Page 1

Świat Planet

Krzysztof Cieśliński 1b

1


Spis treści 1.Historia

Str.1

2.Charakterystyka

Str.2

3.Powstawanie planet

Str.2

4.Planety pozasłoneczne

Str.5

Historia 2


W starożytności terminem „planeta” określano siedem jasnych ciał: Merkurego, Wenus, Marsa, Jowisza, Saturna, a także Słońce i Księżyc, poruszających się na niebie względem gwiazd. W czasach nowożytnych, wraz z rozpowszechnieniem się poglądu heliocentrycznego, wykluczono z tego grona dwa ostatnie obiekty, natomiast naturę planety przypisano Ziemi, co łącznie dawało sześć planet. W 1781 r. odkryto siódmą planetę – Urana. Odkrywane od początku XIX wieku obiekty krążące między orbitami Marsa i Jowisza również zaliczano do planet. Po 1851 r., kiedy znanych było już piętnaście takich obiektów, zdecydowano się na zmianę klasyfikacji. Ciała takie jak Ceres, Pallas, Juno i Westa, zaliczono do osobnej kategorii: planetoid, bowiem wyraźnie różniły się one od dotychczas poznanych planet – wszystkie były znacznie mniejsze i wszystkie poruszały się po zbliżonych orbitach, współtworząc większą populację ciał (pas planetoid). Przez następnych kilkadziesiąt lat uznawano istnienie ośmiu planet (łącznie z odkrytym w 1846 r. Neptunem). Kiedy w 1930 r. za orbitą Neptuna odkryto Plutona, pierwsze obserwacje sugerowały, że jest on większy od Ziemi, został więc powszechnie uznany za kolejną, dziewiątą planetę. Dalsze badania ujawniły wprawdzie, że jest on znacznie mniejszy, niż początkowo sądzono, jednak ponieważ był większy niż wszystkie planetoidy i zdawał się nie być częścią większej populacji, na długo zachował status planety. Dopiero pod koniec XX wieku za orbitą Neptuna zaczęto odkrywać obiekty podobne do Plutona, niektóre z nich zbliżone do niego także rozmiarem. Astronomowie zdali sobie sprawę, że Pluton jest tylko jednym z wielu obiektów pasa Kuipera. Odkrycie w 2005 r. Eris, obiektu transneptunowego większego od Plutona, zmusiło astronomów do zrewidowania klasyfikacji – w 2006 r. wypracowano definicję, która pozostawiała w Układzie Słonecznym osiem planet, zaś Pluton został zaliczony do nowej kategorii planet karłowatych. W 2008 r. Międzynarodowa Unia Astronomiczna (IAU) nadała planetom karłowatym krążącym za orbitą Neptuna nazwę plutoidy. Naukowcy od dawna przypuszczali, że oprócz planet Układu Słonecznego istnieją także planety pozasłoneczne. Już w XVI wieku Giordano Bruno pisał o niezliczonych ziemiach krążących wokół niezliczonych słońc. Bardzo długo jednak nie udawało się znaleźć dowodów na istnienie takich planet. Dopiero w 1992 r. ogłoszono odkrycie pierwszych planet krążących wokół pulsara. W kolejnych latach odkryto wiele innych planet obiegających odległe gwiazdy.

Charakterystyka 3


Wszystkie planety krążą wokół Słońca w tym samym kierunku – przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, patrząc znad północnego bieguna Słońca. Okres obiegu (rok) zależny jest od odległości od Słońca – im dalej planeta krąży wokół gwiazdy centralnej, tym dłuższy dystans musi pokonać i tym wolniej porusza się po orbicie (ze względu na mniejsze oddziaływanie grawitacyjne Słońca). Planety obracają się również wokół własnej osi – okres jednego takiego obrotu planety jest znany jako jej dzień. Prawie wszystkie planety rotują w tym samym kierunku, przeciwnym do ruchów wskazówek zegara. Wyjątkiem jest Wenus, a jedną z hipotez tłumaczących ten fakt jest uderzenie masywnej planetoidy w początkowym okresie istnienia Układu Słonecznego. Ze względu na duże nachylenie osi Urana, kierunek jego obrotu jest określany na zasadzie umowy jako przeciwny do ruchu wskazówek zegara. Tak duże nachylenie ma wpływ na wiele innych aspektów związanych z ruchem Urana. Długości dni planetarnych są różne. Pełny obrót zajmuje Wenus ponad 243 dni ziemskie, natomiast gazowe giganty rotują w kilka godzin (Jowisz – 9,925 godziny). Wszystkie planety posiadają atmosferę, choć w przypadku Merkurego jest to tylko minimalna, bardzo rozrzedzona otoczka gazowa. Gazowe olbrzymy posiadają atmosferę złożoną głównie z wodoru i helu, w przypadku Wenus i Marsa dominują dwutlenek węgla i azot, a w przypadku Ziemi – azot i tlen.

Powstawanie planet Hipoteza mgławicy słonecznej Według teorii SNDM proces ten rozpoczyna się, gdy wytrącony ze stanu bliskiego równowagi pomiędzy ciśnieniem a siłą własnej grawitacji obłok materii międzygwiazdowej zaczyna zapadać się, tworząc protogwiazdę. Zapadający się obłok na ogół dysponuje pewnym momentem pędu, który, choć przy początkowych rozmiarach obłoku (rzędu 0,1 parseka) nie jest istotny, to podlega zachowaniu, wskutek czego wewnętrzne partie zaczynają okrążać protogwiazdę, tworząc wokół niej dysk akrecyjny będący dyskiem protoplanetarnym. Liczne procesy fizyczne pozwalają na transport momentu pędu w dysku protoplanetarnym, co w połączeniu z utratą energii (np. poprzez promieniowanie) sprawia, że znaczna część materii w końcu osiada na protogwieździe, a tylko kilka procent tworzy dysk, gromadząc przeważającą większość dostępnego momentu pędu. Współcześnie w Układzie Słonecznym aż 98% momentu pędu jest związane z ruchem obiegowymplanet wokół Słońca, które gromadzi około 99,9% masy Układu. Etap formowania się dysku protoplanetarnego w przypadku Układu Słonecznego trwał około miliona lat. Następnym etapem jest kondensacja pyłu w dysku. W rejonach bliższych gwieździe, gdzie temperatura jest wysoka ulegają kondensacji pierwiastki i związki mało lotne, takie jak metale, krzemiany, czy tlenki metali. W dalszych rejonach mogą dodatkowo kondensować substancje takie jak woda, amoniak i metan. Większość materii dysku (typowo 97–99%) jednak stanowi wodór i hel, które w warunkach tam panujących pozostają gazowe [a]. Skondensowane ziarna pyłu i lodu łączą się podczas zderzeń i pod wpływem sił elektrostatycznych. W miarę jak ich masa zwiększa się, opadają

4


one ku płaszczyźnie równikowej dysku (sedymentacja) w ciągu kilku tysięcy lat. Początkowo drobiny pyłowo-lodowe współporuszają się z gazem, jednak w miarę ich rośnięcia opór ruchu w gazie traci na znaczeniu, co zwiększa szanse kolizji. Z czasem powstająplanetozymale – bryły na tyle duże, by ich własna grawitacja mogła przeciwdziałać ucieczce odłamków tworzących się podczas zderzeń. Niektóre zderzenia mogą także prowadzić do rozbicia obiektów na mniejsze kawałki, ich spadku na gwiazdę lub nawet wyrzucenia poza układ. Dopiero odpowiednio duże planetozymale, o masie kilku mas Ziemi są w stanie dzięki własnej grawitacji skutecznie wiązać gazowy wodór i hel [b]. W czasie, gdy w płaszczyźnie dysku ziarna pyłu tworzą coraz większe obiekty, protogwiazda, wokół której dysk krąży, zaczyna świecić coraz intensywniej, a ciśnienie promieniowania, oddziałując z napotykanym gazem, rozgrzewa go i „wydmuchuje” na zewnątrz (faza T Tauri). Ponieważ na całkowitą erozję dysku wystarczy zaledwie kilka milionów lat, proces kondensacji planet, zwłaszcza gazowych olbrzymów typu Jowisza musi zachodzić dostatecznie szybko, póki materia dysku jest dostępna. Nie wszystkie układy planetarne tworzyły się w sposób podobny do Układu Słonecznego. Wiele planet pozasłonecznych jest tzw. gorącymi jowiszami – obiektami czasem parokrotnie masywniejszymi od Jowisza, krążącymi po ciasnych, kilkudniowych orbitach wokół swoich gwiazd, dzięki którym temperatura ich atmosfer nierzadko przekracza 1000 K. Nie jest pewne jaki odsetek planet stanowią takie obiekty – są one po prostu łatwiejsze do wykrycia, stąd ich istotny udział pośród odkrytych obiektów. Ponieważ uformowanie planety w takiej odległości od gwiazdy wydaje się niemożliwe ze względu na niedostateczną ilość materii oraz znaczną temperaturę, wysunięto hipotezę o tzw. migracji planet. Zjawisko to może zachodzić dzięki grawitacyjnemu oddziaływaniu planety z dyskiem protoplanetarnym. Już obecność planety o masie Ziemi jest w stanie wywołać powstanie pewnych spiralnych struktur w dysku, które z kolei działają momentem siły na planetę. Skutkuje to wymianą momentu pędu między planetą a dyskiem, pozwalając planecie zacieśniać orbitę, oraz przerzucając gaz na zewnątrz niej. Dyski protoplanetarne nie są domeną wyłącznie gwiazd ciągu głównego takich jak Słońce. Należący do NASA teleskop Spitzera odkrył je wokół dwóch błękitnych olbrzymów o symbolach R66 i R126. Średnica takiego dysku jest 60 razy większa niż orbita Plutona.

5


Planety pozasłoneczne Do 20 lutego 2013 odkryto 861 planet okrążających gwiazdy inne niż Słońce [4]. Większość z nich to planety o masie podobnej lub większej od masy Jowisza, odkrywane są jednak także mniejsze. Najmniejszą obecnie znaną planetą okrążającą gwiazdę ciągu głównego jest Kepler-42 d (znana wcześniej jako KOI-961.03, poniżej 0,9535 masy Ziemi). Do miana pierwszej pozasłonecznej planety karłowatej pretenduje PSR 1257+12 e (0,02 masy Plutona), krążąca wokół pulsara[4]. Bezpośrednia obserwacja pozasłonecznych gazowych olbrzymów jest trudna, a planet skalistych niemożliwa, przy użyciu współczesnych teleskopów. Są jednak planowane urządzenia mające na celu obserwację takich planet, jak Ogromnie Wielki Teleskop Europejski (E-ELT) czy proponowany teleskop kosmiczny ATLAST. Obiecujące są również projekty wykorzystujące interferometrię wielkobazową.

6


Świat planet  
Advertisement
Read more
Read more
Similar to
Popular now
Just for you