Obłok Oorta.pdf

(402 KB) Pobierz

Ob∏ok Oorta

Ogromny ob∏ok na peryferiach Uk∏adu S∏onecznego

roi si´ od komet. Poznanie procesów

w nim zachodzàcych pomo˝e wyjaÊniç

zagadk´ powtarzajàcych si´ okresów

masowego wymierania gatunków na Ziemi

Paul R. Weissman

owszechne jest przekonanie, ˝e

Uk∏ad S∏oneczny koƒczy si´ na

orbicie najdalszej znanej planety,

Plutona. Tymczasem oddzia∏ywanie

grawitacyjne S∏oƒca si´ga ponad 3000

razy dalej, dochodzàc do po∏owy drogi

do najbli˝szych gwiazd. I przestrzeƒ ta

nie jest pusta – wype∏nia jà ogromne

skupisko komet, materia∏u pozosta∏ego

po uformowaniu si´ Uk∏adu S∏oneczne-

go. Ten rezerwuar nazywany jest Ob∏o-

kiem Oorta.

Ob∏ok Oorta to Syberia Uk∏adu S∏o-

necznego, rozleg∏e, mroêne pogranicze

zape∏nione zes∏aƒcami z wewn´trzne-

go imperium s∏onecznego, którzy jedy-

nie nieznacznie podlegajà wp∏ywowi

w∏adzy centralnej. Typowe temperatu-

ry osiàgajà tam w po∏udnie lodowate

4°C powy˝ej zera bezwzgl´dnego, a sà-

siednie komety oddalone sà od siebie

o dziesiàtki milionów kilometrów. S∏oƒ-

ce, ciàgle jeszcze najjaÊniejsza gwiazda

na niebie, Êwieci zaledwie jak Wenus na

wieczornym ziemskim firmamencie.

W∏aÊciwie nigdy nie „widzieliÊmy”

ob∏oku Oorta, lecz nikomu dotàd nie

uda∏o si´ równie˝ zobaczyç elektronu.

O istnieniu i w∏asnoÊciach obu tych

obiektów wnioskujemy z obserwowa-

nych zjawisk fizycznych. W przypadku

ob∏oku Oorta chodzi o sta∏e powolne

przedostawanie si´ d∏ugookresowych

komet do wn´trza naszego uk∏adu pla-

netarnego. Istnienie ob∏oku przynosi od-

powiedê na pytanie, które ludzie zada-

wali sobie ju˝ w staro˝ytnoÊci: czym sà

komety i skàd przybywajà?

Arystoteles w IV wieku p.n.e. sàdzi∏,

˝e komety sà ob∏okami jasno Êwiecàce-

go gazu w wysokich warstwach atmo-

sfery ziemskiej. W I wieku n.e. natomiast

filozof rzymski Seneka uwa˝a∏ komety

za cia∏a niebieskie przemierzajàce fir-

mament w∏asnymi drogami. Dopiero

44 Â

WIAT

AUKI

Listopad 1998

JAK NIEBIA¡SKI SZCZURO¸AP Z HAMELN gwiaz-

da typu czerwonego kar∏a, Gliese 710, zderzy si´ w cià-

gu 1.4 mln lat z ob∏okiem Oorta – budzàc z letargu

Êpiàce komety, wytràcajàc wiele z nich z orbit i ciska-

jàc niektóre w stron´ planet. Takie wtargni´cia, wy-

nik przypadkowych ruchów gwiazd w naszej Galak-

tyce, zdarzajà si´ Êrednio raz na milion lat. W tej wizji

artystycznej odleg∏e komety nie zosta∏y przedstawio-

ne w odpowiedniej skali.

pi´ç stuleci póêniej hipotez´ t´ potwier-

dzi∏ duƒski astronom Tycho Brahe, któ-

ry porówna∏ obserwacje komety z roku

1577 wykonane z kilku ró˝nych stano-

wisk w Europie. JeÊli kometa by∏aby

bardzo blisko, wówczas w ka˝dym miej-

scu obserwacji powinna mieç nieco in-

ne po∏o˝enie wzgl´dem gwiazd. Brahe

nie zdo∏a∏ wykryç ˝adnych ró˝nic i wy-

wnioskowa∏, ˝e kometa znajdowa∏a si´

dalej ni˝ Ksi´˝yc.

Lecz w∏aÊciwie jak daleko, zacz´∏o sta-

waç si´ jasne dopiero wówczas, gdy

astronomowie przystàpili do wyznacza-

nia orbit komet. W 1705 roku astronom

angielski Edmond Halley opracowa∏

pierwszy katalog 24 komet. Obserwacje

nie by∏y zbyt dok∏adne i móg∏ on jedynie

z grubsza dopasowaç parabol´ do toru

ka˝dej komety. Jednak dowodzi∏, ˝e

orbity mogà byç bardzo wyd∏u˝onymi

elipsami wokó∏ S∏oƒca:

Bowiem ich Liczba b´dzie okreÊlo-

na i, byç mo˝e, nie za du˝a. Ponadto,

Przestrzeƒ pomi´dzy S∏oƒcem a sta∏y-

mi Gwiazdami jest tak niezmierzona,

˝e wystarczajàco jest Miejsca dla Ko-

mety do okrà˝enia, chocia˝ Okres jej

Okrà˝ania by∏by niezmiernie d∏ugi.

W pewnym sensie sporzàdzony przez

Halleya opis komet krà˝àcych po orbi-

tach, które rozciàgajà si´ wÊród gwiazd,

przewidywa∏ odkrycie ob∏oku Oorta 250

lat póêniej. Halley zauwa˝y∏ równie˝, ˝e

komety z 1531, 1607 i 1682 roku mia∏y

bardzo podobne orbity i by∏y od siebie

odleg∏e w czasie w przybli˝eniu o 76 lat.

Te na pozór odmienne komety by∏y – jak

sugerowa∏ – w rzeczywistoÊci tà samà ko-

metà, powracajàcà w regularnych odst´-

pach. Obiekt ów, znany obecnie jako ko-

meta Halleya, ostatni raz odwiedzi∏ rejon

wewn´trznych planet w 1986 roku. Po-

czàwszy od Halleya, astronomowie za-

WIAT

AUKI

Listopad 1998

DON DIXON

KOMETA HALE–BOPP, która zbli˝y∏a si´ do

Ziemi w marcu 1997 roku na najmniejszà odle-

g∏oÊç, jest przyk∏adem komety d∏ugookreso-

wej. Ostatni raz odwiedzi∏a wewn´trzny Uk∏ad

S∏oneczny 4200 lat temu i z powodu oddzia∏y-

wania grawitacyjnego Jowisza powróci za 2600

lat. W mi´dzyczasie oddali si´ na odleg∏oÊç 370

razy wi´kszà ni˝ wynosi dystans Ziemi do

S∏oƒca. Jak wi´kszoÊç komet d∏ugookresowych

Hale–Bopp ma bardzo nachylonà orbit´: jej

p∏aszczyzna jest prawie prostopad∏a do p∏asz-

czyzny orbity Ziemi

(wstawka).

MAR

MERK

JOW

ZIEM

HALE–BOPP

WEN

j.a

ISZ

cz´li dzieliç komety na dwie grupy w za-

le˝noÊci od czasu, jaki zabiera im okrà-

˝enie S∏oƒca (co jest bezpoÊrednio zwià-

zane ze Êrednià odleg∏oÊcià od niego).

Komety d∏ugookresowe, takie jak nie-

dawno obserwowane jasne komety

Hyakutake i Hale–Bopp, majà okresy

orbitalne wynoszàce ponad 200 lat, a ko-

mety krótkookresowe poni˝ej 200 lat. Te

drugie w ostatnim dziesi´cioleciu po-

dzielono jeszcze na dwie grupy: komety

rodziny Jowisza, takie jak Enckego i Tem-

pel 2 o okresach poni˝ej 20 lat, oraz kome-

ty o okresach poÊrednich, czyli typu Hal-

leya – których obieg wynosi 20–200 lat.

Definicje te sà doÊç dowolne, lecz od-

zwierciedlajà rzeczywiste ró˝nice. Ko-

mety poÊrednio- i d∏ugookresowe do-

cierajà do strefy planet przypadkowo

ze wszystkich kierunków, podczas gdy

komety rodziny Jowisza majà orbity

o p∏aszczyznach nachylonych zazwy-

czaj nie wi´cej ni˝ 40° do p∏aszczyzny

ekliptyki, p∏aszczyzny orbity ziemskiej.

(Orbity innych planet le˝à tak˝e bardzo

blisko p∏aszczyzny ekliptyki.) PoÊred-

nio- i d∏ugookresowe komety zdajà si´

nadlatywaç z ob∏oku Oorta, podczas

gdy komety rodziny Jowisza powstajà,

jak si´ obecnie uwa˝a, w pasie Kuipe-

ra, rejonie p∏aszczyzny ekliptyki znaj-

dujàcym si´ poza orbità Neptuna [patrz:

Jane X. Luu i David C. Jewitt, „Pas Kui-

pera”;

Âwiat Nauki,

lipiec 1996].

Otch∏anie poza Plutonem

Na poczàtku XX wieku znano ju˝ wy-

starczajàco du˝o komet o d∏ugookreso-

wych orbitach, by móc badaç ich roz-

k∏ad statystyczny [ilustracja

na stronie

49].

Powsta∏ w zwiàzku z tym pewien

problem. Oko∏o

wszystkich tych

„oskulacyjnych” orbit – tzn. orbit komet

Êledzonych w sàsiedztwie punktu ich

najwi´kszego zbli˝enia do S∏oƒca – by-

∏a hiperboliczna. Komety na orbitach hi-

perbolicznych powstawa∏yby w prze-

strzeni mi´dzygwiazdowej i powraca∏y

do niej, inaczej ni˝ obiekty na orbitach

eliptycznych, na których zwiàzane sà

oddzia∏ywaniem grawitacyjnym ze

S∏oƒcem. Istnienie orbit hiperbolicznych

doprowadzi∏o pewnych astronomów

do wniosku, ˝e komety zosta∏y wy∏apa-

ne z przestrzeni mi´dzygwiazdowej w

wyniku spotkaƒ z planetami.

W celu zbadania tej hipotezy naukow-

cy zajmujàcy si´ mechanikà nieba eks-

trapolowali, albo inaczej „ca∏kowali”, or-

bity komet d∏ugookresowych wstecz.

Odkryli oni, ˝e z powodu grawitacyjne-

go przyciàgania ze strony odleg∏ych pla-

net oskulacyjne orbity nie odpowiada∏y

oryginalnym orbitom komet [dolna

ilu-

stracja na sàsiedniej stronie].

Gdy uwzgl´d-

ni∏o si´ wyniki oddzia∏ywania planet –

przez dostatecznie dalekie przeca∏kowa-

nie w przesz∏oÊç i zorientowanie orbit

nie wzgl´dem S∏oƒca, lecz w stosunku

do Êrodka masy Uk∏adu S∏onecznego

(punktu reprezentujàcego sum´ mas

S∏oƒca i krà˝àcych wokó∏ niego planet)

– prawie wszystkie orbity okaza∏y si´

eliptyczne. Tak wi´c komety nie sà mi´-

dzygwiezdnymi w∏ócz´gami, lecz cz∏on-

kami Uk∏adu S∏onecznego.

W dodatku, chocia˝

/ tych orbit na-

dal wydawa∏o si´ roz∏o˝one w sposób

jednorodny, energie orbitalne a˝

mieÊci∏y si´ w bardzo wàskim zakresie.

Maksimum to odpowiada∏o orbitom

rozciàgajàcym si´ na bardzo du˝e odle-

g∏oÊci – 20 000 j.a. (jednostka astrono-

miczna to Êrednia odleg∏oÊç Ziemi od

S∏oƒca) i wi´cej. Na takich orbitach okre-

sy obiegu wynoszà ponad milion lat.

Dlaczego a˝ tyle komet przybywa z tak

daleka? W koƒcu lat czterdziestych ho-

lenderski astronom Adrianus F. van

Woerkom wykaza∏, ˝e perturbacje spo-

wodowane przez planety – rozpraszanie

komet na przypadkowe orbity zarów-

no ciasne, jak i rozleg∏e – mog∏yby wy-

jaÊniç jednorodny ich rozk∏ad. Lecz co

z maksimum komet o okresach miliona

lat?

W 1950 roku zainteresowa∏ si´ tym

problemem inny holenderski astronom,

Jan H. Oort, s∏ynny ju˝ wówczas z wy-

znaczenia w latach dwudziestych pr´d-

koÊci rotacji Drogi Mlecznej. Stwierdzi∏

on, ˝e maksimum o okresach orbital-

nych miliona lat musi przedstawiaç so-

bà êród∏o komet d∏ugookresowych: ol-

brzymi ob∏ok otaczajàcy nasz uk∏ad

planetarny i rozciàgajàcy si´ przez pó∏

drogi do najbli˝szych gwiazd.

Komety w tym ob∏oku – jak wykaza∏

Oort – sà tak s∏abo zwiàzane ze S∏oƒ-

cem, ˝e gwiazdy, które przypadkowo

przechodzà w pobli˝u, mogà z ∏atwo-

Êcià zmieniç ich orbity. W ciàgu ka˝-

dego miliona lat kilkanaÊcie gwiazd mi-

ja S∏oƒce w odleg∏oÊci jednego par-

seka (206 000 j.a.). Te bliskie przejÊcia

wystarczajà do wymieszania orbit ko-

metarnych, randomizujàc ich nachyle-

nia i posy∏ajàc ciàg∏y strumieƒ komet

w kierunku wewn´trznych rejonów

Uk∏adu S∏onecznego po bardzo wyd∏u-

˝onych orbitach eliptycznych [ilustracja

na stronie 48].

Gdy komety wejdà pierw-

szy raz do uk∏adu planetarnego, sà roz-

praszane przez planety, zyskujàc lub

tracàc energi´ orbitalnà. Niektóre na

zawsze opuszczajà Uk∏ad S∏oneczny.

Pozosta∏e powracajà i sà znowu obser-

wowane jako cz∏onkowie rozk∏adu jed-

norodnego. Oort opisa∏ ob∏ok jako

„ogród delikatnie zgrabiany przez za-

k∏ócenia ze strony gwiazd”.

46 Â

WIAT

AUKI

Listopad 1998

DENNIS DICICCO

Sky & Telescope;

MICHAEL GOODMAN

(wstawka)

WstrzàÊni´te, ale nie mieszane

Dokonanie Oorta, jeÊli chodzi o pra-

wid∏owe zinterpretowanie rozk∏adu

orbitalnego komet d∏ugookresowych,

robi jeszcze wi´ksze wra˝enie, gdy we-

êmie si´ pod uwag´, ˝e dysponowa∏ on

dobrze zmierzonymi parametrami je-

dynie 19 orbit. Wspó∏czeÊni astronomo-

wie znajà ich ponad 15 razy wi´cej. Wie-

dzà oni teraz, ˝e d∏ugookresowe komety

wchodzàce po raz pierwszy w obszar

zajmowany przez planety przybywajà

Êrednio z odleg∏oÊci 44 000 j.a. Ich orbi-

ty charakteryzujà si´ okresami obiegu

oko∏o 3.3 mln lat.

Astronomowie zdali sobie równie˝

spraw´ z tego, ˝e zak∏ócenia ze strony

gwiazd nie zawsze sà ∏agodne. Czasa-

mi gwiazda mija tak blisko S∏oƒce, ˝e

ODDZIA¸YWANIA P¸YWOWE wyst´pujà

ze wzgl´du na s∏abni´cie si∏y grawitacji z od-

leg∏oÊcià. Dlatego zgrubienie centralne na-

szej Galaktyki – koncentracja gwiazd w osi

struktury spiralnej – przyciàga bardziej od

strony ob∏oku Oorta bli˝szej centrum

(nie

zachowano skali)

ni˝ od strony przeciwnej.

P∏aszczyzna Galaktyki wywiera podobnà si-

∏´, ale skierowanà w innà stron´. P∏ywy ga-

laktyczne dzia∏ajà analogicznie do p∏ywów

ksi´˝ycowych wyst´pujàcych wtedy, gdy

strona Ziemi bliska naszemu naturalnemu

satelicie odczuwa silniejsze przyciàganie

grawitacyjne ni˝ na antypodach.

S¸O¡CE

JOWISZ

ÂRODEK MASY

KOMETA D¸UGOOKRESOWA jest tak

s∏abo zwiàzana ze S∏oƒcem, ˝e decydujàcy

wp∏yw na nià majà planety. Zwykle astro-

nomowie mogà zobaczyç jà jedynie wtedy,

gdy zakr´ca w pobli˝u S∏oƒca. Gdy zasto-

sujà prawa Keplera (dotyczàce ruchu cia∏

niebieskich) do wykreÊlenia jej toru – czyli

orbity „oskulacyjnej” albo widomej – ko-

meta cz´sto zdaje si´ podà˝aç po trajektorii

hiperbolicznej, co wskazuje, ˝e przybywa

z przestrzeni mi´dzygwiazdowej i tam te˝

powróci

(a).

Z bardziej skomplikowanych

obliczeƒ uwzgl´dniajàcych wp∏yw planet

(szczególnie najbardziej masywnej – Jowi-

sza) wynika, ˝e orbita ta jest w rzeczywisto-

Êci eliptyczna

(b).

Zmienia ona swój kszta∏t

podczas ka˝dego przejÊcia przez wewn´trz-

ny Uk∏ad S∏oneczny.

lifornia) pos∏u˝yliÊmy si´ danymi doty-

czàcymi pozycji i pr´dkoÊci gwiazd

zmierzonych przez satelit´

Hipparcos,

by zrekonstruowaç trajektorie gwiazd

w sàsiedztwie Uk∏adu S∏onecznego.

ZnaleêliÊmy dowody na to, ˝e w ciàgu

ostatniego miliona lat w pobli˝u S∏oƒ-

ca przesz∏a gwiazda. Kolejne bliskie

przejÊcie gwiazdy nastàpi za mniej wi´-

cej 1.4 mln lat, a b´dzie nià niewielki

czerwony karze∏ o nazwie Gliese 710,

który przeleci przez peryferia ob∏o-

ku Oorta w odleg∏oÊci oko∏o 70 000 j.a.

od S∏oƒca. W tej odleg∏oÊci Gliese 710

móg∏by zwi´kszyç cz´stotliwoÊç przejÊç

komet przez wewn´trzny Uk∏ad S∏o-

neczny o 50% – powodujàc byç mo˝e

m˝awk´ kometarnà, lecz na pewno nie

deszcz.

Wiadomo ju˝, ˝e oprócz przypadko-

wo przelatujàcych gwiazd ob∏ok Oorta

zak∏ócajà dwa inne zjawiska. Po pierw-

sze, jest on tak rozleg∏y, ˝e odczuwa od-

dzia∏ywanie p∏ywowe generowane

przez dysk Drogi Mlecznej oraz – w

mniejszym stopniu – jàdro galaktyczne.

P∏ywy te powstajà, poniewa˝ S∏oƒce

i kometa w ob∏oku Oorta znajdujà si´

w nieco innych odleg∏oÊciach od p∏asz-

czyzny równikowej dysku czy centrum

Galaktyki i dlatego doznajà przyciàga-

nia grawitacyjnego w troch´ innym

stopniu [ilustracja

powy˝ej].

Oddzia∏y-

wania p∏ywowe wspomagajà zasilanie

rejonu planet w nowe komety d∏ugo-

okresowe.

MICHAEL GOODMAN

WIAT

AUKI

Listopad 1998

MICHAEL GOODMAN

Nieliczne komety nadal zdawa∏y si´

przybywaç z przestrzeni mi´dzygwiaz-

dowej. Lecz by∏o to prawdopodobnie

b∏´dne wra˝enie spowodowane drob-

nymi niedok∏adnoÊciami w wyznacza-

niu ich orbit. Ponadto podczas zbli˝a-

nia si´ do S∏oƒca komety mogà zmieniaç

orbity, gdy˝ strumienie gazu i py∏u wy-

dostajàce si´ z ich lodowych powierzch-

ni dzia∏ajà jak ma∏e silniki rakietowe.

Takie niegrawitacyjne si∏y sprawiajà, ˝e

orbity wydajà si´ hiperboliczne, pod-

czas gdy faktycznie sà eliptyczne.

przechodzi bezpoÊrednio przez ob∏ok

Oorta, gwa∏townie zaburzajàc orbity ko-

met na swojej drodze. Ze statystyki wy-

nika, ˝e przejÊcia gwiazdy w odleg∏oÊci

10 000 j.a. od S∏oƒca mo˝na si´ spodzie-

waç raz na 36 mln lat, a w odleg∏oÊci

3000 j.a. – co 400 mln lat. Komety znaj-

dujàce si´ w pobli˝u toru przejÊcia

gwiazdy wyrzucane sà w przestrzeƒ

mi´dzygwiazdowà, a orbity komet w

ca∏ym ob∏oku przechodzà znaczne

przeobra˝enia.

Chocia˝ bliskie przejÊcia gwiazd nie

wywierajà bezpoÊredniego wp∏ywu na

planety – przypuszczalnie najwi´ksze

zbli˝enie gwiazdy do S∏oƒca w ciàgu

ca∏ej historii Uk∏adu S∏onecznego wy-

nosi∏o 900 j.a. – mogà one niszczyç je

poÊrednio. W 1981 roku Jack G. Hills,

pracujàcy obecnie w Los Alamos Natio-

nal Laboratory, wysunà∏ hipotez´, ˝e

bliskie przejÊcie gwiazdy mog∏oby wy-

wo∏aç „deszcz” komet, zwi´kszajàc cz´-

stoÊç ich upadku na powierzchni´ pla-

net, a byç mo˝e nawet powodujàc

masowe wymieranie gatunków na Zie-

mi. Zgodnie z symulacjami komputero-

wymi, które przeprowadzi∏em wraz

z Pietem Hutem, wówczas z Institute

for Advanced Study w Princeton (New

Jersey), cz´stotliwoÊç pojawiania si´ ko-

met podczas ich deszczu mo˝e prze-

wy˝szaç 300-krotnie zwyk∏e tempo.

Deszcz taki trwa∏by 2–3 mln lat.

Ostatnio Kenneth A. Farley wraz ko-

legami z California Institute of Tech-

nology znaleêli dowody przejÊcia takie-

go w∏aÊnie deszczu komet. Za pomocà

rzadkiego izotopu helu 3 jako znacz-

nika materii pochodzenia pozaziem-

skiego wykreÊlili oni zale˝noÊç od cza-

su iloÊci czàstek py∏u mi´dzyplanetar-

nego w osadach oceanicznych. Tempo

gromadzenia si´ py∏u uwa˝ane jest za

odzwierciedlenie liczby komet przecho-

dzàcych przez rejon planet; ka˝da ko-

meta rozsiewa na swojej drodze py∏.

Farley odkry∏, ˝e tempo to wzros∏o na-

gle pod koniec eocenu, oko∏o 36 mln lat

temu, i zmniejsza∏o si´ powoli przez

2–3 mln lat, w∏aÊnie tak jak przewidy-

wa∏y teoretyczne modele deszczy ko-

metarnych. Póêny eocen jest uto˝sa-

miany z incydentem umiarkowanego

wymierania gatunków biologicznych

i na ten okres datuje si´ wiele kraterów

uderzeniowych. Geolodzy znaleêli

w ziemskich osadach tak˝e inne Êlady

upadków, jak warstwy irydu oraz

mikrotektyty.

Czy w najbli˝szej przysz∏oÊci zagra˝a

Ziemi deszcz kometarny? Na szcz´Êcie

nie. Wraz z Joan Garcià-Sanchez z Uni-

wersytetu w Barcelonie, Robertem A.

Prestonem i Daytonem L. Jonesem z Jet

Propulsion Laboratory w Pasadenie (Ka-

SI¸Y GRAWITACYJNE

OB¸OK

OORTA

ZGRUBIENIE

CENTRALNE

GALAKTYKI

Po drugie, jak to wykaza∏ w 1978 ro-

Drugie zasadnicze pytanie brzmi: ile

tywnym dynamicznie ob∏oku opisa-

ku Ludwig Biermann z Max-Planck In-

komet zamieszkuje ob∏ok Oorta? Licz-

nym po raz pierwszy przez Oorta; resz-

stitut für Physik und Astrophysik

ba ta zale˝y od tempa, w jakim komety

ta pozostaje w stosunkowo g´stym jà-

w Monachium, ob∏ok Oorta mogà rów-

uchodzà z niego w przestrzeƒ mi´dzy-

drze. JeÊli pos∏u˝yç si´ najlepszym

nie˝ zaburzaç olbrzymie ob∏oki mole-

planetarnà. By wyt∏umaczyç obserwo-

oszacowaniem Êredniej masy komety –

kularne. Te masywne chmury ch∏odne-

wanà liczb´ komet d∏ugookresowych,

oko∏o 40 mld ton – wówczas ca∏kowita

go wodoru, miejsca narodzin gwiazd

dzisiejsi astronomowie szacujà, ˝e ob-

masa komet w ob∏oku Oorta wynosi

i uk∏adów planetarnych, majà masy 100

∏ok zawiera 6 bln komet, co czyni z nich

obecnie oko∏o 40 mas Ziemi.

tys. do miliona razy wi´ksze od masy

najliczniejszà grup´ wÊród istotnych cia∏

I wreszcie – skàd si´ biorà komety

S∏oƒca. Gdy Uk∏ad S∏oneczny przecho-

Uk∏adu S∏onecznego. Jedynie szósta ich

w ob∏oku Oorta? Nie mog∏y one powstaç

dzi w pobli˝u takiego ob∏oku, zaburze-

cz´Êç znajduje si´ w zewn´trznym, ak-

na swoich obecnych pozycjach, ponie-

nia grawitacyjne wyrywajà kome-

wa˝ materia na takich odleg∏o-

ty z orbit i ciskajà je w przestrzeƒ

Êciach jest zbyt rozproszona, by

mi´dzygwiazdowà. Takie spotka-

móc si´ skupiaç. Nie mogà równie˝

nia, chocia˝ gwa∏towne, nie sà zbyt

pochodziç z przestrzeni mi´dzy-

PLANETA

cz´ste – co najwy˝ej jedno na 300

gwiazdowej, poniewa˝ S∏oƒce wy-

–500 mln lat. W 1985 roku Hut i

∏apuje bardzo ma∏o komet. Pozo-

KOMETA

S¸O¡CE

Scott D. Tremaine, pracujàcy obec-

staje wi´c jedynie uk∏ad planetarny.

nie w Princeton University, wy-

Oort rozwa˝a∏ mo˝liwoÊç tworze-

j.a

kazali, ˝e w ciàgu ca∏ej historii

nia si´ komet w pasie planetoid

Uk∏adu S∏onecznego ob∏oki mole-

i wyrzucania ich przez planety ol-

kularne wywar∏y ten sam ∏àczny

brzymy podczas formowania si´

skutek, co wszystkie gwiazdy prze-

HISTORIA KOMETY D¸UGOOKRESOWEJ zaczyna

Uk∏adu S∏onecznego. Lecz komety

si´, gdy ta powstaje w pobli˝u planet i zostaje wyrzuco-

chodzàce w pobli˝u.

sà cia∏ami lodowymi, wielkimi

na przez nie na szerokà orbit´.

brudnymi kulami Ênie˝nymi, a pas

Wewn´trzne jàdro

planetoid by∏ wówczas zbyt gorà-

cy, by kondensowa∏ si´ tam lód.

DziÊ badacze ob∏oku Oorta zaj-

W rok po ukazaniu si´ pracy Oor-

50 j.a

mujà si´ trzema g∏ównymi zagad-

ta astronom Gerard P. Kuiper z Uni-

nieniami. Po pierwsze, strukturà ob-

versity of Chicago wysunà∏ hipote-

∏oku. W 1987 roku Tremaine, Martin

z´, ˝e komety tworzy∏y si´ dalej od

J. Duncan, obecnie z Queen’s Uni-

S∏oƒca, poÊród planet olbrzymów.

100 0

versity w Ontario, i Thomas R.

(OkreÊlenie pas Kuipera pochodzi

00 j.a

Quinn, dziÊ z University of Wa-

od jego nazwiska, poniewa˝ postu-

shington, badali sposób, w jaki za-

lowa∏ on powstawanie niektórych

Kometa podlega tam oddzia∏ywaniom grawitacyjnym ze

burzenia pochodzàce od gwiazd

komet równie˝ poza najdalszymi

strony przypadkowo przechodzàcych gwiazd i olbrzy-

i ob∏oków molekularnych zmienia-

mich ob∏oków molekularnych, a tak˝e p∏ywów galak-

orbitami planet.) Komety rodzi∏y

jà rozk∏ad komet w ob∏oku Oorta.

tycznego dysku i jàdra. Si∏y te przechylajà losowo p∏asz-

si´ prawdopodobnie w ca∏ej stre-

Z powodu zaburzeƒ komety na je-

czyzn´ orbitalnà komety i stopniowo Êciàgajà jà dalej na

fie planet olbrzymów, lecz badacze

go zewn´trznym brzegu szybko

zewnàtrz.

zazwyczaj uwa˝ali te z sàsiedztwa

uciekajà albo w przestrzeƒ mi´dzy-

Jowisza i Saturna, dwóch planet

PRZECHODZÑCA

gwiazdowà, albo do wn´trza Uk∏a-

o najwi´kszych masach, za wyrzu-

GWIAZDA

du S∏onecznego. Lecz w g∏´bi ob∏oku

cone raczej w przestrzeƒ mi´dzy-

istnieje prawdopodobnie stosunko-

gwiazdowà ni˝ do ob∏oku Oorta.

wo g´ste jàdro, które powoli uzupe∏-

Uran i Neptun ze wzgl´du na

nia ubytki na peryferiach.

mniejsze masy nie mog∏yby wyrzu-

Tremaine, Duncan i Quinn wy-

caç z takà ∏atwoÊcià tak wielu ko-

kazali równie˝, ˝e gdy komety

met na trajektorie ucieczki. Jednak-

100 0

wpadajà z ob∏oku Oorta do strefy

˝e póêniejsze badania dynamiki

00 j.a

planet, dà˝à do utrzymania na-

procesu poda∏y w wàtpliwoÊç pew-

chylenia p∏aszczyzn swych orbit.

W odleg∏oÊci ponad 20 000 j.a. ró˝ne oddzia∏ywania ze-

ne aspekty takiego scenariusza. Jo-

Z tego g∏ównie powodu astrono-

wn´trzne potrafià cisnàç komet´ z powrotem w stron´

wisz, a przede wszystkim Saturn

mowie sàdzà teraz, ˝e za komety

planet.

z pewnoÊcià umieszcza∏ znacznà

rodziny Jowisza, o ma∏ym nachy-

cz´Êç swoich komet w ob∏oku Oor-

leniu orbit, odpowiedzialny jest

ta. Chocia˝ by∏a ona prawdopodob-

pas Kuipera, a nie ob∏ok Oorta.

nie mniejsza ni˝ cz´Êç komet po-

Lecz ten ostatni jest nadal najbar-

chodzàca od Urana i Neptuna, mo-

dziej prawdopodobnym êród∏em

g∏a to zrównowa˝yç wi´ksza iloÊç

komet o poÊrednich okresach i

materii poczàtkowo znajdujàcej si´

wi´kszym nachyleniu p∏aszczyzn

w strefie wi´kszych planet.

j.a

orbitalnych, takich jak kometa Hal-

Komety ob∏oku Oorta, pocho-

100 0

leya czy Swift–Tuttle. Prawdopo-

dzàce prawdopodobnie z szerokie-

j.a

dobnie by∏y one niegdyÊ kometami

go zakresu odleg∏oÊci od S∏oƒca,

d∏ugookresowymi, a planety prze-

Gdy kometa powróci do wewn´trznego Uk∏adu S∏o-

powstawa∏y zatem w du˝ym spek-

ciàgn´∏y je na orbity o okresach

necznego, planety mogà przeciàgnàç jà na nowà orbi-

trum temperatur. Fakt ten mo˝e

t´, tak ˝e zacznie si´ pojawiaç w regularnych odst´pach.

krótszych.

byç pomocny w wyjaÊnieniu pew-

48 Â

WIAT

AUKI

Listopad 1998

MICHAEL GOODMAN

Plik z chomika:

marek33x

Inne pliki z tego folderu:

Środki Myjące.pdf (1584 KB)
Ściśle Jawne - Nauka I Wywiad.pdf (258 KB)
Ściśle Tajne Życie Lwa Landaua.pdf (248 KB)
Śmiercionośne Tajemnice.pdf (112 KB)
Tajemnica Damasceńskiej Stali.pdf (895 KB)

Obłok Oorta.pdf

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: