Twoja wyszukiwarka

MICHAŁ RÓŻYCZKA
W OBJĘCIACH EROSA
Wiedza i Życie nr 4/2000
Artykuł pochodzi z "Wiedzy i Życia" nr 4/2000

Od 14 lutego br. amerykańska sonda NEAR krąży wokół Erosa i prowadzi jego badania. Po raz pierwszy zbliżyła się do niego w grudniu 1998 roku. Manewr wejścia na orbitę wokół Erosa nie powiódł się, ale NASA nie dała za wygraną.

Wokół nowo powstałego Słońca zamiast planet krążył cienki dysk. 97% jego masy stanowił gaz, pozostałe 3% pył, na który składały się drobniutkie ziarna tlenków metali i związków krzemu, najprawdopodobniej pokryte cienkimi powłokami lodowymi. W ciągu zaledwie kilku, kilkunastu tysięcy lat od uformowania się dysku pyłki skupiły się w jego płaszczyźnie równikowej i utworzyły tam cienką warstwę, w której powstały zagęszczenia zdolne do kurczenia się pod wpływem własnych sił grawitacyjnych. Na orbitach wokółsłonecznych pojawiły się pierwsze wyraźnie wyodrębnione obiekty - planetozymale - które, zderzając się i zlepiając, dały początek planetom.

REMANENTY POPLANETARNE

Proces tworzenia planet nie objął jednak wszystkich planetozymali. Znaczna ich liczba przetrwała na peryferiach Układu Słonecznego, gdzie zderzenia tych obiektów były mało prawdopodobne. Tworzą one obecnie pas Kuipera, który rozciąga się poza orbitą Neptuna. Liczne planetozymale zostały wyrzucone z dysku protoplanetarnego przez formujące się planety i utworzyły kulisty obłok Oorta, który otacza dziś Układ Słoneczny, rozciągając się na dystansie około 50 000 j.a. od Słońca (j.a., czyli jednostka astronomiczna, jest równa długości wielkiej półosi orbity Ziemi i wynosi 149.6 mln km). Planetozymale skierowane z obłoku Oorta z powrotem do wnętrza Układu Słonecznego przez siły grawitacyjne pobliskich gwiazd możemy oglądać pod postacią komet. Pewna liczba pierwotnych obiektów protoplanetarnych przetrwała także w głębokim wnętrzu Układu Słonecznego, między orbitami ukształtowanych już planet. Obiekty te określa się jako planetoidy lub asteroidy. Najwięcej z nich znajduje się w dość szerokim pasie leżącym między orbitami Marsa i Jowisza.

Większość planetoid znajduje się w pasie leżącym między orbitami Marsa i Jowisza. Liczba znanych planetoid przekracza obecnie 7 tys. Poza nielicznymi wyjątkami są to obiekty niewielkie (o średnicach nie przekraczających 100 km), a ich łączna masa jest znacznie mniejsza od naszego Księżyca

Największa z planetoid krążących między Marsem i Jowiszem została odkryta 1 stycznia 1801 roku przez sycylijskiego astronoma Giuseppe Piazziego, który nadał jej nazwę Ceres. Jest to glob o średnicy niespełna 1000 km i masie stukrotnie mniejszej od naszego Księżyca. Trzy inne planetoidy (Pallas, Vesta i Hygiea) mają średnice około 400-500 km, 22 dalsze - od 100 do 340 km. Liczba skatalogowanych planetoid przekroczyła 7 tys. i szybko rośnie z każdym rokiem. Łączną masę wszystkich obiektów w pasie planetoid ocenia się na około 10% masy Księżyca. Ponad trzydzieści z nich ma nazwy związane z Polską lub Polakami. Są to nazwy geograficzne (np. Hel, Tatry, Varsavia, Wawel) oraz nazwiska astronomów (np. Banachiewicz, Coppernicus, Serkowski, Sitarski) i innych naukowców (np. Curie, Smoluchowski), a także ludzi kultury i sztuki (np. Annagerman, Chopin, Jasnorzewska, Lem, Mickiewicz).

Planetoidy, obok których przeleciały sondy kosmiczne. Montażu zdjęć dokonano z zachowaniem proporcji rozmiarów. Zdjęcie Erosa zostało wykonane podczas pierwszego przelotu sondy NEAR w grudniu 1998 roku. Czarny okrąg obrazuje rozmiary planetoidy Siwa, obok której w lipcu 2008 przeleci europejska sonda Rosetta

Planetoidy różnią się między sobą nie tylko wielkością, lecz także składem chemicznym. Dominującymi składnikami mogą w nich być węgiel (typ C), krzem (typ S) lub metale (głównie żelazo: typ M). Około 75% skatalogowanych planetoid należy do typu C; około 17% - do typu S, reszta to przedstawicielki typu M. O ile planetoidy typu C (i częściowo typu S) można uznać za obiekty niemal równie prymitywne, jak komety, o tyle planetoidy typu M trudno byłoby odróżnić od zastygłych fragmentów jąder planetarnych. Planetoidy metaliczne mogą więc być pozostałością po kosmicznej katastrofie, w której zniszczeniu uległo ciało o dość znacznych rozmiarach.

DLACZEGO PLANETOIDY?

Z naszkicowanej na wstępie hipotezy objaśniającej pochodzenie planet wynika, że komety są prawdziwymi astronomicznymi skamieniałościami, które ukształtowały się w pierwszych chwilach istnienia Układu Słonecznego i od tamtych czasów przetrwały w stanie niemal niezmienionym. Tego samego nie można wprawdzie powiedzieć o planetoidach (przynajmniej nie o wszystkich); nie ulega jednak wątpliwości, iż obiekty te ukształtowały się wcześniej niż planety. Badając je, odtwarzamy młodość Układu Słonecznego i sprawdzamy poprawność naszych wyobrażeń o procesie planetogenezy. Lepszego uzasadnienia misja NEAR chyba nie potrzebuje.

MATYLDA I INNI

Sonda NEAR opuściła Ziemię 17 lutego 1996 roku. Niespełna półtora roku później przeleciała 1212 km od należącej do typu C planetoidy Mathilde, fotografując ją i mierząc jej gęstość oraz zdolność odbijania promieni słonecznych (tzw. albedo). Stwierdziła, że Mathilde ma rozmiary 66x48x46 km, gęstość 1.3 g/cm3 i powierzchnię czarniejszą niż węgiel drzewny. Mała gęstość świadczy o bardzo porowatej budowie, a tym samym o pierwotnym charakterze obiektu (gdyby planetoida była odłamkiem większego ciała, to przed jego rozpadem zostałaby sprasowana przez siły grawitacyjne). Niemal doskonale czarna barwa pochodzi prawdopodobnie od bogatych w węgiel, pierwotnych pyłków zawartych w dysku protoplanetarnym.

Na Mathilde znaleziono co najmniej pięć kraterów uderzeniowych o średnicy powyżej 20 km. Fakt, iż katastrofy, których są śladami, nie doprowadziły do rozpadu planetoidy, jest dodatkowym dowodem jej porowatości: pod ciosami z zewnątrz Mathilde zachowywała się tak samo jak zgniatana w zderzeniu karoseria samochodowa.

Mathilde była trzecią z kolei planetoidą odwiedzoną przez sondę kosmiczną. W 1991 roku zmierzająca do Jowisza sonda Galileo przeleciała 1600 km od planetoidy Gaspra, a w 1993 roku - w odległości 2400 km od planetoidy Ida. Przy tej ostatniej znaleziono naturalny księżyc o średnicy 1.6 km, któremu nadano nazwę Daktyl. W grudniu 1998 roku, podczas pierwszej, nieudanej próby wejścia na orbitę, NEAR minął Erosa w odległości 3827 km. Wykonana przy tym seria zdjęć umożliwiła skorygowanie wcześniejszych ocen rozmiarów planetoidy: Eros okazał się obiektem o bardzo nieregularnym kształcie i rozmiarach 33x13x13 km. W końcu lipca 1999 roku odwiedzin doczekała się planetoida Braille - niewielki glob o rozmiarach 2.2x1x1 km, obok którego przemknęła sonda Deep Space 1. Lista sfotografowanych planetoid wydłużała się, ale jednorazowe przeloty z dużą prędkością nie mogły przynieść niczego prócz garści fragmentarycznych informacji. Drugiej próby wprowadzenia sondy NEAR na orbitę wokół Erosa oczekiwano więc z prawdziwą niecierpliwością.

DLACZEGO EROS?

Nie wszystkie planetoidy krążą w pasie położonym między orbitami Marsa i Jowisza. Niektóre przysuwają się niemal tak blisko do Słońca jak Ziemia (lub nawet bliżej). Te, których minimalne odległości od Słońca nie przekraczają 1.3 j.a., zaliczane są do klasy NEA (Near-Earth Asteroids). Do tej pory skatalogowano około 800 takich obiektów. Prawdopodobieństwo, że któryś z nich zderzy się z Ziemią, jest niewielkie, ale katastrof tego typu nie można wykluczyć. 23 marca 1989 roku planetoida o średnicy 400 m przecięła orbitę Ziemi w odległości 640 tys. km od naszej planety. W tym samym punkcie przestrzeni znaleźliśmy się zaledwie 6 godzin później! Nic więc dziwnego, że wśród planetoid obiekty NEA przyciągają szczególną uwagę.

Największym wśród nich jest Ganimed, który ma średnicę około 40 km. Drugie miejsce zajmuje właśnie Eros. Orbita Erosa jest silnie wydłużona, wskutek czego jego minimalna i maksymalna odległość od Słońca wynosi odpowiednio 1.13 i 1.78 j.a. Obiekt ten został wybrany jako cel misji NEAR z bardzo przyziemnych powodów: jest blisko (dlatego wyprawa do niego jest przedsięwzięciem stosunkowo tanim) i ma duże rozmiary (dzięki czemu jego pole grawitacyjne jest stosunkowo silne, a manewr wejścia na orbitę dość łatwy).

NA PLANETOIDZIE

Siła ciążenia na Erosie wystarcza wprawdzie do utrzymania sondy na orbicie, ale w porównaniu z ziemską jest bardzo mała. Obiekt o masie 75 kg waży tam zaledwie 50 g, a sprinter, który w biegu na 100 m osiąga czas poniżej 10 s, oderwałby się od bieżni i poszybował w przestrzeń międzyplanetarną. By wejść na orbitę, sonda musiała zmniejszyć swą prędkość względem planetoidy do zaledwie 1 m/s. Dokonała tego 14 lutego br. o godz. 16:33 naszego czasu i od tej chwili okrąża Erosa, przemieszczając się z prędkością piechura po wydłu-żonej orbicie o rozmiarach około 300Ą400 km. Jest to orbita tymczasowa, która będzie wielokrotnie modyfikowana w zależności od potrzeb programu naukowego. W grudniu br. planuje się przeloty sondy na wysokości zaledwie kilku kilometrów nad Erosem; nie wyklucza się także próby lądowania na jego powierzchni (jednak dopiero po zakończeniu programu badań, które przewidziane jest na 14 lutego 2001 roku).

W składzie chemicznym Erosa dominują krzemiany, ale już na pierwszych zdjęciach widać, że jest on niejednorodny (w kilku miejscach wykryto spore obszary o silnie podwyższonym albedo). Gęstość Erosa wynosi 2.4 g/cm3 i jest niemal taka sama, jak średnia gęstość skorupy Ziemi. W tym przypadku mamy więc do czynienia z obiektem znacznie mniej porowatym niż Mathilde. Powierzchnia Erosa jest pokryta dużą liczbą kraterów, co świadczy o tym, iż uformował się on w bardzo wczesnej epoce dziejów Układu Słonecznego. Widać też na niej fałdy i pęknięcia, w większości biegnące równolegle do długiej osi planetoidy. Niektóre z nich przecinają dna i stoki kraterów. W kilku miejscach (m.in. na dnie największego krateru) widać luźne bloki skalne o rozmiarach sporej kamienicy.

Wszystko to świadczy o bogatej w gwałtowne wydarzenia przeszłości Erosa, której szczegóły będą się przed nami odkrywały w ciągu najbliższych kilku miesięcy. Bieżące informacje o przebiegu misji są podawane w witrynie internetowej http://near.jhuapl.edu.

Po obejrzeniu znajdujących się tam zdjęć można wziąć udział w konkursie na nazwy kraterów odkrytych przez sondę NEAR. Propozycje należy przesyłać pod adresem: Names on Eros, The Planetary Society, 65 N. Catalina Ave., Pasadena, CA 91106, USA. Organizatorzy stawiają jeden wymóg: wszystkie nazwy powinny odnosić się do mitów i legend, ktorych głównym tematem jest miłość. Każda propozycja powinna być przedstawiona na osobnej kartce wraz z krótkim uzasadnieniem (nie więcej niż 50 słów). Nagrodą jest zaaprobowanie nazwy przez Międzynarodową Unię Astronomiczną i umieszczenie jej na mapach Erosa.

Przyrządy naukowe sondy NEAR

1. Kamera CCD (537x244 pikseli). Pracuje w zakresie widzialnym i w podczerwieni (0.4-1.1 ?m), jest wyposażona w 8 filtrów i ma pole widzenia 2.26 x 2.95°.

2. Spektrometr podczerwony. Pracuje w zakresie 0.8-2.7 ?m, w którym analizuje widmo światła słonecznego odbitego od Erosa. Identyfikuje minerały znajdujące się na powierzchni planetoidy i bada ich rozmieszczenie.

3. Odległościomierz laserowy. Precyzyjnie mierzy odległość między sondą i szeregiem punktów na powierzchni planetoidy. Wyniki pomiarów są przetwarzane na Ziemi na trójwymiarowy model Erosa i na jego mapy. Na najdokładniejszych mapach będzie można zobaczyć szczegóły o rozmiarach 4 m.

4. i 5. Spektrometry wysokoenergetyczne. Powierzchnia Erosa jest pobudzana przez słoneczne promieniowanie X do emisji kwantów rentgenowskich, zaś przez wysokoenergetyczne cząstki elementarne do emisji kwantów gamma. Spektrometry wysokoenergetyczne wykrywają oba rodzaje kwantów, identyfikują pierwiastki odpowiedzialne za ich emisję i mierzą ich zawartość w powierzchniowych warstwach Erosa.

6. Magnetometr. Mierzy kierunek i natężenie pola magnetycznego. Odkrycie pola stałoby się prawdziwą sensacją naukową i rzuciłoby nowe światło na proces formowania się planetoid typu S. Sygnały radiowe sondy służą nie tylko do utrzymywania kontaktu z Ziemią, lecz także (przy wykorzystaniu zjawiska Dopplera) do niezwykle dokładnego pomiaru jej prędkości względem naszej planety. Analiza zmian tej prędkości umożliwi z kolei zbadanie pola grawitacyjnego planetoidy i odtworzenie rozkładu masy w jej wnętrzu.