0,3 (lód metanowy) 0,367 Pluton płaszczyzny orbity względem ekliptyki) (0,002 MZ) (1,0 MZ) Źródło: NASA/JPL Przez 20 lat (ostatnio 1979–1999) znajduje się bliżej Słońca niż Neptun. Z uwagi na orientację przestrzenną orbity nie ma ryzyka zderzenia. Pozostaje w rezonansie 3:2 z Neptunem. Źródło: HST Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Pluton Odkryty w 1930 roku niedaleko miejsca przypadkowo wskazywanego przez dynamikę ruchu Urana. Clyde Tombaugh 1906 - 1997 Zdjęcia wykonane 23 i 29 stycznia 1930 r. 33-cm refraktorem. Plutona wskazują strzałki. Źródło: Lowell Observatory Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Powierzchnia Plutona zanieczyszczony lód wodny obszary bogate w zestalony azot pochodne metanu Źródło: Lowell Observatory Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Powierzchnia Plutona Obserwacje pokazują, że przynajmniej w okolicach peryhelium istnieje cienka atmosfera o ciśnieniu rzędu ułamków milibarów. Składa się głównie z azotu ze śladową ilością metanu i tlenku węgla. Szacuje się, że wraz z oddalaniem się od Słońca cała atmosfera osiądzie z powrotem na powierzchni planety do około 2020 r. świeży depozyt szronu metanowego pochodne metanu Źródło: NASA, ESA, SwRI Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Pluton i Charon (1978, James Christy) Okres rotacji obu ciał jest zsynchronizowany z okresem obiegu. Płaszczyzna orbitalna układu nachylona jest pod kątem 122° względem płaszczyzny orbity wokółsłonecznej Między rokiem 1985 i 1990 można było obserwować okultacje obu ciał. Dzięki temu wyznaczono rozmiary obu ciał, potwierdzone kilka lat później przez obserwacje okultacji gwiazd (HST). Źródło: JHU-APL Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Budowa wewnętrzna Plutona i Charona Źródło: JHU/APL Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Powstanie układu Pluton – Charon Scenariusz podobny do układu Ziemia – Księżyc Źródło: Southwest Research Institute Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Księżyce Plutona Okresy obiegu nowych satelitów: Nyks (2005) – 25,5 d, Kerberos (2011) – 31 d, Hydra (2005, 23 mag) – 38,2 d, Styks (2012) – 20,2 d Źródło: NASA/ESA Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Pas Kuipera – pozostałość po procesie tworzenia się US Pierwszy obiekt transplutonowy odkryty w 1992 r., należący do pasa Kuipera. Szacuje się, że liczy on kilkaset milionów obiektów, przynajmniej 35 000 o rozmiarach powyżej 100 km. Całkowita masa obiektów nie przekracza jednak kilku procent masy Ziemi. Półosie orbit są w zakresie od 30 do 50 j.a. Odkrycie 1992 QB1, 30 VIII 1992 za pomocą 2,2-m teleskopu na Hawajach (David Jewitt i Jane Luu) Źródło: IFA Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Największe znane obiekty pasa Kuipera Obserwacje wskazują, że obiekty te różnią się własnościami powierzchni – kolorem (różny skład chemiczny, stopień erozji powierzchni, jej różna struktura i wiek [np. efekty związane ze zderzeniami/zlepianiem]). Eris jest nieznacznie większa (2326 km) i bardziej masywna (o 27%) od Plutona. Źródło: NASA/ESA/STScI Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Ceres – planeta karłowata w pasie planetoid między Marsem a Jowiszem (1801 r.) Ciało dominujące w pasie planetoid, stanowi 25% masy całego pasa. Średnica równikowa wynosi 970 km i jest o 60 km większa od biegunowej. Okres rotacji trwa nieco ponad 9 godz. średnia gęstość to 2,1 g/cm3, co wskazuje, że 25% masy stanowić musi woda. Ciepło rozpadu izotopów promieniotwórczych może być odpowiedzialne za zróżnicowanie budowy wewnętrznej. Podpowierzchniowy ocean zamarzł po 2 mld lat po powstaniu ciała. Źródło: NASA/HST Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Pas planetoid między Marsem i Jowiszem Ceres (1801), Pallas (1802), Juno (1804), Westa (1807)… do dziś zidentyfikowanych 639 000. Pozostałości po procesie tworzenia się US. Szacowana masa całkowita to ok. 5% masy Księżyca. typ S (bogate w krzem) typ C (bogate w węgiel) Źródło: NASA Ślad 2-km planetoidy na długiej ekspozycji wykonanej przez HST (jasność 18.7 mag) Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Bogactwo kształtów Źródło: NASA, JAXA Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Przerwy Kirkwooda Efekt oddziaływania grawitacyjnego z Jowiszem Źródło: Open University Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Księżyce planetoid Szacuje się, że 50% planetoid mniejszych niż 1 km posiada przynajmniej jeden księżyc Ida (56x24x21 km) i Daktyl (1,4 km), okres obiegu 1,54 d półoś wielka 108 km Sylvia (384×264×232) posiada dwa - Remusa (7 km) i Romulusa (18 km). Jest to pierwszy odkryty układ tego typu (2004 r.) Mały Książę (13 km, pierwszy odkryty z Ziemi) potrzebuje 4,7 d, aby okrążyć Eugenię (215 km). W układzie odkryto też drugi księżyc S/2004 (45) 1 (7 km) Źródło: NASA, SwRI Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego 4 Westa Ma kształt zbliżony do elipsoidy (578x560x458 km). Gęstość 3,9 g/cm3 wskazuje, że jest to ciało skaliste. Stanowi ok. 9% masy pasa. Na powierzchni ślady skał bazaltowych – świadectwo aktywności wulkanicznej w przeszłości? Posiada koncentryczną strukturę pouderzeniową o średnicy ok. 500 km. Centralne wzniesienie o wysokości 17 km. W czasie zderzenia wyrzucone zostały odłamki o objętości 1% planetoidy. Szacuje się, że 6% meteorytów znajdowanych na Ziemi pochodzi z Westy. Źródło: NASA Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego 4 Westa Ma kształt bardzo zbliżony do sfery (578x560x458 km). Gęstość 3,9 g/cm3 wskazuje, że jest to ciało skaliste. Stanowi ok. 9% masy pasa. Na powierzchni ślady skał bazaltowych – świadectwo aktywności wulkanicznej w przeszłości? Posiada koncentryczną strukturę pouderzeniową o średnicy ok. 500 km. Centralne wzniesienie o wysokości 17 km. W czasie zderzenia wyrzucone zostały odłamki o objętości 1% planetoidy. Szacuje się, że 6% meteorytów znajdowanych na Ziemi pochodzi z Westy. Źródło: NASA Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego 4 Westa Ma kształt bardzo zbliżony do sfery (578x560x458 km). Gęstość 3,9 g/cm3 wskazuje, że jest to ciało skaliste. Stanowi ok. 9% masy pasa. Na powierzchni ślady skał bazaltowych – świadectwo aktywności wulkanicznej w przeszłości? Posiada koncentryczną strukturę pouderzeniową o średnicy ok. 500 km. Centralne wzniesienie o wysokości 17 km. W czasie zderzenia wyrzucone zostały odłamki o objętości 1% planetoidy. Szacuje się, że 6% meteorytów znajdowanych na Ziemi pochodzi z Westy. Źródło: NASA Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego 2 Pallas Ma rozmiary nieznacznie większe od Westy (582x556x500 km) lecz mniejszą gęstość 2,4–2,8 g/cm3 i masę (7% masy pasa). Musi zawierać znaczne domieszki lodu wodnego. Okres rotacji 7,8 godz. Płaszczyzna orbity nachylona jest pod kątem 35° do ekliptyki i jest dość eliptyczna (e=0,23). Źródło: HST Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego 25143 Itokawa Planetoida o nieregularnym kształcie i rozmiarach 540x310x250 m, odwiedzona przez japońską sondę Hayabusa (2005) jest zlepkiem dwóch ciał o wyraźnie różnej gęstości. Źródło: JAXA Źródło: ESO Źródło: ESO Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Obserwacje fotometryczne planetoid Wyznaczanie okresu rotacji, określenie kształtu… Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Obserwacje fotometryczne planetoid Wyznaczanie okresu rotacji, określenie kształtu… Źródło: Astronomy & Astrophysics, 488, 345 Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Efekt Jarkowskiego (Jan Jarkowski 1844–1902) Wpływ emitowanego promieniowania na ruch orbitalny Wyobraźmy sobie osiowo symetryczną rotującą planetoidę o jednorodnym albedo, reemitującą pochłonięte przez stronę dzienną promieniowanie. Maksimum emisji przypada w części „zachodzącej”. Pojawia się zatem pęd pe będący konsekwencją zasady zachowania pędu i odpowiedzią na wypadkowy pęd wyemitowanych fotonów. pe promieniowanie słoneczne Z pędem pe utożsamiana może być siła, a zatem przyspieszenie o pewniej niezerowej składowej prostopadłej do promienia wodzącego. Pojawia się zatem przyspieszenie w ruchu orbitalnym. Jeżeli ciało rotuje w kierunku zgodnym z ruchem orbitalnym, przyspieszenie to ma zwrot zgodny z wektorem prędkości liniowej i ciało przyspiesza wchodząc na bardziej odległą orbitę. Natomiast jeżeli ciało rotuje w kierunku przeciwnym do kierunku ruchu orbitalnego, przyspieszenie ma zwrot przeciwny do zwrotu prędkości, ciało „hamuje” zacieśniając orbitę. Następuje powolny spadek na ciało centralne. Tempo zmian orbity zależy od momentu pędu planetoidy, kształtu, orientacji osi rotacji, odległości od Słońca i własności materii tworzącej powierzchnię. W 2007 zaobserwowano efekt ten po raz pierwszy dla planetoidy 6489 Golevka (0,6x1,4 km), dla której odnotowano odstępstwo w położeniu od przewidywań newtonowskich o 15 m w ciągu 12 lat. Źródło: Science, 302, 1739 Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Efekt YORP (Yarkovsky-O’Keefe-Radzivskii-Paddack) Wpływ emitowanego promieniowania na rotację Rozważmy ciało o nieregularnym kształcie. Wektor pędu maksimum emisji będzie zawsze prostopadły do powierzchni, a tym samym przestanie być równoległy do promienia ciała. Pojawi się zatem przyspieszenie prostopadłe do promienia, które będzie zwiększać lub zmniejszać moment pędu planetoidy i w rezultacie jej okres rotacji. promieniowanie słoneczne r Efekt ten jest wydajny w przypadku ciał o promieniu poniżej 20 km. Dla ciała o r = 5 km skala czasowa procesu jest rzędu 108 lat. (54509) YORP Po raz pierwszy efekt ten zaobserwowano dla planetoidy 54509 YORP (150x128x93 m) w 2007. Przewiduje się, że ciało podwoi prędkość rotacji za 600 000 lat. Źródło: Science, 316, 274 Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Efekt YORP (Yarkovsky-O’Keefe-Radzivskii-Paddack) Wpływ emitowanego promieniowania na rotację Rozpędzanie rotacji może być odpowiedzialne za powstanie planetoid podwójnych i ich księżyców. Źródło: Astronomy & Astrophysics, 511, 49 Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Planetoidy trojańskie Oscylujące wokół punktów Lagrange’a L4 i L5. Znanych dotąd ok. 5000. Głównie na orbicie Jowisza, 4 na Marsa, 1 na Ziemi, 7 na Neptuna. Brak w przypadku Saturna tłumaczy się wpływem Jowisza destabilizującym stan równowagi w punktach Lagrange’a. Pozostałość po procesach migracji Jowisza i Saturna, przechwycone wkrótce po tym, jak obie planety osiągnęły rezonans 1:2. Orbity ich są nachylone pod relatywnie dużymi kątami, co wyklucza scenariusz powstawania wraz z Jowiszem. 624 Hektor (300x150 km) Źródło: H. Marchis (wizja artystyczna) Planetoida podwójna 617 Patroclus (122 i 112 km), okres obiegu 4 d, odległość 680 km. Niewielka gęstość – porowaty lód. Źródło: Keck Źródło: Wikipedia Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Planetoidy bliskie Ziemi (NEA) Szacuje się, że przynajmniej 1000 planetoid o rozmiarach większych niż 1 km przecina orbitę Ziemi (ale już 100 000 większych niż 100 m, średnio 50 rocznie przechodzi bliżej niż odległość Ziemia–Księżyc). Orbity NEA są niestabilne wskutek oddziaływania z planetami skalistymi w skalach rzędu 107 lat. Ich populacja jest stale uzupełniana – są to wyrzutki z przerw Kirkwooda lub wygasłe jądra komet Źródło: NASA 433 Eros – najlepiej poznany obiekt z grupy Amora; 33x13x8 km. Źródło: ESA Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Komety Składają się z jądra, głowy, warkocza pyłowego i jonowego oraz otoczki głownie wodorowej. Skład chemiczny to głownie woda, pył krzemianowy, amoniak, metan, dwutlenek węgla. Obserwuje się także inne związki węgla, wodoru, azotu. Średnia gęstość: 0,3–0,5 g/cm3, albedo 2–4%. Źródło: ESA Jądro komety Halleya (8x8x16 km) widziane z odległości 18000 km przez sondę Giotto (1986) Obraz jądra komety Wild 2 (ok. 5 km średnicy) uzyskany przez sondę Stardust (2004) Źródło: NASA Hartley 2 z sondy Deep Impact w odległości 700 km Źródło: NASA Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Komety Obraz uzyskany teleskopem kosmicznym Spitzera w maju 2004 pokazuje co najmniej 36 fragmentów, na które rozpadła się kometa 73P/SchwassmanWachmann 3. Proces hierarchicznego rozpadu zaczął się w 1995 po nagłym wzroście aktywności w czasie zbliżania się do słońca. Źródło: NASA Kometa C/2012 S1 ISON nie przetrwała przejścia przez peryhelium w listopadzie 2013 Rozpad komety Shoemaker-Levy 9 nastąpił wskutek oddziaływania pływowego Jowisza w 1992. Dwa lata później kometa uderzyła w planetę. Źródło: ESA Źródło: HST Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Światło zodiakalne Światło słoneczne rozprasza się na pyle (rzędu 100–200 µm) – pozostałościach np. po kometach, tworząc na niebie charakterystyczną poświatę wzdłuż ekliptyki, w pobliżu Słońca. Obserwuje się też przeciwblasku „naprzeciw” Słońca. Źródło: ESO Fizyka układów planetarnych II – 2. Małe ciała Układu Słonecznego Obłok Oorta Jan Oort (1900–1992) w oparciu o analizę orbit komet długookresowych wysunął hipotezę, że wokół Układu Słonecznego rozpościera się sferyczna chmura komet. Jej rozmiar został oszacowany na 44–200 tys. j.a., a liczebność tworzących ją obiektów na kilkaset miliardów. Szacuje się, że wskutek ruchu orbitalnego w Galaktyce co 35 mln lat dochodzi do bliskiego przejścia gwiazdy w odległości 10000 j.a., a co 400 mln lat w odległości 3000 j.a. W efekcie tego zjawiska można spodziewać się zintensyfikowanego „bombardowania” wewnętrznego obszaru US kometami. Hipoteza powstania OO zakłada, że tworzące go obiekty utworzyły się wraz z US w obszarze odpowiadającym orbitom Urana i Neptuna, a następnie zostały wyrzucone wskutek oddziaływania grawitacyjnego planet-olbrzymów. Przewiduje się, że w OO zdeponowanych jest materiał o masie zaledwie kilku mas Ziemi. Źródło: NASA
