astronomia.doc

Pas Kuipera [kaɪpəra], zwany też pasem Edgewortha-Kuipera — obszar Układu Słonecznego rozciągający się za orbitą Neptuna, od 30 do około 55 j.a. od Słońca[1]. Jest podobny do pasa planetoid, ale o wiele większy: 20 razy szerszy i 20 - 200 razy bardziej masywny[2][3]. Podobnie jak pas planetoid, zawiera wiele małych obiektów, będących pozostałościami po procesie formowania się Układu Słonecznego. Krążą w nim co najmniej trzy planety karłowate: Pluton, Haumea i Makemake. O ile pas planetoid składa się głównie z obiektów skalnych i metalowych, większość obiektów pasa Kuipera jest zbudowanych z zestalonych prostych związków, takich jak metan, amoniak i woda.

Do tej pory odkryto ponad tysiąc obiektów Pasa Kuipera. Uważa się, że zawiera on ponad 70 000 obiektów o średnicy powyżej 100 km[4]. Pierwotnie zakładano, że stanowi on główne źródło komet krótkookresowych, o orbitach trwających poniżej 200 lat. Współczesne badania pokazały jednak, że orbity jego obiektów są dosyć stabilne, a docierające do wnętrza układy komety pochodzą ze znajdującego się dalej dysku rozproszonego[5]. Zaliczanego do niego obiekty, takie jak Eris, mają wydłużone orbity, często sięgające ponad 100 j.a. od Słońca. Ich peryhelia mogą zahaczać o orbity gazowych gigantów – wtedy obiekty te klasyfikowane są jako centaury. Astronomowie podejrzewają, że księżyc Neptuna Tryton, jest przechwyconym obiektem z tej grupy[6]. Pluton, jako pierwszy odkryty obiekt z pasa Kuipera, był przez długi czas uznawany za planetę. Po odkryciu wielu podobnych do niego obiektów jest teraz klasyfikowany jako planeta karłowata i jeden z wielu plutonków – obiektów w rezonansie orbitalnym 2:3 z Neptunem.

Pas Kuipera nie powinien być mylony z hipotetycznym obłokiem Oorta, który znajduje się tysiące razy dalej. Wszystkie obiekty Układu Słonecznego znajdujące się poza orbitą Neptuna, a więc obiekty pasa Kuipera, dysku rozproszonego i obłoku Oorta są wspólnie nazywane obiektami transneptunowymi

Planetoidy bliskie Ziemi (ang. Near-Earth asteroids, NEA) planetoidy z klasy obiektów bliskich Ziemi, których perihelium orbity znajduje się w pobliżu orbity Ziemi i jest mniejsze niż 1,3 j.a.

Niektóre z tych planetoid poruszają się na tyle blisko ziemskiej orbity, że mogą powodować niebezpieczeństwo zderzenia z naszą planetą. Z drugiej strony, NEA są łatwo osiągalne dla statków kosmicznych. Jak dotąd, dwie planetoidy bliskie Ziemi zostały odwiedzone przez sondy kosmiczne: 433 Eros (Near Earth Asteroid Rendezvous, NASA) i 25143 Itokawa (misja Hayabusa, JAXA).

Według stanu na 18 lipca 2008 znanych jest 5.468 planetoid bliskich Ziemi. Ich rozmiary nie przekraczają 32 km (1036 Ganymed). Łącznie istnieją prawdopodobnie dziesiątki tysięcy NEA, około 2000 z nich ma średnicę powyżej 1 kilometra.

Klasyfikacja NEA

Wyróżnia się trzy rodziny planetoid bliskich Ziemi:

Grupa Atona - Grupa planetoid o półosi wielkiej a < 1 j.a., stąd przeważnie poruszają się wewnątrz ziemskiej orbity. Aphelium leży w przedziale 0,983 < Q - 1,0167.

Grupa Apollo - Grupa planetoid o półosi wielkiej a = 1 j.a. natomiast aphelium Q < 1,017 j.a..

Grupa Amor - Grupa planetoid o półosi wielkiej a > 1 a peryhelia nieznacznie wykraczają poza orbitę Ziemi (1,017 - 1,3 j.a.). Planetoidy z tej grupy często przecinają orbitę Marsa, nie przecinają jednak orbity Ziemi.

Grupa planetoidy Atona - planetoidy bliskie Ziemi, które krążąc wokół Słońca poruszają się przeważnie wewnątrz ziemskiej orbity. Półoś wielka ich orbity jest mniejsza od 1 j.a., a ich aphelia są zwykle większe niż peryhelium Ziemi.

Do przedstawicieli tej kategorii planetek należy 2062 Aton, od którego wzięła nazwę cała ta grupa (czasem błędnie określana jako grupa Ateny). Nazwy planetoid grupy Atona najczęściej pochodzą od postaci mitologii egipskiej.

W grudniu 2004 r. jedna z planetoid grupy Atona, 99942 Apophis, wzbudziła szereg obaw, ze względu na to, że jej wyznaczona orbita prowadziła na kurs kolizyjny z Ziemią w 2029 roku. Dokładniejsze wyznaczenie orbity wykluczyło jednak możliwość zderzenia asteroidy z Ziemią lub Księżycem.

Do planetoid grupy Atona zaliczają się też planetoidy typu Apohele, których orbity całkowicie zawierają się wewnątrz orbity Ziemi.

Grupa planetoidy Apollo - jest to grupa planetoid bliskich Ziemi, krążących po orbitach przecinających nie tylko orbitę Ziemi, ale także Wenus, a czasami nawet Merkurego. Przedstawicielami tej kategorii planetoid są np.: 1566 Ikar czy 4179 Toutatis. Cała grupa wzięła nazwę od asteroidy 1862 Apollo.

Grupa planetoidy Amor - typ planetoid, które zbliżają się ku orbicie Ziemi podczas swego biegu wokół Słońca. Typowym przedstawicielem tej grupy jest 433 Eros. Większość znanych asteroid krąży w tzw. głównym pasie planetoid pomiędzy Marsem i Jowiszem.

Zdecydowana większość znanych nam dziś planetoid krąży jednak w tzw. głównym pasie, tj. pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza.

Obłok Oorta (znany też pod nazwą Obłoku Öpika-Oorta) – hipotetyczny sferyczny obłok składający się z lodu, pyłu, gazów i planetoid obiegających Słońce w odległości od 300 do 100 000 j.a. Rozciąga się on do około jednej czwartej odległości do Proxima Centauri i około tysiąckrotnie dalej niż Pas Kuipera i dysk rozproszony – gdzie krążą znane obiekty transneptunowe. Zewnętrzne granice Obłoku Oorta wyznaczają granicę grawitacyjnej dominacji Układu Słonecznego.

Obłok Oorta jest pozostałością po formowaniu się Układu Słonecznego. W jego skład wchodzą obiekty wyrzucone z Układu przez grawitacyjne oddziaływanie gazowych olbrzymów, we wczesnym okresie jego formowania. Można w nim wyróżnić dwa obszary: sferyczny obłok zewnętrzny i spłaszczony obłok wewnętrzny.

Choć dotychczas nie ma potwierdzonych bezpośrednich obserwacji Obłoku Oorta, jego istnienia mają dowodzić komety długookresowe i wiele obiektów z grupy centaurów. Zewnętrzny obłok Oorta jest słabo związany grawitacyjnie z Układem Słonecznym i dlatego łatwo ulega zaburzeniom grawitacyjnym od pobliskich gwiazd i sił pływowych Drogi Mlecznej. Te zaburzenia wytrącają komety z ich orbit i wysyłają je w okolice planet wewnętrznych. Choć trajektorie większości komet wskazują, że pochodzą one z dysku rozproszonego, niektóre z nich mogą pochodzić z dalszych obszarów.Spośród kilkuset planetoid dotychczas zaobserwowanych za orbitą Neptuna, cztery mogą stanowić część Obłoku Oorta: 90377 Sedna, 2000 CR105, 2006 SQ372 i 2008 KV42. Obłok Oorta zaczyna się 2000–5000 j.a. od Słońca[9] i sięga 50 000[1] lub nawet 100 000 j.a. od niego. Można go podzielić na sferyczny obłok zewnętrzny (20 000–50 000 j.a.) i płaski obłok wewnętrzny (2000–20 000 j.a.). Obłok zewnętrzny jest słabo związany ze Słońcem i jest źródłem długookresowych i nieokresowych komet. Według modeli powstawania Układu Słonecznego, obłok wewnętrzny zawiera dziesiątki lub setki razy więcej obiektów niż zewnętrzny. Jest także potencjalnym źródłem nowych komet dla relatywnie rzadkiego zewnętrznego obłoku, dzięki czemu może on utrzymywać się przez miliardy lat.

Sam obłok zewnętrzny ma zawierać kilka bilionów obiektów o średnicy powyżej 1,3 km (pół biliona o wielkości gwiazdowej poniżej 10,9), co oznacza, że przeciętne odległości między tymi obiektami wynoszą dziesiątki milionów kilometrów. Jego całkowita masa nie jest dokładnie znana, ale przyjmując kometę Halleya za przeciętną kometę z tego zbioru, można ją oszacować na 3x1025 kilogramów, czyli około pięciokrotność masy Ziemi.Wcześniejsze oszacowania podawały większe wielkości (do 380 mas Ziemi), ale rozwój wiedzy o rozkładzie wielkości komet długookresowych spowodowały ich obniżenie. Masa wewnętrznego Obłoku Oorta nie jest znana.

Jeśli przybywające do wewnątrz Układu komety uznać za reprezentatywną próbkę, to znaczna większość obiektów chmury Oorta składa się głównie z zestalonych prostych związków: wody, etanu, tlenku węgla i cyjanowodoru. Ostatnie odkrycia skalistych obiektów na bardzo wydłużonych orbitach sugerują jednak, że obłok może zawierać również duże ilości skał. Porównanie składu izotopowego węgla i azotu w kometach długookresowych i w obiektach pochodzących z okolic orbity Jowisza, pokazuje bardzo niewielkie różnice pomiędzy tymi dwiema grupami. Sugeruje to wspólne pochodzenie tych dwóch grup. Hipoteza ta jest poparta dodatkowo badaniami składu chemicznego komet z Obłoku Oorta i wynikami misji Deep Impact.

Kometa Hale'a-Boppa, typowy przedstawiciel obiektów Obłoku Oorta.