W Układzie Słonecznym: Pas Planetoid

Pomiędzy Marsem i Jowiszem rozciąga się rozległy i ciekawy obszar, zwany Pasem Planetoid. Obiekty, którym zawdzięcza on swoją nazwę, stanowią bardzo zróżnicowane grono i stanowią ogromną szansę dla badań naukowych, a w odległej przyszłości – być może nawet kolonizacji. W zdecydowanej mierze składa się on jednak z pustej przestrzeni, z okazjonalnie występującymi mniejszymi bądź większymi skałami – tak na przykład ponad połowę jego masy stanowią cztery największe wchodzące w jego skład obiekty; Ceres, Westa, Pallas i Hygiea.

Struktura i budowa

Wśród ciał wchodzących w skład Pasa ponad 200 ma średnicę większą od 100 kilometrów, a pomiary wykonane w podczerwieni wskazują na to, że ilość ciał większych niż 1 km wynosi od 700 tysięcy do 1,7 miliona. Ich obserwowana wielkość gwiazdowa waha się więc w przedziale od 11 do 19 magnitudo, choć istnieją oczywiście obiekty ciemniejsze. Ich orbity spełniają kilka podstawowych zależności, najważniejszą z nich są tak zwane przerwy Kirkwooda. Występują one w miejscach, dla których okresy orbit są ułamkiem wymiernym okresu orbitalnego Jowisza. Konsekwencją tej własności jest napotykanie regularnych, nieodwracalnych perturbacji swojej trajektorii. Spowoduje to zmiany półosi wielkich tych orbit, a więc też zmianę czasu obiegu wokół Słońca – efekt ten jest jasno widoczny w obserwacjach, na co wskazuje następujący wykres;

Alan Chamberlain, NASA

Przerwy Kirkwooda.

W literaturze funkcjonuje także określenie Pasa Głównego, czyli centralnego regionu o największej liczbie obiektów, należącego do obszaru pomiędzy przerwami Kirkwooda w odległościach 2,06 AU i 3,27 AU, spowodowanych odpowiednio rezonansami orbitalnymi 1:4 oraz 1:2 z orbitą Jowisza. Suma mas wchodzących w jego skład obiektów stanowi ponad 93% całego Pasa, wynoszącej od 3,0×10²¹ do 3,6×10²¹ kilogramów. Jak wspominałem wcześniej, ponad połowę masy całego Pasa stanowią cztery największe ciała, a sama Ceres około jednej trzeciej. Inklinacja wszystkich planetoid jest niższa od 20°, a ekscentryczność mniejsza od 0,33. Co ciekawe, nie zaobserwowano występowania obiektów większych niż 100 metrów średnicy, które obracałyby się szybciej niż raz na 2,2 godziny; gdyby było odwrotnie, to siła odśrodkowa działająca na gruz na powierzchni spowodowana takim obrotem przezwyciężyłaby siłę przyciągania. Wynika stąd, że planetoidy nie są litymi skałami, jak również, że ich znaczną większość stanowią po prostu skupiska skał powstałych wskutek gromadzenia szczątków pokolizyjnych między innymi planetoidami.

Pochodzenie i ewolucja

Po starannym udokumentowaniu i potwierdzeniu istnienia takiego układu obiektów zaczęto się naturalnie zastanawiać nad jego pochodzeniem. Logiczna wydawała się hipoteza, że taka ilość materiału pochodzi z planety, która znalazłszy się pomiędzy Marsem a Jowiszem została w jakiś sposób rozerwana. Tak powstałe szczątki miałyby tworzyć pas, a cztery główne ciała być księżycami wspomnianej planety. Szybko okazało się, że znikoma masa pasa jest dobrym przeciwargumentem dla takiej hipotezy, a radykalne różnice w składzie chemicznym pozwoliły ją w praktyce wykluczyć.

Kolejną hipotezą, powszechnie uważaną za słuszną, jest mechanizm analogiczny do procesów gwiazdotwórczych; stanowi on, że to właśnie rozkład materii w kawałkach wewnątrz pasa jest stanem naturalnym, a proces tworzenia planet odstępstwem od niego. Powodem istnienia Pasa pomimo ukształtowania się innych planet skalistych jest fakt ciągłych, choć zmiennych perturbacji grawitacyjnych Jowisza. Zgodnie z modelem nicejskim ten gazowy gigant stale zbliża się do Słońca, a konsekwencją tego ruchu były ciągłe zmiany okresów orbitalnych będące z nim w rezonansie – innymi słowy, zmiany położenia przerw Kirkwooda. Wobec takiego mechanizmu prędkości ciał wewnątrz pasa musiały się wciąż zmieniać, uniemożliwiając im skupienie się do protoplanety – co obserwujemy do dzisiaj.

Germán Portillo

Pas Asteroid – wizja artystyczna z niezachowaną skalą.

Stawia to oczywiście pytania o masę pasa, która jest przecież bardzo niewielka. Liczne symulacje komputerowe wykazały jednak, że oryginalnie, tj. w momencie powstawania, była ona znacznie większa, rzędu Ziemi. Olbrzymi chaos, jaki panował we wczesnych latach istnienia Układu Słonecznego spowodował bowiem znaczny wyrzut skał w kierunku innych ciał, a także liczne zmiany wewnątrz większych obiektów. Wśród nich wskazać możemy między innymi nagrzewanie pływowe, jak i zderzenia ze sobą nawzajem.

Skład

Zdecydowaną większość Pasa stanowią planetoidy typu C, S i M, a więc węglowych, krzemowych i metalicznych odpowiednio. Ich badania dostarczyły wiele danych dotyczących najwcześniejszych lat Układu Słonecznego, szczególnie dzięki tym pierwszym, stanowiącym około 70% wszystkich obiektów Pasa. Dużą ciekawostkę stanowią obiekty metaliczne, powstałe wskutek rozbitych przez zderzanie się jąder większych obiektów. Co ciekawe, wewnątrz Pasa praktycznie nie ma obiektów bazaltowych typu V, charakteryzujących się występowaniem skał bazaltowych i oliwinów, typowych dla ciał rozmiarów Westy posiadających skorupę i płaszcz. Tymczasem, podczas gdy połowa ciał pasa powinna posiadać taką własność, nie występują one praktycznie wcale! Nieliczne obiekty spełniające te warunki pochodzą właśnie z Westy, stąd ich oznaczenie V.

Praemonitus

Rozkład częstości występowania planetoid Pasa ze względu na skład.

Innym typem ciał wchodzących w skład Pasa są komety pasa planetoid. Znana jest ich relatywnie niewielka ilość, a przyczyny ich występowania nie są obecnie znane. Nie mogą one być przechwyconymi kometami z zewnętrznych regionów Układu Słonecznego, ponieważ nie ma tam wystarczająco masywnych obiektów, żeby przyciągnąć je grawitacyjnie. Przypuszcza się zatem, że są to zwykłe lodowe planetoidy, które w wyniku niedawnych zderzeń ogrzały się, powodując wyparowanie znajdującego się na nich lodu. Takie lodowe ciała mogły być głównym źródłem wody znajdującej się obecnie na powierzchni Ziemi, na co wskazuje niewielka zawartość deuteru w ziemskich oceanach.

Historia obserwacji i eksploracji

Poważna historia obserwacji Pasa Asteroid rozpoczyna się od pomysłu Johanna Daniela Titiusa, który zauważył dziwną zależność pomiędzy promieniami orbit kolejnych planet. Zaproponowany przez niego wzór (nazwany później prawem Titiusa-Bodego) przewidywał obiekt pomiędzy Marsem a Jowiszem. Odkrycie Urana w 1781 roku, w miejscu zgodnym z tym prawem, uwiarygodniło tę hipotezę, co pociągnęło za sobą szeroko zakrojone obserwacje nocnego nieba.

Rzeczywiście, 1 stycznia 1801 roku Giuseppe Piazzi odkrył niewielki obiekt, spełniający szukaną zależność! Tak znalezione ciało nazwał Ceres, ale jego rozmiar i podobieństwo do komety umotywowało dalsze poszukiwania. Kilkanaście miesięcy później poskutkowało to znalezieniem Pallas, a następnie Juno i Vesty. Ich wielkość sprawiła jednak, że z braku możliwości właściwej klasyfikacji, określono je wreszcie asteroidami, czyli obiektami „gwiazdopodobnymi”. Narodziny astrofotografii i wzmożone wysiłki obserwatorów znacznie przyspieszyły tempo wzrostu katalogów; w 1921 roku znano już 1000 takich ciał, w 1981 dziesięć razy tyle, a w roku 2000 – ponad sto tysięcy. Ich liczba stale przybywa, także ze względu na automatyczność instrumentów dokonujących przeglądów nocnego nieba.

Jeśli zaś chodzi o eksplorację Pasa Asteroid, to jest ona wyjątkowo krótka. Pierwsze sondy, które go przebyły, a więc Pioneer 10 i 11 oraz Voyager 1 i 2 nie zebrały w nich żadnych danych, podobnie było to z sondą Juno. W zdecydowanej większości przypadków badania obiektów Pasa odbywają się „przy okazji” lotów ku bardziej odległym obiektom Układu Słonecznego, a okazjonalne przeloty w pobliżu asteroid są jedynie elementem pobocznym misji.

Oczywiście, są od powyższej reguły wyjątki, wśród nich należy nadmienić misję NEAR-Shoemaker, która była wystrzelona w 1996 roku w celu dogłębnego zbadania asteroidy Eros, ale także asteroid w ogóle, co udało się jej zrealizować. Sonda Dawn przez kilkanaście miesięcy orbitowała najpierw wokół Vesty, a potem Ceres, dostarczając ogromną ilość wartościowych danych naukowych. Aktualne instrumenty, czyli Lucy oraz JUICE, także dokonają przelotów wokół wybranych asteroid, a Psyche wejdzie na orbitę ciała, od którego bierze swoją nazwę. Bezpośrednia przyszłość także pozostawia liczne możliwości, takie jak planowana przez Arabię Saudyjską misja MBR Explorer, która odwiedzi aż 7 takich ciał, by w 2035 roku wylądować na powierzchni tej ostatniej.