Sunčev sistem

[причалица]

U poslednjih nekoliko vekova stvoreno je nekoliko teorija koje manje ili više uspešno objašnjavaju nastanak Sunčevog sistema. Upoznaćemo se sa nekima od njih, ali pre toga da vidimo pred kakvim zadatkom stoji dobra teorija. Ona treba da pruži objašnjenje svih bitnih činjenica koje karakterišu Sunčev sistem.
A to su sledeće činjenice:

- Putanje planeta su skoro kružne.
- Putanje planeta su skoro u istoj ravni.
- Rotacija većine planeta, kao i njihova revolucija, vrši se u smeru rotacije Sunca.
- Većina poznatih meseca obilazi oko matičnih planeta u istom smeru u kome one obilaze Sunce.
- Sunčev sistem je visoko diferenciran
- Asteroidi su veoma stari i poseduju osobine, koje nisu karakteristične za planete i njihove mesece.
- Komete su primitivni ledeni fragmenti, koji se ne kreću u ravni ekliptike.

Ovoj listi pridodaćemo i problem momenta impulsa. Zakon momenta impulsa nam ukazuje na vezu između ugaone brzine i rastojanja primenjujući ga na neko telo mase m. Ukoliko telo počne da se sažima njegova ugaona brzina se povećava. Ukoliko je Sunčev sistem nastao iz jedne magline, pitanje je zašto onda 2% momenta ide na Sunce, i 98 % na planete, odnosno, zašto se ti momenti toliko razlikuju.

[причалица]

Proučavajući nastanak našeg planetarnog sistema saznajemo više o potencijalnim modelima nastanka nekih drugih planetarnih sistema, kako u Galaksiji tako i van nje. Očito je da neka opšta teorija nastanka planetarnih sistema ne mora da objasni sve navedene činjenice, s obzirom da ne postoji zahtev da su svi planetarni sistemi jednaki.

Sada ćemo se malo bolje upoznati sa navedenim posmatračkim činjenicama, jer u svakoj postoje određena odstupanja. Tako, u slučaju gde su putanje planeta skoro kružne, odstupanja čine putanje Merkura i Plutona. Kod oba su putanje velike ekscetričnosti (mera odstupanja od kružnog oblika). U Merkurovom slučaju, do odstupanja dolazi najverovatnije usled velike blizine Suncu i time jakog uticaja sunčeve gravitacije, dok u slučaju Plutona odstupanje nastaje najverovatnije zbog velike udaljenosti. Putanje većine planeta nalaze se skoro u istoj ravni (ravni Sunčevog ekvatora koji malo odstupa od ekliptike), da bi izuzetak opet činio Pluton, sa inklinacijom (ugao ili nagib putanjske ravni u odnosu na ravan ekliptike) od oko 17˚. Posmatračka je činjenica da se revolucija, pa i rotacija, većine planeta vrši u smeru rotacije Sunca (direktno). Ipak, izuzetke ovog puta čine planete Venera, Uran i sistem Pluton - Haron time što Venera rotira u suprotnom smeru (retrogradno) od rotacije Sunca, dok se kod Urana i sistema Pluton – Haron osa rotacije nalazi skoro u ravni njihove putanje.

[причалица]

Takođe, posmatračka je činjenica da se meseci kreću u smeru rotacije matičnih planeta. Ipak, postoji mesec koji nam kvari ovu osobinu, a to je Neptunov mesec Triton koji se kreće u retrogradnom smeru. Pod visokom diferencijom Sunčevog sistema smatra se podela na planete Zemljinog i Jupiterovog tipa, pri čemu je jasna i granica između ova dva tipa planeta, koju čini upravo asteroidni pojas. Asteroidi su veoma stari, s obzirom da od njihovog nastanka nisu podlegli značajnim fizičkih promenama, i grubo opisujući, dele najveći broj putanjskih osobina. Tu su i komete, primitivni ledeni fragmenti, koji se ne kreću u ravni ekliptike i čije poreklo još uvek nije dovoljno objašnjeno. Smatra se da potiču iz džinovskog sfernog oblaka koji okružuje naš sistem - Ortovog oblaka. Takođe, smatra se da jezgra kometa možemo naći i u Kajperovom pojasu.

Upoznavši se sa osnovnim pravilima koje čine jednu kosmogonijsku teoriju tj. teoriju nastanka sunčevog sistema, osvrnućemo se na postignuća u ispunjavanju navedenih zahteva. Ali prvo, malo istorije.

[причалица]

Istorija nastanka

Prvu naučnu hipotezu, još daleke 1644. g. osmislio je Rene Dekart predlažući da je Sunčev sistem nastao od oblaka gasa i prašine. Ipak, prva teorija formulisana je tek nekih stotinak godina kasnije naporima nemačkog filozofa Imanuel Kanta (Immanuel Kant) i francuskog matematičara Pier Simon Laplasa (Pierre Simon de LaPlace). Ova teorija danas je poznata kao teorija sažimajuće magline (nebular theory).

Teorija sažimajuće magline

Začetnikom ove ideje smatra se Imanuel Kant (1755.), po kome se veliki oblak međuzvezdanog gasa počeo sažimati pod dejstvom sopstvene gravitacije. Sažimanjem on postaje topliji i gušći, da bi se u njegovom centru u jednom trenutku formiralo Sunce. U hladnijim i udaljenim delovima oblaka dolazi do kondezacije materije u planete i njihove mesece.

1796. g. francuski matematičar i astronom Pier Lapas bavio se razvojem ove teorije, ali sa matematičkog stanovišta. Koristeći matematički aparat pokazao je da bi, zbog očuvanja ugaonog momenta oblak morao u jednom trenutku da poveća svoju rotaciju (pretpostavka je da je u početnom obliku oblak rotirao). Ostatak Laplasove teorije je njegova predstava kako su mogle da nastanu planete. Kao i Kant, smatrao je da će se u centru formirati protosunce (a potom i Sunce), da bi se od ostatka oblaka formirali koncetrični prstenovi od kojih će se posle formirati planete. Problem, koji ova teorija nije mogla da razreši, jesu fizički razlozi usled kojih bi došlo do spontanih stvaranja koncetričnih prstenova i problem momenta impulsa. Ipak, ova teorija opstaje tokom 19. veka, da bi se sa nagomilavanjem novih posmatračkih činjenica javila potreba za novim objašnjenjima.

[причалица]

Teorija sudara

1917.godine naučnik Džejms Džins (J. Jeans), zajedno sa Džejms Maksvelom razvija teoriju sudara u pokušaju da pobije teoriju sažimajuće magline. Džejmsu se nije dopala ideja sa koncetričnim prstenovima, obrazlažući svoj stav time da oni nisu mogli imati dovoljno mase iz koje bi gravitacionim privlačenjem nastale planete. Nova teorija je predlagala da se planetarni sistem formirao kao posledica prolaska neke zvezde pored Sunca, što je dovelo do izbacivanja dela sunčeve materije. Od izbačenog materijala formiran je disk, koji se posle kondezovao u planete. Ovim modelom objašnjena je spora rotacija Sunca; nastanak planeta Zemljinog tipa objašnjen je sudarima protoplaneta bliže Suncu, a nastanak džinovskih planeta i njihovih meseca kondezacijom materije na velikoj udaljenosti od Sunca. Međutim, par činjenica nije išlo u prilog ovoj teoriji:

- verovatnoća da, usled ogromnih rastojanja između zvezda, dođe do bliskog susreta je vrlo mala

- vreo gas iz unutrašnjosti Sunca pre bi se rasuo nego što bi iz njega nastale lokalne kondezacije (buduće planete)

[причалица]

Moderna teorija

Najprihvatljivija teorija, ili bolje najaktuelnija danas među astronomima je sofisticirana verzija stare Kant – Laplasove teorije, poznata pod nazivom teorija kondezacije. Ona kombinuje dobre strane stare teorije sažimajuće magline sa novim informacijama o međuzvezdanoj materiji. Ključni element, po ovoj teoriji, jeste prašina jer ubrzava spajanje materije u planetezimale (tela veličine 0.1 do 1 km), ne zahteva formiranje prstenova i za sada je najbolja. Prema njoj, Sunce i planete nastale su pre oko 4.6 milijardi godina.

Ovu teorija se najlepše objašnjava podelom na faze.

[причалица]

Faza kondezacije solarne magline

Teorija kako su nastale zvezde je jedna opštija teorija, koja bi trebalo da objasni i nastanak Sunca. Zato je bitno ne izdvajati nastanak Sunca od već prihvaćene ideje o nastanku zvezda, te iz teorije nastanka zvezda izvlačimo početne uslove koji su bili “okidači” za nastanak Sunčevog sistema. Nastanak verovatno počinje nestabilnošću oblaka međuzvezdane materije, tačnije molekulskog oblaka. Još uvek se pretpostavljaju procesi koji bi uzrokovali potrebnu nestabilnost i jedan od mogućih je eksplozija bliske supernove. Međutim, nestabilnost je mogla da nastupi uticajem spiralnih talasa gustine, pa čak i usled prolaza kroz galaktički ekvator. Da bi od ovog oblaka nastao planetarni sistem potrebno je da u startu poseduje neki moment impulsa (u suprotnom bi se sva materija skocentrisala u središtu formirajući samo protosunce). Saglasno održanju momenta impulsa, raste i rotacija protosolarne magline. Materijal ispod i iznad ravni rotacije (ravan upravna na osu rotacije) spušta se, formirajući protoplanetarni disk, a pretpostavlja se da je za ovaj proces potrebno nekoliko miliona godina (slika izravnavanje diska.jpg). Momenat u kome počinju termonuklearne reakcije u formiranom centralnom zgušnjenju (odnosno do fuzije vodonika) jeste trenutak nastanka Sunca. Pretpostavlja se da Sunce tada postaje zvezda T Tauri tipa. Protodisk počinje da se hladi da bi prašina, nastala oslobađanjem sunčeve energije, započela kondezaciju.

[причалица]

Faza akrecije

U ovoj fazi glavnu ulogu imaju istaknute čestice prašine, ponašajući se kao jezgra kondezacije. Njihova veličina se od 0,0001cm povećava na oko jedan santimetar, koncetrišući se u ravni diska (normalnoj na osu rotacije protoplanetarne magline). Od ovih akrecija nastaće grumenje, silikatne građe, čiji sastav danas možemo da nađemo kod primitivnih hondrita (meteoriti nastali akrecijom čestica iz protoplanetarne magline).

Faza nastanka planetezimala

Sudari se nastavljaju, formirajući tela veličine od 0.1 do 1 km, tzv. planetezimale. Ova tela će nastaviti nagomilavanje materije privlačeći je sopstvenom gravitacijom. Tekstura materijala nastalog u ovoj fazi sačuvana je u nekim meteoritima.
Sledeću fazu podelićemo na dve, tako da u svakoj napravimo razliku između formiranja planeta zemljinog i jupiterovog tipa.

[причалица]

Nastanak planeta Zemljinog tipa

Dalji rast dešava se uz pomoć sudara (od krhotina će se formirati veće telo). Planetezimali počinju da rastu i time se povećava i sama efikasnost prikupljanja okolnog materijala. Ovako veliki planetezimali narastu do tela veličine nekoliko hiljada kilometara.


Nastanak planeta Jupiterovog tipa

Rast je omogućen gravitacionim privlačenjem i ovakvim mehanizmom mogu da se formiraju tela 10 do 20 puta veća od Zemlje. Ovo se dešava jer su isparljiviji elementi (voda, amonijak i led od metana) rasprostranjeniji i više ih ima u spoljašnjim delovima magline. Jednom kada telo naraste toliko da je 15 puta veće od Zemlje, ono privlači velike količine nekondezovanog gasa direktno iz protoplanetarnog diska.
Meseci džinovskih planeta formiraju se iz sekundarnih kondezacija.

[причалица]

Ova teorija objašnjava nastanak džinovskih planeta, uzimajući u obzir njihovu malu srednju gustinu. Ipak, u spoljašnjim delovima našeg sistema mogu se naći tela visoke gustine, zbog čega sada moramo da je dopunimo. Pretpostavlja se da se u još hladnijim delovima tj. udaljenijim od onih gde se nalaze planete jupiterovog tipa, ugljenik vezao za kiseonik formirajući ugljen monoksid (gas) koji je uglavnom bio raznet sunčevim vetrom još u fazi T Tauri, da bi se u ovakvim uslovima dobile planete sa malom totalnom masom i visokom gustinom. Međutim, ova dopuna nije još dovoljno dobra da objasni visoku gustinu Plutona.
Danas možemo naći više različitih teorija, ali kao posledica pokušaja da se jedan detalj objasni na drugačiji način. Teorija koju sam izdvojila, povrh toga što je najaktuelnija, je i ona koja se danas uči na svim studijama. Ipak, i dalje postoje pristalice Džinsove teorije koja se od teorije kondezacije razlikuje već u samom početku. Naravno, postoje njene modifikovane verzije te umesto da je pored Sunca prošla neka zvezda, uzima se da je na oticanje materije iz Sunca uticala zvezda iz jata u kome su obe zvezde nastale. Da bismo saznali koja od ovih teorija najbolje opisuje nastanak našeg planetarnog sistema, moraćemo još dugo da čekamo.

[причалица]

Koliko su planete daleko od Sunca



Oko Sunca planete (i druga tela Sunčevog sistema) se kreću po eliptičnim putanjama (a Sunce se nalazi u jednom od fokusa te elipse). To znači da se rastojanje planete od Sunca stalno menja i da postoji najveće i najmanje rastojanje. Tačka na orbiti u kojoj je telo najbliže Sucu zove se perihel, a tačka na kojoj je najdalje od Sunca zove se afel.



Rastojanja su data u kilometrima i astronomskim jedinicama (astronomical unit, AU). Astronomska jedinica je srednje rastojanje Zemlje od Sunca i iznosi 149,597,871 kilometar (ili, zaorkuženo 150 miliona).

Sledi tabela sa najmanjim, najvećim i srednjim rastojanjem planeta od Sunca. Takođe, data su i najmanja rastojanja odnosne planete od Zemlje.

[причалица]

nastavak:

Merkur
Najmanje: 46 miliona km (0,307 AU)
Najveće: 70 miliona km (0,466 AU)
Srednje: 57 miliona km (0,387 AU)

Najmanje od Merkura do Zemlje: 77,3 miliona km

Venera
Najmanje: 107 miliona km (0,718 AU)
Najveće: 109 miliona km (0,728 AU)
Srednje: 108 miliona km (0,722 AU)

Najmanje od Venere do Zemlje: 40 miliona km

Zemlja
Najmanje: 147 miliona km (0,98 AU)
Najveće: 152 miliona km (1,1 AU)
Srednje: 150 miliona km (1,0 AU)

[причалица]

Mars
Najmanje: 205 miliona km (1,38 AU)
Najveće: 249 miliona km (1,66 AU)
Srednje: 228 miliona km (1,52 AU)

Najmanje od Marsa do Zemlje: 65 miliona km

Jupiter
Najmanje: 741 miliona km (4,95 AU)
Najveće: 817 miliona km (5,46 AU)
Srednje: 779 miliona km (5,20 AU)

Najmanje od Jupitera do Zemlje: 588 miliona km

Saturn
Najmanje: 1,35 milijarde km (9,05 AU)
Najveće: 1,51 milijarde km (10,12 AU)
Srednje: 1,43 milijarde km (9,58 AU)

Najmanje od Saturna do Zemlje: 2,57 milijarde km

[причалица]

Uran
Najmanje: 2,75 milijarde km (18,4 AU)
Najveće: 3,00 milijarde km (20,1 AU)
Srednje: 2,88 milijarde km (19,2 AU)

Najmanje od Urana do Zemlje: 2,57 milijarde km

Neptun
Najmanje: 4,45 milijarde km (29,8 AU)
Najveće: 4,55 milijarde km (30,4 AU)
Srednje: 4,50 milijarde km (30,1 AU)

Najmanje od Neptuna do Zemlje: 4,3 milijarde km

Iako Pluton nije planeta, već planeta patuljak,

Pluton
Najmanje: 4,44 milijarde km (29,7 AU)
Najveće: 7,38 milijarde km (49,3 AU)
Srednje: 5,91 milijarde km (39,5 AU)

Najmanje od Plutona do Zemlje: 4,28 milijarde km

[причалица]

MERKUR

U davna vremena, stari narodi su zapazili sjajnu zvezdu koja se ponekada mogla videti nisko na zapadnom nebu upravo posle Sunčevog zalaska. Po svojim karakteristikama koje su se razlikovale od osobina nepokretnih zvezda to je mogla biti samo planeta. Kasnije je identifikovana sa sličnom planetom koja se na istočnom nebu pojavljivala neposredno pre izlaska Sunca. Usled njene bliskosti Suncu veoma je teško uhvatiti pogledom pa su je stari Grci nazvali Merkur u čast brzog glasnika bogova.

Gledan sa Zemlje Merkur izgleda kao mali Mesec sa fazama koje se menjaju od uskog srpa do punog kruga, kako se planeta kreće oko Sunca. Na našim širinama Merkur se može videti golim okom samo oko dvadesetak puta godišnje nisko nad horizontom, gde uslovi pri horizontu to dozvoljavaju. Kako se špustamo prema ekvatoru on se sve bolje vidi, pošto Sunce zalazi i izlazi pod sve većim uglom. Prvu pouzdanu kartu Merkura dao je oštrooki italijanski astronom Skijapareli na osnovu svojih posmatranja iz 1881 - 1889. godine. Godine 1974. kosmički brod «Mariner 10» prošao je na nekoliko stotina kilometara od Merkurove površine šaljući pritom obilje novih podataka. Drugi niz izvanrednih fotografija, «Mariner 10» je poslao 21. septembra 1974. a treći, kada je Merkuru prišao na 320 km, marta 1975, posle čega su se zalihe gasa za njegovu stabilizaciju na orbiti istrošile.

[причалица]

Merkur kruži oko Sunca na srednjem rastojanju od 57,9 miliona kilometara prosečnom brzinom 47,9 km/s i to je planeta najbliža Suncu. Na svojoj eliptičnoj orbiti, koja je nagnuta 7° u odnosu na ravan ekliptike, približava se Suncu na 45,9, a najviše udaljava do 69,7 miliona kilometara. Uočeno je da se Merkurov dan (59 zemaljskihdana) i njegova godina (88 Zemaljskih dana) odnose kao 2 prema 3, odnosno planeta se obrne tri puta oko svoje ose dok napravi tačno dva kruga oko Sunca. Ovakav skup orbitalnih elemenata uzrokuje veoma čudan Merkurov «dan». Naime, Sunce najpre polako izlazi na istoku, postepeno napreduje ka zapadu, a zatim počinje da usporava sve dok se potpuno ne zaustavi i krene u suprotnom smeru! Kasnije ponovo počinje polako da se kreće ka zapadu, da bi konačno zašlo iza horizonta.

Prečnik Merkura iznosi 4878 km i njegova površina je nešto manja od površine Azije i Afrike zajedno. Merkurova zapremina iznosi oko 6% Zemljine, a masa oko 5%. To čini njegovu prosečnu gustinu od oko 5,5g/cm zbog čega se pretpostavlja da ima tanki silikatni omotač i veoma veliko jezgro pretežno od gvožđa. Veruje se da jezgro, približno veličine Meseca, čini oko 2/3 Merkurove mase.

[причалица]

Smatralo se na osnovu rezultata spektroskopskih istraživanja, da Merkur ima veoma razređnu atmosferu čija bi gustina mogla biti lak istog reda veliline kao i na Marsu. Otkriveno je radio-zralenje sa Merkura, koje je bilo toplotnog porekla, tj. posledica zagrevanja površine planete Sunčevim zracima. Međutim, astronome je čudilo što je toplotno radio zračenje sa noćne strane planete bilo mnogo jače nego što se to očekivalo. Činilo se da je to potvrda postojanja atmosfere sposobne da prenese toplotu na noćnu stranu planete. Danas se zna da je Merkur usled niske gravitacije atmosferu odavno skoro potpuno izgubio. Atomi helijuma i vodonika su prisutni, ali na osnovu merenja «Marinera 10», pritisak na površini je manji od trilionitog dela Zemljinog atmosferskog pritiska.

Uslovi na Merkurovoj površini su veoma surovi. Usled veoma spore rotacije temperaturna razlika dana i noći dostiže 600 stepeni. U toku dana temperatura se podiže do +430°C, a tokom veoma duge noći ima vremena da se ohladi do -173°.

[причалица]

Fotografije Merkura koje je poslao «Mariner 10» neodljivo podsećaju na Mesec, čak toliko da su ih neki strucnjaci pogrešno identifikovali kao fotografije Meseca. Na osvetljenoj površini čije je snimke poslao «Mariner 10» prilikom prvog prolaska, dominiraju krateri i bazeni koji podsećaju na Mesečeva mora. Ipak razlike u odnosu na Mesec postoje. Planine na Merkuru nisu tako visoke, a «morske» oblasti predstavljaju kotline koje su okružene ravnicama sa manjom gustinom kratera nego na Mesecu. Osim toga Merkurova površina je u mnogo manjoj meri od Meseca posejana većim kraterima prečnika između 20 i 50 km.

S druge strane pada u oči da su Merkurovi krateri plići nego Mesečevi iste veličine. Terase na unutrašnjim zidovima kratera i središnja uzvišenja mnogo se česce vide kod Merkurovih kratera. Na dnu nekoliko većih kratera vidi se nepravilan splet brazdi. Za sada nije jasno da li je to okamenjeni materijal koji je tekao po dnu ili su to raseline. Jedan od uzroka razlika je gravitacija koja je na Merkuru dva puta jača nego na Mesecu. Usled toga materijal koji je izbačen iz primarnih kratera na Merkuru, prekriće površinu koja je samo šestina odgovarajuće površine na Mesecu. Sekundarni udarni krateri su na Merkuru mnogo bliži primarnom, pa su stariji krateri bolje sačuvani nego na Mesecu gde su izbačaji iz novijih udarnih bazena zagladili veliki deo ranije površine.

[причалица]

Zraci koji izlaze iz nekih kratera, kontrastniji su nego na Mesecu. Velikim kraterima na Merkuru data su imena poznatih pisaca, slikara i kompozitora. Tako na ovoj planeti danas postoje krateri Homera, Šekspira, Tolstoja, Rodena, Ticijana, Renoara, Baha... Najveći krater, čiji je precnik 625 km, nosi Betovenovo ime.

Među Merkurovim «morima», najupadljivija zaravnjena oblast je Bazen Kaloris koji je dvojnik Mora Kiša na Mesecu. Prečnik oblasti je oko 1300 km i ona predstavlja glatku ravnicu čije je dno izbrazdano pukotinama, kako koncentričnim rubu tako i radijalnim. Veruje se da su one nastale sleganjem središnjeg dela bazena, koji je danas oko 2000 m niži od planinskih vrhova na rubu.

Pad tela čiji je udar izazvao nastanak Bazena Kaloris bio je tako jak da je ostavio karakterističan trag i na dijametralno suprotnoj tački. Izgleda da su prilikom sudara stvoreni jaki seizmički talasi koji su se potresavši celu planetu, skupili kao u žiži u antipodnoj tački na suprotnoj strani planete i tu izazvali najveća razaranja. Na tome mestu tlo je sve ispucalo a ivice kratera su često napukle.

[причалица]

Na osnovu misije «Marinera 10», doneti su sledeći zaključci o Merkurovoj istoriji. Pre svega, odsustvo modifikacije velikih starih kratera na Merkuru pomoću vulkanske tektonske ili atmosferske aktivnosti implicira da se masa planete razdvojila na veliko gvozdeno jezgro okruženo tankim (500 - 600 km) silikatnim omotačem, pre nego što su najstariji krateri bili formirani. Bilo kakva atmosfera značajnije gustine morala je takođe nestati u to doba ili se nikada nije ni formirala. Toplota potrebna za razdvajanje gvožđa i silikata morala je takođe nestati dovoljno rano tako da su spoljašnji slojevi bili dovoljno čvrsti da očuvaju do danas topografski reljef starih udarnih kratera. Zatim je Merkur doživeo period teškog bombardovanja pri čemu su neki od kratera zaravnjivani usled rane vulkanske aktivnosti.

Kao treći period Merkurove istorije možemo izdvojiti doba stvaranja Bazena Kaloris, do koga je došlo pri kraju epohe velikog bombardovanja. Za vreme četvrte faze, izlivanje lave u toku raširene vulkanske aktivnosti stvorilo je široke ravnice koje liče na Mesečeva «mora». U petoj fazi, koja traje i danas, malo se šta dogodilo osim izvesnog povećanja broja kratera pri čemu se oko nekih vide uočljive zrakaste strukture.