Astronomija

Ar manoma, kad visi palydovai yra susidūrimų su planetomis rezultatas?

Ar manoma, kad visi palydovai yra susidūrimų su planetomis rezultatas?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Pagrindinė hipotezė apie Mėnulio susidarymą buvo ta, kad kitas objektas atsitrenkė į Žemę ir išmetė didelį medžiagos gabalą, kuris susidarė į mėnulį.

Ar manoma, kad taip yra su visais palydovais? pvz. Fobas, Deimosas, Charonas, Titanas, Europa ir kt.? Jei ne, tai kam mums reikalinga tokia dramatiška Mėnulio „kilmės istorija“, bet ne kitiems? Kodėl mes ne tik darome prielaidą, kad Mėnulis buvo suformuotas taip pat, kaip ir visi palydovai?


Yra trys pagrindiniai planetų mėnulių susidarymo scenarijai.

Milžiniško poveikio hipotezė: Palydovas susidaro kaip smūgis tarp planetos ir didelio planetos mažiausio. Mėnulis yra pavyzdys, ir vienas iš argumentų yra tai, kad cheminė Mėnulio sudėtis labai tiksliai atitinka Žemės sudėtį, o tai rodo, kad tai iš dalies mūsų planeta ir iš dalies pirminis smogtuvas (Theia). Mes taip pat žinome, kad Mėnulis atitolo nuo Žemės, nes turime įrodymų, kad orbitinę potencialią energiją jis įgijo absorbuodamas ją iš Žemės sukimosi energijos. Mes tai žinome, nes prieš kelis milijonus metų dienos nebuvo 24 valandų ilgio, ir mes galime stebėti tuos Žemės sukimosi laikotarpio pokyčius, naudodami žiedus suakmenėjusiuose koraluose (kurie turi tokius pakitimus kaip medžio žiedai, bet kurie generuoja kasdien) ). Tada galime pamatyti, kad prieš kelis milijardus metų mėnulis buvo nepaprastai arti Žemės (turime daugiau įrodymų iš to, kad anais laikais potvyniai buvo didžiuliai ir leido geologinius kasdienio potvynio įrodymus visoje neseniai suformuotoje planetoje). Jei vis grįžtate laiku atgal, pamatote, kad Mėnulis iš esmės atsirado iš Žemės. Yra daug daugiau šio mūsų mėnulio scenarijaus įrodymų.

Priėmimo scenarijus: Palydovas susiliejo iš medžiagos disko aplink naujai gimusią planetą (lygiai taip pat, kaip planeta pateko iš protoplanetinio disko), vadinamojo cirkplanetinio disko. Kaip pavyzdį turime keturis galilėjos mėnulius aplink Jupiterį (Io, Europa, Ganymede ir Callisto). Kadangi diskas buvo palyginti plokščias, mėnuliai susiformavo toje pačioje orbitos plokštumoje, taip pat jie juda ta pačia kryptimi, kaip ir planeta sukasi (o tai prasminga, nes abu yra generuojami iš tos pačios medžiagos, besisukančios tam tikru kampiniu impulsu). Tai yra dažniausias didelių mėnulių scenarijus. Mūsų mėnulis negalėjo taip susiformuoti, nes numatomas cirkumplanetinio disko dydis anaiptol nebuvo toks masyvus, kaip šiandien yra mūsų mėnulis (Žemė yra mažytė planeta ir jos santykinai yra didžiulis mėnulis).

Fotografavimo scenarijus: Palydovas susikūrė kitur Saulės sistemoje kaip savarankiškas nepilnametis kūnas. Laikui bėgant tam tikra dinaminė sąveika galėjo priartinti objektą prie planetos ir abu buvo gravitaciškai surišti. To pavyzdys yra didžiausias Neptūno mėnulis Tritonas. Retrogradinė orbita nepaaiškinama pagal akrecijos scenarijų, o energijos, reikalingos milžiniško poveikio scenarijui veikti Neptūne, yra per daug. Tritonas buvo užfiksuotas (manome, kad jis susiformavo kaip dar vienas planetos dydis Kuiperio juostoje, nes turi daugybę Plutono ir kitų regiono objektų cheminių savybių). Neptūne nėra tiek daug mėnulių, tikriausiai todėl, kad jie išnyko (atsitrenkė į planetą arba buvo išstumti), kai tik Tritonas atvyko į sistemą ir dinamiškai destabilizavo jų orbitas. Kitas aiškus pavyzdys yra maži nereguliarūs Jupiterio palydovai. Šį scenarijų Žemei labai sunku įsivaizduoti, nes užfiksuoti tokį masyvų mėnulį, kaip mūsų, ir padaryti orbitą apskritą būtų buvę žygdarbis, kalbant apie tai, kaip tiksliai turėtų būti orbitos įterpimo parametrai. Milžiniško poveikio scenarijus lemia dabartinę situaciją imituojant didesnio poveikio parametrų diapazoną, taigi statistiniu požiūriu tai yra daug labiau tikėtina.

Yra keletas rečiau ir kai kurie spekuliaciniai scenarijai:

Eyecta fragmentai iš kitų mėnulių: Kai kurie palydovai gali kilti iš kitų palydovų. Didelis smūgis gali išstumti medžiagą į orbitą. Pavyzdys galėtų būti „Hippocamp“ (Neptūno mėnulis), kuris dabar laikomas fragmentu, pašalintu iš „Proteus“ (didesnio mėnulio).

Lagrango / Trojos mėnuliai: Tai panašu į aplinkplanetinio disko scenarijų, tačiau čia dėl šiek tiek anksčiau susiformavusio mėnulio tam tikruose regionuose dar labiau skatinamas akretumas planetos diske. Orbitoje esantis kūnas gali sukurti penkis pusiausvyros taškus (Lagrange'o taškus), lipdamas gravitacinį kraštovaizdį. Du iš tų pusiausvyros taškų (L4 ir L5) yra stabilūs pusiausvyros taškai; taigi jie yra tarsi gravitaciniai spąstai, kuriuose materija gali kauptis, kol susiformuoja naujas mėnulis. Kaip galimą pavyzdį Saturno sistemoje turime „Telesto“ ir „Calypso“. Jie abu guli ant Tethyso L4 ir L5 Lagrange taškų (daug didesnio mėnulio, turinčio didelę gravitacinę įtaką). Jie galėjo susiformuoti kaip įprasti objektai ir tada įstrigti pusiausvyros taškuose, arba iš tikrųjų galėjo susiformuoti ten, kai materija susiliejo ant tų gravitacinių spąstų.

Purškiamas į kriovulkanizmą iš kito mėnulio: Skamba juokingai, nes tai yra hipotetinis scenarijus, aš tiesiog manau, kad tai gali nutikti kažkur visatoje. Pažvelkite į Enceladą (didelį aktyvų Saturno mėnulį). „Enceladus“ turi vandens sroves ir purkštukus, kurie per ledinės plutos plyšius šaudo medžiagą iš savo vidaus į kosmosą (nes potvynio ir potvynio įtempiai šildo interjerą kaip greitpuodį ir slėgis tokiu būdu išsiskiria). Visas Saturno E žiedas buvo sukurtas skriejant aplink Encelado purškiamus ledo ir dulkių grūdelius. Mes žinome, kad E žiedo masė yra beveik $ 12 cdot10 ^ 8 ; kg $ ir mes žinome, kad tai yra taip toli nuo Saturno, kad būtų galima sujungti šį reikalą (potvynio jėgos jo nesutrukdytų: žr. Roche limitą). Taigi gali būti, kad žiedo medžiaga gali pagaminti mėnulį, kurio tankis yra Aegaeonas (kitas Saturno mėnulis) ir kurio skersmuo yra vos 162 USD ; m $ (trečdalis „Aegaeon“ dydžio). „Enceladus“ tai draudžia dėl gravitacinės įtakos, kurią jis daro E žiedui, taip pat draudžia augti (žiedas būtų masyvesnis, jei medžiaga nebūtų nuolat absorbuojama Encelado). Bet jei Enceladas per trumpą laiką persikėlė į kitą orbitą, bent jau manau, kad tai įmanoma. Jaunas mėnulis, pasižymėjęs žiedo medžiaga, gali baigtis koloidu su Enceladu, nes abu tikriausiai vis tiek sąveikaus chaotiškai. Iš vidaus išpurškta medžiaga būtų grįžusi į namus.

Išcentrinio skilimo scenarijus: Tai taip pat hipotetiška, bet mes manome, kad tai daug nutinka asteroidams. Lengvieji mėnuliai gali būti rublių poliai, kaip ir daugelis kometų bei asteroidų. Netikėtai surišta medžiaga su maža sanglauda. Jei mėnulis pradės suktis vis greičiau (dėl kokio nors mechanizmo, tokio kaip Jarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack efektas), jis galų gale gali suskaidyti į dvi dalis dėl ekstremalių išcentrinių jėgų (aprašytų taip, kaip matoma kartu sukantis pradinio mėnulio atskaitos rėmas). Manoma, kad asteroidams patinka 1999 USD ; KW_4 $ dėl šio efekto padalintas į dvi dalis. Nematau jokios priežasties, kodėl mėnulis negalėjo padaryti to paties, formuodamas naują nepriklausomą mėnulį.

Mėnulis pagamintas iš kitų sutrikusių mėnulių gabalų: Kad ir kaip beprotiška atrodo, tai yra viena iš formavimosi hipotezių dėl „Miranda“ (vieno iš Urano palydovų) susidarymo. Mirandos paviršius yra toks sudėtingas ir įvairus, kad kai kurie spėja, kad jis galėjo susidaryti, kai kelios skalės, skriejančios aplink Uraną, švelniai pasiekė. Šie kūriniai galėjo būti gabalai iš kitų mėnulių arba gali būti gabalai iš ankstesnės pačios „Miranda“ iteracijos, suskaidytos po trikdančio įvykio. Kiekvieno gabalo geologija būtų evoliucionavusi savarankiškai, kol jie vėl susirinko kartu. Bet tai taip pat gana spekuliatyvu.


Milžiniškas poveikis, kurį sukelia tarpplanetiniai susidūrimai

Vienas kadras iš dviejų 10 Žemės masės planetų greito susidūrimo hidrodinaminiu modeliavimu viduryje. Medžiagos temperatūros diapazoną rodo keturios pilkos, oranžinės, geltonos ir raudonos spalvos, kur pilkiausia yra šauniausia, o raudona - karščiausia. Tokie susidūrimai išmeta didelį kiekį silikatinės mantijos medžiagos, paliekant didelio geležies kiekio, didelio tankio liekanų planetą, panašią į pastebėtas Kepler-107c charakteristikas. Autoriai: Zoe Leinhardt ir Thomas Denman, Bristolio universitetas

Astronomai rado naujų įrodymų apie reikšmingą planetų įvairovę vienoje eksoplanetų sistemoje, o tai rodo, kad milžiniški greitieji susidūrimai iš dalies yra atsakingi už planetos evoliuciją.

Tarptautinė mokslininkų grupė, kuriai vadovavo Italijos nacionalinis astrofizikos institutas (INAF) ir kurioje dalyvavo Bristolio universiteto fizikai, trejus metus stebėjo egzoplanetinę sistemą „Kepler-107“ per „La Palma“ esančią „Telescopio Nazionale Galileo“.

Jie surinko daugiau nei šimtą visų keturių sub-Neptūno masinių planetų Kepler-107 spektroskopinių matavimų, pavadintų NASA „Kepler“ kosminiu teleskopu, kuris prieš penkerius metus atrado egzoplanetinę sistemą. Skirtingai nuo Žemės santykio su saule, „Kelper-107“ sistemos planetos yra daug arčiau viena kitos ir jų žvaigždės (jų saulės ekvivalentas). Visų planetų orbitos periodas yra dienų, palyginti su metais.

Neretai planeta, esanti arčiausiai žvaigždės šeimininkės, yra tankiausia dėl kaitinimosi ir sąveikos su žvaigžde, kuri gali prarasti atmosferą. Tačiau, kaip pranešta 2005 m Gamtos astronomija, Kepler-107 atveju, antroji planeta 107c yra tankesnė už pirmąją 107b. Tiek, kad 107c šerdyje yra mažiausiai dvigubai didesnė geležies masės dalis nei 107b, o tai rodo, kad tam tikru momentu 107c susidūrė su dideliu greičiu susidūręs su didžiuliu greičiu su tos pačios masės ar daugiau protoplanetu. su keliomis mažesnės masės planetomis. Šie smūgiai būtų nuplėšę dalį Kepler-107c uolienos ir silikatinės mantijos, o tai rodo, kad dabar ji yra tankesnė nei buvo iš pradžių.

Bristolio daktarė Zoe Leinhardt, skaičiavimo astrofizikė ir straipsnio bendraautorė, iš Bristolio universiteto Fizikos mokyklos, aiškina: "Manoma, kad milžiniškas poveikis turėjo pagrindinį vaidmenį formuojant dabartinę mūsų Saulės sistemą. Mėnulis greičiausiai yra tokio smūgio rezultatas gali būti ir didelis Merkurijaus tankis, o Plutono didelis palydovas Charonas greičiausiai buvo užfiksuotas po milžiniško smūgio, tačiau iki šiol mes neradome jokių įrodymų apie milžinišką poveikį planetos sistemose, esančiose už mūsų ribų.

„Jei mūsų hipotezė yra teisinga, tai sujungtų bendrą mūsų Saulės sistemos formavimo modelį su planetos sistema, kuri labai skiriasi nuo mūsų pačių“.

INAF tyrinėtojas ir pagrindinis autorius Aldo Bonomo sakė: "Su šiuo atradimu mes pridėjome dar vieną kūrinį suprasdami nepaprastos mažų egzoplanetų sudėties įvairovės kilmę. Mes jau turėjome įrodymų, kad stiprus žvaigždės apšvitinimas prisideda prie tokia įvairovė lemia dalinę ar visišką karščiausių planetų atmosferos eroziją. Tačiau stochastiniai susidūrimai tarp protoplanetų taip pat vaidina svarbų vaidmenį ir gali sukelti drastiškų vidinės eksoplanetos sudėties pokyčių, kaip mes manome, kad tai atsitiko Kepler-107c atveju. "

Bendraautorius Li Zengas iš Žemės ir planetos mokslų departamento ir Harvardo-Smithsoniano astrofizikos centro iniciatyvos „Harvardo gyvybės kilmė“ pridūrė: „Tai yra viena iš daugelio įdomių egzoplanetų sistemų, kurias Keplerio kosminis teleskopas atrado ir Šis atradimas patvirtino ankstesnį teorinį darbą, kuris rodo, kad milžiniškas poveikis tarp planetų suvaidino savo vaidmenį formuojantis planetoms. "

Manoma, kad didžiulis poveikis atsirado mūsų pačių Saulės sistemoje. Jei planetų sistemose dažnai įvyksta katastrofiški sutrikimai, astronomai prognozuoja radę daug kitų pavyzdžių, tokių kaip Kepler-107, nes nustatomas vis didesnis egzoplaneto tankis.


Astronomai mano, kad galaktikos susidūrimai yra dažnesni nei manyta anksčiau

AMES, Ajova. Pasak Ajovos valstijos universiteto astronomų komandos, galaktikų, kuriose yra milijardai žvaigždžių, tokių kaip mūsų Saulė, susidūrimai įvyko dažniau, nei manyta anksčiau. Be to, šie galaktiniai susidūrimai, matyt, padėjo suformuoti dabartinės visatos savybes, sakė Russas Lavery, fizikos ir astronomijos docentas, tyrimų grupės vadovas.

Tualeto reikmenų ir magistrantai Michaelas Reedas ir Anthony Remijanas (dabar - Ilinojaus universitete) ištyrė atsitiktinius Hablo kosminio teleskopo vaizdus ir ieškojo žiedinių galaktikų - specifinio tipo galaktikų, kurios yra galaktikos susidūrimų rezultatas. Kolizinės žiedinės galaktikos atsiranda, kai maža galaktika beveik tiesiogiai praeina per spiralinės galaktikos centrą.

Rezultatas yra galaktika, kurios išoriniai kraštai pasižymi savita žiedo forma, intensyviai formuojantis žvaigždėms. Gerai žinomas pavyzdys yra „Cartwheel“ galaktika, esanti maždaug 500 milijonų šviesmečių nuo Žemės Skulptoriaus žvaigždyne. (Šviesos metai yra atstumas, kurį šviesa nueina per metus, apie 6 trilijonus mylių).

„Peržiūrėjome apie 100 Hablo vaizdų ir tikėjomės, kad tarp jų rasime gal vieną žiedinę galaktiką“, - sakė Lavery. - Vietoj to mes nustatėme 20 žiedinių galaktikų.

Lavery šiandien (sausio 6 d.) Pristatė komandos tyrimų rezultatus kasmetiniame Amerikos astronomijos draugijos susirinkime Ostine, Teksaso valstijoje (1999 m. Sausio 5–9 d.).

ISU vadovaujamas projektas bando identifikuoti tolimas žiedines galaktikas giluminėse kosminėse nuotraukose, gautose naudojant Hablo kosminio teleskopo fiksuotą plataus lauko / planetos kamerą (WFPC2). Šiuos vaizdus galima rasti per Kosminio teleskopo mokslo instituto archyvų programą. Hablo kosminis teleskopas skrieja aplink Žemę ir suteikia dar nematytą astronominių objektų vaizdą. Hablo vaizdai leido šiems astronomams nustatyti žiedines galaktikas iki raudonojo poslinkio 1, atitinkančio maždaug 8 milijardų šviesmečių atstumą.

„Lavery“ planuoja išanalizuoti daugiau nei 500 Hablo vaizdų, kad būtų galima pateikti reprezentatyvesnę dangaus apžvalgą. Tačiau komanda jau randa stebėtinų rezultatų.

„Mūsų ištirti vaizdai buvo atsitiktiniai, leidžiantys manyti, kad galaktikos susidūrimai įvyko visoje Visatoje“, - paaiškino Lavery. "Tai kartu su tuo, kad mes matome daugiau tokių tipų galaktikų, kuo toliau žvelgiame į kosmosą, taigi ir atgal į laiką, rodo, kad susidūrimo galaktikos suvaidino svarbų vaidmenį nustatant galaktikų tipus, kuriuos stebime šiandien."

Ajovos valstijos komandos rezultatai patvirtina ankstesnį Alaro Toomre'o iš Masačusetso technologijos instituto (Kembridžas) ir Francoiso Schweizerio iš Vašingtono Karnegio instituto darbą. Abu jie pabrėžė galaktikų susijungimo svarbą formuojant dideles elipsines galaktikas. Jei sąveika tarp galaktikų buvo daug dažnesnė, labai tikėtina, kad galaktikų susijungimo greitis taip pat buvo daug dažnesnis ir galėjo sukelti daugybę didelių elipsės formos galaktikų šių dienų visatoje, paaiškino Lavery.

Ajovos valstijos astronomai savo tyrimams daugiausia dėmesio skyrė skiriamosioms žiedinėms galaktikoms, nes šias galaktikas palyginti lengva atpažinti. „Lavery“ priduria, kad galingas Hablo kosminis teleskopas vaidino pagrindinį vaidmenį gaunant vaizdus, ​​kurių neįmanoma gauti iš Žemės teleskopų.

Žiedinių galaktikų tyrimą taip pat vykdo kitos Ajovos valstijos astronomijos komandos. Astronomai Philas Appletonas ir Curtas Struckas keletą metų nagrinėjo „Cartwheel“ galaktiką ir kitas žiedines galaktikas, ieškodami užuominų apie tai, kaip žvaigždės gimsta, kaip jos vystosi ir kaip miršta. Hablo kosminį teleskopą NASA valdo Astronomijos tyrimų universitetų asociacija. Ajovos valstybinis universitetas yra AURA narys.

Redaktoriai: Kai kuriuos vaizdus, ​​kuriuos Russ Lavery gavo iš kolizinių žiedinių galaktikų, galima peržiūrėti adresu http://www.public.iastate.edu/

Istorijos šaltinis:

Medžiagos pateikė Ajovos valstybinis universitetas. Pastaba: turinį galima redaguoti pagal stilių ir ilgį.


Urano keistenybių kilmę paaiškino japonų astronomai

Uranas yra unikaliai apverstas tarp mūsų Saulės sistemos planetų. Urano mėnuliai ir žiedai taip pat yra orientuoti tokiu būdu, o tai rodo, kad jie susidarė per katastrofinį smūgį, kuris jį apvertė ankstyvoje istorijoje. Autorius: Lawrence Sromovsky, Viskonsino universitetas-Madisonas / W.W. Kecko observatorija / NASA

Neįprasti ledo milžino Urano atributai mokslininkus ilgai glumino. Visos Saulės sistemos planetos sukasi aplink Saulę ta pačia kryptimi ir ta pačia plokštuma, o astronomai mano, kad tai yra ženklas, kaip mūsų Saulės sistema susiformavo iš besisukančio dujų ir dulkių disko. Dauguma planetų taip pat sukasi ta pačia kryptimi, jų poliai orientuoti statmenai plokštumai, kuria planetos sukasi. Tačiau unikaliai tarp visų planetų Uranas pakrypęs maždaug 98 laipsnių kampu.

Užuot galvojus apie žvaigždžių, pasklidusių visomis kryptimis ir įvairiais atstumais nuo Žemės, tikrovę, ją lengviau suprasti įsivaizduojant dangiškąją sferą. Norėdami įsivaizduoti, kas yra dangaus sfera, pažvelkite į naktinį dangų ir įsivaizduokite, kad visos matomos žvaigždės yra nudažytos Saulės sistemą supančios sferos viduje. Tuomet atrodo, kad žvaigždės kyla ir leidžiasi, kai Žemė juda šios „sferos“ atžvilgiu. Kai Uranas sukasi ir skrieja aplink saulę, jis palaiko savo polius, nukreiptus į fiksuotus taškus, palyginti su šia sfera, todėl atrodo, kad jis apsisuka ir drebėja iš Žemės stebėtojo perspektyvos. Uranas taip pat turi žiedinę sistemą, tokią kaip Saturnas, ir apie 27 mėnulius, kurie skrieja aplink pusiaują, todėl jie taip pat yra pasvirę, palyginti su ekliptikos plokštuma. Neįprasto Urano savybių rinkinio kilmę dabar paaiškino Tokijo technologijos instituto Žemės ir gyvybės mokslų instituto (ELSI) profesoriaus Shigeru Ida vadovaujama tyrimų grupė. Jų tyrimas rodo, kad ankstyvoje mūsų Saulės sistemos istorijoje Uraną užklupo maža, ledinė planeta, maždaug viena ar tris kartus viršijanti Žemės masę, kuri apvertė jaunąją planetą ir paliko savo savitą mėnulio ir žiedo sistemą kaip rūkstantis ginklas.

Komanda padarė tokią išvadą, sukurdama naują kompiuterinį mėnulio formavimosi modeliavimą aplink ledines planetas. Daugumoje Saulės sistemos planetų yra skirtingų dydžių, orbitų, kompozicijų ir kitų savybių mėnuliai, kurie, mokslininkų manymu, gali padėti paaiškinti jų susidarymą. Yra rimtų įrodymų, kad pačios Žemės pavienis mėnulis susiformavo tada, kai beveik prieš 4,5 mlrd. Metų uolėtas Marso dydžio kūnas pataikė į ankstyvąją Žemę. Ši idėja daug ką paaiškina apie Žemę ir mėnulio sudėtį bei apie tai, kaip mėnulis skrieja aplink Žemę.

Urano sukimosi ašis nuo „orbitos normalios“ pakreipta 98 ​​laipsniais. Jo palydovo orbitos normalai sutampa su sukimosi ašimi. Kreditas: ELSI

Mokslininkai tikisi, kad tokie didžiuliai susidūrimai buvo dažnesni ankstyvojoje Saulės sistemoje, jie yra dalis istorijos, kaip manoma, susidaro visos planetos. Tačiau Uranas turėjo patirti smūgių, kurie labai skyrėsi nuo Žemės vien dėl to, kad Uranas susidarė taip toli nuo saulės. Kadangi Žemė susiformavo arčiau saulės, kur aplinka buvo karštesnė, ją daugiausia sudaro tie, kuriuos mokslininkai vadina „nepastoviais“ elementais, ty jie nesudaro dujų esant normaliam Žemės paviršiaus slėgiui ir temperatūrai, kurią jie daro iš uolos. . Priešingai, atokiausios planetos daugiausia susideda iš lakiųjų elementų, tokių kaip vanduo ir amoniakas. Nors tai yra dujos ar skysčiai, esant žemai temperatūrai ir slėgiui, esant dideliems atstumams nuo saulės, jie yra sušalę į kietą ledą.

Pasak profesoriaus Idos ir jo kolegų tyrimo, milžiniškas poveikis tolimoms ledinėms planetoms būtų visiškai kitoks nei tas, kuris susijęs su uolėtomis planetomis, pavyzdžiui, mokslininkų manymu, susidarė Žemės mėnulis. Kadangi žemoje temperatūroje susidaro vandens ledas, susidūrimo metu Urano ir jo apledėjusio smogtuvo smūginės nuolaužos būtų daugiausia išgaravusios. Tai galėjo būti tiesa ir uolinei medžiagai, dalyvaujančiai Žemės mėnulį formuojančiame smūgyje, tačiau, priešingai, ši uolinė medžiaga turėjo labai aukštą kondensacijos temperatūrą, tai reiškia, kad ji greitai sustingo, taigi Žemės mėnulis sugebėjo surinkti nemažą kiekį šiukšlės, susidariusios susidūrimo dėl savo sunkumo.

Urano atveju didelis, apledėjęs smogtuvas sugebėjo pakreipti planetą, suteikti jai greitą sukimosi periodą (Urano diena šiuo metu yra apie 17 valandų, netgi greitesnė nei Žemės), o susidūrimo metu likusi medžiaga liko dujinė ilgiau . Didžiausias masinis kūnas, tapęs Uranu, surinko didžiąją dalį likučių, taigi Urano mėnuliai yra maži. Tiksliau sakant, Urano masės ir Urano „mėnulių“ masių santykis yra didesnis nei Žemės masės ir jos mėnulio santykis daugiau nei 100 kartų. Ida ir kolegų modelis gražiai atkartoja dabartinę Urano palydovų konfigūraciją.

Profesorius Ida sako: "Šis modelis pirmasis paaiškina Urano mėnulio sistemos konfigūraciją ir gali padėti paaiškinti kitų mūsų Saulės sistemos ledinių planetų, tokių kaip Neptūnas, konfigūracijas. Be to, astronomai dabar atrado tūkstančius planetų aplink kitos žvaigždės, vadinamosios egzoplanetos, ir stebėjimai rodo, kad daugelis naujai atrastų planetų, žinomų kaip superžemės egzoplanetinėse sistemose, daugiausia gali susidaryti iš vandens ledo, ir šį modelį galima pritaikyti ir šioms planetoms “.


Urano keistenybių paslaptis paaiškino japonų astronomai

Keistą Urano sukimosi ašį ir neįprastas jo mėnulių bei žiedų sistemos savybes greičiausiai lemia senovės milžiniškas ledinis smūgis.

Tokijo technologijos institutas

VAIZDAS: Uranas yra unikaliai apverstas tarp mūsų Saulės sistemos planetų. Urano mėnuliai ir žiedai taip pat yra orientuoti tokiu būdu, o tai rodo, kad jie susiformavo per katastrofinį smūgį, kuris pakrypo. Rodyti daugiau

Autorius: Lawrence Sromovsky, Viskonsino universitetas-Madisonas / W.W. Kecko observatorija / NASA

Neįprasti ledo milžino Urano atributai mokslininkus ilgai glumino. Visos mūsų Saulės sistemos planetos sukasi aplink Saulę ta pačia kryptimi ir ta pačia plokštuma, o astronomai mano, kad tai yra ženklas, kaip mūsų Saulės sistema susidarė iš besisukančio dujų ir dulkių disko. Dauguma mūsų Saulės sistemos planetų taip pat sukasi ta pačia kryptimi, jų poliai orientuoti statmenai plokštumai, kuria planetos sukasi. Tačiau unikaliai tarp visų planetų Uranas pasviręs maždaug 98 laipsnių kampu.

Užuot galvojus apie žvaigždžių, pasklidusių visomis kryptimis ir įvairiais atstumais nuo Žemės, tikrovę, ją lengviau suprasti įsivaizduojant dangiškąją sferą. Norėdami įsivaizduoti, kas yra dangaus sfera, pažvelkite į naktinį dangų ir įsivaizduokite, kad visos matomos žvaigždės yra nudažytos Saulės sistemą supančios sferos viduje. Tuomet atrodo, kad žvaigždės kyla ir leidžiasi, kai Žemė juda šios „sferos“ atžvilgiu. Kai Uranas sukasi ir skrieja aplink Saulę, jis palaiko savo polius, nukreiptus į fiksuotus taškus, palyginti su šia sfera, todėl atrodo, kad jis apsisuka ir drebėja iš Žemės stebėtojo perspektyvos. Uranas taip pat turi žiedinę sistemą, pavyzdžiui, Saturno, ir daugybę 27 mėnulių, kurie skrieja aplink planetą aplink pusiaują, todėl ir jie yra apvirsti. Kaip atsirado neįprastas Urano savybių rinkinys, dabar paaiškino mokslininkų grupė, kuriai vadovavo profesorius Shigeru Ida iš Tokijo technologijos instituto Žemės ir gyvybės mokslų instituto (ELSI). Jų tyrimas rodo, kad ankstyvoje Saulės sistemos istorijoje Uraną užklupo maža ledinė planeta - maždaug 1–3 kartus didesnė už Žemės masę - kuri apvertė jaunąją planetą ir paliko savitą savo mėnulio ir žiedo sistemą kaip „rūkantis ginklas“.

Komanda padarė tokią išvadą, kai jie konstravo naują kompiuterinį mėnulio formavimosi modeliavimą aplink ledines planetas. Daugumoje Saulės sistemos planetų yra mėnuliai, ir juose yra įvairių dydžių, orbitų, kompozicijų ir kitų savybių žvėrynas, kurie, mokslininkų manymu, gali padėti paaiškinti, kaip jie susidarė. Yra rimtų įrodymų, kad pačios Žemės pavienis mėnulis susidarė, kai prieš beveik 4,5 milijardo metų ankstyvąją Žemę pasiekė uolėtas Marso dydžio kūnas. Ši idėja daug ką paaiškina apie Žemę ir jos Mėnulio sudėtį bei apie tai, kaip Mėnulis skrieja aplink Žemę.

Mokslininkai tikisi, kad tokie didžiuliai susidūrimai buvo dažnesni ankstyvojoje Saulės sistemoje, iš tikrųjų jie yra dalis istorijos, kaip manoma, kad susidaro visos planetos. Tačiau Uranas turėjo patirti smūgių, kurie labai skyrėsi nuo Žemės vien dėl to, kad Uranas susidarė taip toli nuo Saulės. Kadangi Žemė susiformavo arčiau Saulės, kur aplinka buvo karštesnė, ją daugiausia sudaro mokslininkai vadinamieji „nepastovūs“ elementai, ty jie nesudaro dujų esant normaliam Žemės paviršiaus slėgiui ir temperatūrai, kurią jie daro iš uolos. Priešingai, atokiausias planetas daugiausia sudaro „nepastovūs“ elementai, pavyzdžiui, tokie kaip vanduo ir amoniakas. Nors tai būtų dujos ar skysčiai po Žemės paviršiumi, pavyzdžiui, temperatūra ir slėgis, dideliais atstumais nuo Saulės skrieja išorinės planetos, jos yra sušalusios į kietą ledą.

Pasak profesoriaus Idos ir jo kolegų tyrimo, milžiniškas poveikis tolimoms ledinėms planetoms būtų visiškai kitoks nei tas, kuris susijęs su uolėtomis planetomis, pavyzdžiui, mokslininkų manymu, susidarė Žemės mėnulis. Kadangi vandens ledo susidarymo temperatūra yra žema, susidūrimo metu Urano ir jo ledinio smogtuvo smūginės šiukšlės daugiausia būtų išgaravusios. Tai galėjo būti pasakyta ir apie uolingą medžiagą, susijusią su Žemės Mėnulį formuojančiu poveikiu, tačiau, priešingai, ši uolėta medžiaga turėjo labai aukštą kondensacijos temperatūrą, o tai reiškia, kad ji greitai sustingo, taigi Žemės Mėnulis sugebėjo surinkti nemažą dalį šiukšlių. sukeltas susidūrimo dėl savo sunkumo. Urano atveju didelis ledinis smogtuvas sugebėjo pakreipti planetą ir suteikti jai greitą sukimosi periodą (šiuo metu yra Urano „diena“).

17 valandų, net greičiau nei Žemės), o susidūrimo likučiai ilgiau išliko dujiniai. Didžiausias masinis kūnas, tapęs Uranu, surinko didžiąją dalį likučių, taigi dabartiniai Urano mėnuliai yra maži. Tiksliau sakant, Urano masės ir Urano mėnulių masių santykis yra didesnis nei Žemės masės ir jos mėnulio santykis daugiau nei šimtu kartų. Idos ir kolegų modelis gražiai atkartoja dabartinę „Urano“ palydovų konfigūraciją.

Kaip paaiškina profesorius Ida, „Šis modelis pirmasis paaiškina Urano mėnulio sistemos konfigūraciją ir gali padėti paaiškinti kitų mūsų Saulės sistemos ledinių planetų, tokių kaip Neptūnas, konfigūracijas. Be to, astronomai dabar atrado tūkstančius planetų aplink kitas žvaigždes, vadinamąsias egzoplanetas, ir stebėjimai rodo, kad daugelis naujai atrastų planetų, žinomų kaip superžemės egzoplanetinėse sistemose, daugiausia gali susidaryti iš vandens ledo ir šį modelį taip pat galima pritaikyti į šias planetas “.

Shigeru Ida 1, Shoji Ueta 2, Takanori Sasaki 3, Yuya Ishizawa 3, Urano palydovo formavimasis dėl milžiniško smūgio sukurto vandens garų disko evoliucijos, Gamtos astronomija, DOI: 10.1038 / s41550-020-1049-8

1. Žemės ir gamtos mokslų institutas, Tokijo technologijos institutas, Tokijas, Japonija

2. Aukštųjų integruotų žmogaus išgyvenamumo studijų magistro mokykla, Kioto universitetas, Kiotas, Japonija

3. Kioto universiteto Astronomijos katedra, Kiotas, Japonija

Tokijo technologijos institutas (Tokyo Tech) yra pirmaujanti mokslinių tyrimų ir aukštojo mokslo srityje kaip pirmaujantis mokslo ir technologijų universitetas Japonijoje. „Tokyo Tech“ tyrėjai pasižymi įvairiomis sritimis - nuo medžiagų mokslo iki biologijos, informatikos ir fizikos. Įkurta 1881 m., „Tokyo Tech“ per metus priima per 10 000 bakalauro ir magistrantūros studijų studentų, kurie tampa mokslo lyderiais ir keletu paklausiausių pramonės inžinierių. Įkūnijusi japonų „monotsukuri“ filosofiją, reiškiančią „techninį sumanumą ir naujoves“, „Tokyo Tech“ bendruomenė stengiasi prisidėti prie visuomenės, atlikdama didelio poveikio tyrimus.

Žemės ir gyvybės mokslų institutas (ELSI) yra vienas iš ambicingų Japonijos „World Premiere International“ tyrimų centrų, kurio tikslas - pasiekti pažangos plačiai tarpdisciplininėse mokslo srityse, įkvepiant didžiausius pasaulio protus atvykti į Japoniją ir bendradarbiauti sprendžiant sudėtingiausias mokslo problemas. Pagrindinis ELSI tikslas yra atkreipti dėmesį į Žemės ir gyvybės kilmę ir bendrą evoliuciją.

Pasaulio aukščiausio lygio tarptautinio tyrimų centro iniciatyva (WPI) Švietimo, kultūros, sporto, mokslo ir technologijų ministerija (MEXT) pradėjo teikti 2007 m., siekdama padėti statyti visame pasaulyje matomus tyrimų centrus Japonijoje. Šie institutai skatina aukštus mokslinių tyrimų standartus ir išskirtinę mokslinių tyrimų aplinką, pritraukiančią mokslininkus iš viso pasaulio. Šie centrai yra labai autonomiški, leidžiantys pakeisti Japonijos tradicinius tyrimų ir administravimo būdus.

Atsakomybės apribojimas: AAAS ir „EurekAlert“! neatsako už „EurekAlert“ paskelbtų naujienų tikslumą! prisidedančios institucijos arba naudodamasis bet kokia informacija per „EurekAlert“ sistemą.


Tai tanku

„Kepler-107“ žvaigždė, panaši į Saulę, aplink kurią skrieja mažiausiai keturios planetos. Planetos yra tvirtai supakuotos aplink žvaigždę, o orbitos periodai svyruoja nuo trijų iki 14 dienų. Kaimyninių planetų orbitų ilgiai gali būti išreikšti paprastais sveikųjų skaičių santykiais (5: 2, 3: 1 ir t. T.). Tai sukuria vadinamąsias „rezonansines orbitas“, kur periodiškas kūnų išsidėstymas padeda stabilizuoti ir sustiprinti orbitas. Paprastai manoma, kad taip atsitinka, kai toliau nuo žvaigždės besiformuojančios planetos migruoja į vidų jos link, o rezonansai padeda subalansuoti dalykus ir neleisti planetoms tęsti į žvaigždę.

Nors „Kepler“ duomenys leidžia mums nustatyti egzoplanetų dydį, tai mums nieko daugiau nepasako. Norėdami gilintis, turime nustatyti planetų mases. Kartu su jų dydžiu tai mums ką nors pasako apie jų tankį, mes galime naudoti tankį, kad padarytume išvadą apie jų sudėtį.

Egzoplaneto masę galima nustatyti ištyrus jos gravitacinę įtaką žvaigždei, kurią ji skrieja. Kai planetos orbita nukreipia ją Žemės kryptimi, ji šiek tiek traukia žvaigždę link mūsų, sukeldama mažą žvaigždės šviesos mėlyną poslinkį. Priešingoje orbitos pusėje žvaigždės šviesa yra raudona. Šių poslinkių laipsnis priklauso nuo planetos atstumo nuo žvaigždės (kurią žinome iš orbitos) ir planetos masės.

A team of researchers obtained data on the red and blue shifts of Kepler-107 and used that to determine the mass of each planet. Combined with the information on their sizes generated by Kepler, this information could provide a sense of what the planets look like.

The data on Kepler-107d isn't very well constrained, but it is consistent with it being rocky (it's a bit smaller than Earth). Planet 107e is a mini-Neptune with a 15-day orbit. The two inner planets, 107b and 107c, are, well, a bit odd.


Study shows how icy outer solar system satellites may have formed

The masses of the satellite(s) range from 1/10 to 1/1000 of the corresponding TNOs. For comparison, Earth and Moon are also shown. Credit: NASA/APL/SwRI/ESA/STScI

Using sophisticated computer simulations and observations, a team led by researchers from the Earth-Life Science Institute (ELSI) at Tokyo Institute of Technology has shown how the so-called trans-Neptunian objects (or TNOs) may have formed. TNOs, which include the dwarf planet Pluto, are a group of icy and rocky small bodies—smaller than planets, but larger than comets—that orbit the solar system beyond the planet Neptune. TNOs likely formed at the same time as the solar system, and understanding their origin could provide important clues as to how the entire solar system originated.

Like many solar system bodies, including the Earth, TNOs often have their own satellites, which likely formed early on from collisions among the building blocks of the solar system. Understanding the origin of TNOs along with their satellites may help understand the origin and early evolution of the entire solar system. The properties of TNOs and their satellites—for example, their orbital properties, composition and rotation rates—provide a number of clues for understanding their formation. These properties may reflect their formation and collisional history, which in turn may be related to how the orbits of the giant planets Jupiter, Saturn, Neptune, and Uranus changed over time since the solar system formed.

The New Horizons spacecraft flew by Pluto, the most famous TNO, in 2015. Since then, Pluto and its satellite Charon have attracted a lot of attention from planetary scientists, and many new small satellites around other large TNOs have been found. In fact, all known TNOs larger than 1000 km in diameter are now known to have satellite systems. Interestingly, the range of estimated mass ratio of these satellites to their host systems ranges from 1/10 to 1/1000, encompassing the moon-to-Earth mass ratio (

1/80). This may be significant because Earth's moon and Charon are both thought to have formed from a giant impactor.

Top panels show snapshots for the satellite-forming giant impact with about 1 km/s of the impact velocity and 75 degree of the impact angle. Bottom panel shows the schematic view for the circularization of the satellite's orbit due to tidal interaction after satellite formation. Credit: Arakawa et al. (2019) Nature Astronomy

To study the formation and evolution of TNO satellite systems, the research team performed more than 400 giant impact simulations and tidal evolution calculations. "This is really hard work," says the study's senior author, Professor Hidenori Genda from the Earth-Life Science Institute (ELSI) at Tokyo Institute of Technology. Other Tokyo Tech team members included Sota Arakawa and Ryuki Hyodo.

The Tokyo Tech study found that the size and orbit of the satellite systems of large TNOs are best explained if they formed from impacts of molten progenitors. They also found that TNOs which are big enough can retain internal heat and remain molten for a span of only a few million years especially if their internal heat source is short-lived radioactive isotopes such as Aluminum-26, which has also been implicated in the internal heating of the parent bodies of meteorites. Since these progenitors would need to have a high short-lived radionuclide content in order to be molten, these results suggest that TNO-satellite systems formed before the outward migration of the outer planets, including Neptune, or in the first

700 million years of solar system history.

The relationship between the initial eccentricity of the formed satellites and the final eccentricity after 4.5-billion-year tidal evolution are shown for three cases. When planetary bodies are rigid for the whole time (right figure) or they behave as a fluid for the first 1000 years (middle figure), most of the eccentricities were not damped, which is not inconsistent with the observation. When they behave as a fluid for the first > 1 million years, the resultant eccentricities are consistent with the observation. Credit: Arakawa et al. (2019) Nature Astronomy

Previous planet formation theories had suggested the growth of TNOs took much longer than the lifetime of short-lived radionuclides, and thus TNOs must not have been molten when they formed. These scientists found, however, that rapid TNO formation is consistent with recent planet formation studies which suggest TNOs formed via accretion of small solids to preexisting bodies. The rapid formation of large TNOs is consistent with recent planet formation studies however, other analyses suggest comets formed well after most short-lived radionuclides had decayed. Thus the authors note that there is still much work to be done to produce a unified model for the origin of the solar system's planetary bodies.


Earth and Moon formed later than previously thought, new research suggests

Astronomers have theorized that the planet Earth and the Moon were created as the result of a giant collision between two planets the size of Mars and Venus. Until now, the collision was thought to have happened when the solar system was 30 million years old, or approximately 4,537 million years ago. But new research shows that Earth and the Moon must have formed much later -- perhaps up to 150 million years after the formation of the solar system.

The research results have been published in the scientific journal Žemės ir planetų mokslo laiškai.

"We have determined the ages of the Earth and the Moon using tungsten isotopes, which can reveal whether the iron cores and their stone surfaces have been mixed together during the collision," explains Tais W. Dahl, who did the research as his thesis project in geophysics at the Niels Bohr Institute at the University of Copenhagen in collaboration with professor David J. Stevenson from the California Institute of Technology (Caltech).

The planets in the solar system are thought to have been created by collisions between small dwarf planets orbiting the newborn Sun. In the collisions, the small planets melted together and formed larger and larger planets. Earth and the Moon are believed to be the result of a gigantic collision between two planets the size of Mars and Venus. The two planets collided at a time when both had a core of metal (iron) and a surrounding mantle of silicates (rock). But when did it happen and how did it happen? The collision took place in less than 24 hours and the temperature of the Earth was so high (7000º C), that both rock and metal must have melted in the turbulent collision. But were the stone mass and iron mass also mixed together?

Until recently it was believed that the rock and iron mixed completely during the planet formation and so the conclusion was that the Moon was formed when the solar system was 30 million years old or approximately 4,537 million years ago. But new research shows something completely different.

Dating with radioactive elements

The age of Earth and the Moon can be dated by examining the presence of certain elements in Earth's mantle. Hafnium-182 is a radioactive substance, which decays and is converted into the isotope tungsten-182. The two elements have markedly different chemical properties and while the tungsten isotopes prefer to bond with metal, hafnium prefers to bond to silicates, i.e. rock.

It takes 50-60 million years for all hafnium to decay and be converted into tungsten, and during the Moon forming collision nearly all the metal sank into Earth's core. But did all the tungsten go into the core?

"We have studied to what degree metal and rock mix together during the planet forming collisions. Using dynamic model calculations of the turbulent mixing of the liquid rock and iron masses we have found that tungsten isotopes from the Earth's early formation remain in the rocky mantle," explains Dahl.

The new studies imply that the moon forming collision occurred after all of the hafnium had decayed completely into tungsten.

"Our results show that metal core and rock are unable to emulsify in these collisions between planets that are greater than 10 kilometres in diameter and therefore that most of the Earth's iron core (80-99 %) did not remove tungsten from the rocky material in the mantle during formation," explains Dahl.

The result of the research means that Earth and the Moon must have been formed much later than previously thought -- that is to say not 30 million years after the formation of the solar system 4,567 million years ago but perhaps up to 150 million years after the formation of the solar system.

Story Source:

Materials provided by University of Copenhagen. Note: Content may be edited for style and length.


The Lake County Astronomical Society

This article presents one view on the origin of asteroids. It is extracted from the Meta Research Bulletin for March, 1994, published by Meta Research, Inc., P.O. Box 15186, Chevy Chase, Md. The pictures and information on the Galileo mission imaging at the end of the article were downloaded from the NASA Jet Propulsion Laboratory web site at http://www.jpl.nasa.gov/

One of the key predictions of the exploded planet hypothesis is that most minor planets will be accompanied by debris clouds, the larger fragments of which would be classified as "minor satellites". If the thousands of objects orbiting between Mars and Jupiter did indeed originate in a planetary explosion, then satellites of minor planets must be both numerous and commonplace. Evidence of just that has accumulated over the years, but has been hotly disputed by mainstream asteroid experts ("asteroid" and "minor planet" are synonymous). This is because satellites cannot get into stable orbits under normal circumstances if the standard paradigm is correct -- that minor planets or their parent bodies condensed from the primeval solar nebula. So the prediction that such satellites are abundant is indeed a decisive one for choosing between the two competing theories. Most existing prior evidence for asteroid moons was collected through the International Occultation Timing Association (IOTA)'s efforts at the initiative of astronomer David Dunham. Dunham also reported the first asteroid moon recognized for what it was to the American Astronomical Society following a discovery observation by observer Paul Maley in 1977.

The following press bulletin was released by NASA's Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, California:

In MetaRes.Bull . 1, 4-6 (1992), we published "First asteroid images: satellite analysis", reporting on the same spacecraft's first asteroid encounter with Gaspra in October, 1991. An earlier article predicting that the spacecraft would find satellites appeared in "Minor satellites and the Gaspra encounter", in Asteroids, Comets, Meteors 1991, A.W. Harris and E. Bowell, eds., Lunar & Planetary Institute, Houston, TX, 609-612 (1992). No orbiting satellites turned up in the Gaspra encounter. However, I quote here one paragraph from the preliminary analysis results of that earlier event from the Meta Research Bulletin (MRB) article. This same quote also appears on p. 178 of the author's book Dark Matter, Missing Planets and New Comets, in which chapter 8 is devoted to the history of earlier minor satellite observations.

Additional photographs of Gaspra became available when the Galileo spacecraft returned to the vicinity of the Earth on its complex journey. These photos did indeed confirm this last prediction very well. Three parallel grooves lead up to the snout-shaped object. Although the origin of these peculiar surface markings is still debated, roll-marks made by the 5-km body appear to be an excellent explanation consistent with all known facts. So Gaspra might be considered as in accord with the pre-encounter prediction of minor satellites, but in a somewhat ambiguous way. It was clear that most astronomers would remain unconvinced until a spacecraft returned pictures of a satellite in the act of orbiting a minor planet right now.

The August, 1993, flyby of minor planet Ida by the Galileo spacecraft appears to have provided that confirmation. Ida is essentially a randomly selected asteroid for this purpose, since it simply happened to lie near the spacecraft's flight path to Jupiter through the main asteroid belt. It is only the second asteroid ever examined close-up by a spacecraft. The new pictures indicate it has at least one currently orbiting satellite. So little of the space around Ida has yet been examined that it may perhaps have many more. [Problems with the spacecraft antenna have prevented downloading the background on the pictures taken by the spacecraft, in order to save spacecraft and telescope time. A few single lines were downloaded from each picture to locate the asteroid image, and only that image was to be downloaded to Earth at the slow data rate of the antenna. But even in the small area of space around the asteroid sampled by these test lines, one satellite has turned up. We may expect that many additional satellites (probably dozens, possibly hundreds, many of them in orbits having the same period as the asteroid's rotation) of various sizes down to the limit of camera resolution would be seen if the full pictures could be downloaded. But that is not presently part of the operating plan for recovering the data from the spacecraft's tape recorder. So we must depend on chance to show additional moons that may be there.]

Conservative scientists are quick to point out that one satellite of one minor planet does not prove that minor satellites are "numerous and commonplace", as the exploded planet hypothesis predicts. Indeed, imaging team leader Michael Belton is quoted by Sky & Telescope magazine as cautioning that there's a remote chance that a small, previously undetected asteroid just happened to be whizzing past Ida at just that moment. But the probability of this may be compared with the probability that, during your one-hour visit to New York or Los Angeles, the city is completely destroyed by the impact of an asteroid from space.

Therefore, I suspect that those with a good sense of the laws of probability must realize that finding a moon of an asteroid during only the second spacecraft encounter with one implies that minor satellites are at least not rare. When this discovery is combined with earlier occultation and radar data suggesting that the majority of asteroids examined have companions (at least coalesced ones), it is perhaps not too soon to anticipate that this critical test is turning out in favor of the exploded planet hypothesis, and against the hypothesis of origin of minor planets by condensation from the solar nebula. [The latest radar results showing the contact-binary nature of asteroid Castilia (1989 PB) are reported by R. Hudson and S. Ostro, Science 263, 940-943 (1994).]

It might be added that, in addition to all the other evidence for the exploded planet hypothesis (see chapter 11 of Dark Matter, . ), the Galileo spacecraft also detected evidence of a magnetic field during its flyby of Ida. According to JPL's press release about that finding, "Before Galileo's Gaspra encounter in October 1991, small asteroids generally were not expected to possess their own magnetic fields, though some meteorites - believed to be fragments of asteroids - have measurable fields." This is because small bodies such as asteroids, even up to the size of Earth's Moon, are unlikely to have the high temperatures and pressures in their interiors generally associated with planetary magnetic fields.

Moreover, both Gaspra and Ida were believed to be mainly stony, rather than iron as in the magnetic meteorites. So finding magnetic fields there came as quite a surprise. Yet, if the asteroids are fragments of a major planet, it would be no surprise that each fragment preserved a fossilized magnetic field from its parent planet, frozen in place during the billions of years it spent inside that planet.

Implications: Why can't abundant satellites exist in the standard model? Suppose the satellites come from outside the sphere of influence of the parent asteroid. Then gravitational capture is impossible for several reasons. In the two-body problem, gravitational capture is impossible under any circumstances, as long as gravity is the only force acting. If a third body intervenes, then temporary captures are possible, but escape back to a solar orbit is inevitable, usually after only one or a few revolutions as a satellite. In both cases of external origin, a stable capture might occur if a non-gravitational force acts too. But all known non-gravitational forces acting on asteroids except collisions are negligible in strength compared to gravitation, and have apparently always been so. Moreover, to be effective, any such non-gravitational force would have to be quite strong because the mean relative velocity between any two asteroids, +/- 5 km/s, would have to be reduced to typical satellite orbital velocities of just a few meters per second, a thousand times smaller. Yet the hypothetical force would then have to cease operating to prevent causing decay of the orbit of the satellite down to the surface of its parent. No known forces can have either this strength or behavior.

But perhaps asteroid moons originate through collisions or the breakup of the parent asteroid. The high relative velocity between asteroids mitigates against fragments from a collision leaving at less than escape velocity, which is also just a few m/s for a typical asteroid. But the more important problem is the lack of angular momentum (sideways velocity) available from a collision or breakup. In short, this means that any fragment originating at the surface of an asteroid, if it does not escape the asteroid's sphere of influence altogether, must enter an elongated elliptical orbit whose trajectory again intersects the same surface point. Thus it must fall back onto the parent after a single revolution. Moreover, since all collisional fragments move more or less radially away from the center of their parent body, secondary collisions cannot provide transverse velocity sufficient to enter a stable orbit.

But even if some unlikely combination of events managed to lift the periapsis point in the satellite orbit above the surface of its parent, so that it did not collide with the parent after one revolution, that low periapsis orbit would still decay down to the surface again through the action of tidal forces in a dynamically short time, small compared to a million years. To be stable, a satellite orbit must lie almost entirely at or above the altitude of the synchronous orbit, where satellite orbital period equals rotational spin period of the parent asteroid. That altitude typically lies a few radii above the parent asteroid.

The bottom line is that creating stable satellites in the standard model requires freakish circumstances of extremely low probability. Abundant satellites are simply not possible with that mode of origin. And that is why earlier observational evidence for satellites has been so readily dismissed by mainstream asteroid experts, despite its apparent reliability.

By contrast, abundant satellites are unavoidable if asteroids originated in the explosion of a far larger parent planet. The key difference is that such satellites were always inside of the gravitational sphere of influence of their parent asteroids. They did not have to come from outside and get captured. The explosion of a major planet fills space densely with debris of all sizes and masses fleeing the explosion with a wide range of fragment velocities. Immediately after the explosion, the fragments' own spheres of influence are severely limited by the strong gravitational field of their still-nearby parent planet. But as they get farther away, the influence of the parent planet gets weaker, allowing the gravitational spheres of influence of each fragment to enlarge. This enlarging continues until a new limit is set by the Sun as the fragments enter their permanent solar orbits.

During this enlarging period for the spheres of influence of fragments, considerable debris of all sizes will become trapped inside each such sphere of influence. Some of that debris will tidally decay, and be found coalesced with the parent minor planet or lying on its surface. Some of the debris will escape through tidal or collisional forces, forming streams of objects traveling in closely similar solar orbits, very much like the "families" and "jet streams" of asteroids that we observe. But much of the debris near each large original fragment will remain gravitationally bound to it and in orbit around it. These comprise the moons of the fragment that are predicted to exist abundantly by the hypothesis of an explosion origin.

Additional details about Ida and its satellite should become available later. And we might hope that there will be a new plan to download the "background" portion of at least some of the images in the hope of finding additional satellites..

Information about the images

All the images in this article were transmitted from the Galileo Mission spacecraft and were downloaded from one of the NASA home pages on the Internet. The picture showing both asteroid 243 Ida and its moon is the first conclusive evidence that natural satellites of asteroids do exist.

The portrait that includes Ida and its moon was taken by Galileo's charge-coupled device (CCD) camera on August 28, 1993, about 14 minutes before the Jupiter-bound spacecraft's closest approach to the asteroid, from a range of 6,755 miles. Ida is a heavily cratered, irregularly shaped asteroid in the main asteroid belt between Mars and Jupiter -- the 243rd asteroid to be discovered since the first was found at the beginning of the 19th century. Ida is a member of a group of asteroids called the "Koronis" family and is about 35 miles long. The small satellite, which is estimated to be about 1 mile across, was provisionally designated "1993 (243) 1" by the International Astronomical Union. ("1993" denotes the year the picture was taken, "243" the asteroid number and "1" the fact that it is the first moon of Ida to be found.)


Astronomy: Debris-strewn exoplanetary construction yards

Astronomers using NASA's Hubble Space Telescope have completed the largest and most sensitive visible-light imaging survey of dusty debris disks around other stars. These dusty disks, likely created by collisions between leftover objects from planet formation, were imaged around stars as young as 10 million years old and as mature as more than 1 billion years old.

"It's like looking back in time to see the kinds of destructive events that once routinely happened in our solar system after the planets formed," said survey leader Glenn Schneider of the University of Arizona's Steward Observatory. The survey's results appeared in the Oct. 1, 2014, issue of The Astronomical Journal.

Once thought to be simply pancake-like structures, the unexpected diversity and complexity and varying distribution of dust among these debris systems strongly suggest these disks are gravitationally affected by unseen planets orbiting the star. Alternatively, these effects could result from the stars' passing through interstellar space.

The researchers discovered that no two "disks" of material surrounding stars look the same. "We find that the systems are not simply flat with uniform surfaces," Schneider said. "These are actually pretty complicated three-dimensional debris systems, often with embedded smaller structures. Some of the substructures could be signposts of unseen planets." The astronomers used Hubble's Space Telescope Imaging Spectrograph to study 10 previously discovered circumstellar debris systems, plus comparatively, MP Mus, a mature protoplanetary disk of age comparable to the youngest of the debris disks.

Irregularities observed in one ring-like system in particular, around a star called HD 181327, resemble the ejection of a huge spray of debris into the outer part of the system from the recent collision of two bodies.

"This spray of material is fairly distant from its host star -- roughly twice the distance that Pluto is from the Sun," said co-investigator Christopher Stark of NASA's Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland. "Catastrophically destroying an object that massive at such a large distance is difficult to explain, and it should be very rare. If we are in fact seeing the recent aftermath of a massive collision, the unseen planetary system may be quite chaotic."

Another interpretation for the irregularities is that the disk has been mysteriously warped by the star's passage through interstellar space, directly interacting with unseen interstellar material. "Either way, the answer is exciting," Schneider said. "Our team is currently analyzing follow-up observations that will help reveal the true cause of the irregularity."

Over the past few years astronomers have found an incredible diversity in the architecture of exoplanetary systems -- planets are arranged in orbits that are markedly different than found in our solar system. "We are now seeing a similar diversity in the architecture of accompanying debris systems," Schneider said. "How are the planets affecting the disks, and how are the disks affecting the planets? There is some sort of interdependence between a planet and the accompanying debris that might affect the evolution of these exoplanetary debris systems."

From this small sample, the most important message to take away is one of diversity, Schneider said. He added that astronomers really need to understand the internal and external influences on these systems, such as stellar winds and interactions with clouds of interstellar material, and how they are influenced by the mass and age of the parent star, and the abundance of heavier elements needed to build planets.

Though astronomers have found nearly 4,000 exoplanet candidates since 1995, mostly by indirect detection methods, only about two dozen light-scattering, circumstellar debris systems have been imaged over that same time period. That's because the disks are typically 100,000 times fainter than, and often very close to, their bright parent stars. The majority have been seen because of Hubble's ability to perform high-contrast imaging, in which the overwhelming light from the star is blocked to reveal the faint disk that surrounds the star.

The new imaging survey also yields insight into how our solar system formed and evolved 4.6 billion years ago. In particular, the suspected planet collision seen in the disk around HD 181327 may be similar to how the Earth-Moon system formed, as well as the Pluto-Charon system over 4 billion years ago. In those cases, collisions between planet-sized bodies cast debris that then coalesced into a companion moon.


Žiūrėti video įrašą: Mokslo sriuba: trečiasis Lietuvos kosminis palydovas 1 dalis (Vasaris 2023).