Planety bez księżyców i księżyce (?)
bez planety1

Na posiedzeniu w Pradze pod koniec sierpnia 2006 r. Międzynarodowa
Unia Astronomiczna podjęła ostateczną decyzję o zdegradowaniu
Plutona (jako planety) do roli obiektu w Pasie Kuipera (o czym już przed
dwoma laty pozwoliłem sobie napisać w „Uranii–Postępach
Astronomii”). I to nawet już nie największego, bowiem niedawno
astronom amerykański Michael Brown odkrył w tym Pierścieniu nowy
obiekt o średnicy ok. 3000 km, który nazwał — podobno przewrotnie —
Eris. Mimo to Amerykanów ogarnęła wściekłość, ponieważ Clyde
Tombaugh przestał być odkrywcą nowej planety w Układzie Słonecznym

Jednak sprawa nie jest wcale tak prosta, bowiem Clyde Tombaugh — w niczym nie negując obliczeń Percivala Lowella — nadal poszukiwał (po 1930 r.) planety transneptunowej, o czym napisał w 1960 r. w artykule Wspomnienia o odkryciu Plutona („Sky and Telescope” Nr 3).

Ponadto Pluton jako „planeta” okazał się dość niezwykłym ciałem. Jego orbita jest najbardziej ekscentryczna (e = 0,248) i nachylona pod znacznym kątem do płaszczyzny ekliptyki (i = 17,1418°). Co więcej, średnia gęstość tego globu też jest nietypowa, wynosząc ok. 2000 kg/m³; nie „pasuje” zatem ani do średniej gęstości planet typu ziemskiego (r ≥ 3300 kg/m³), ani do średniej gęstości planet-olbrzymów (r < 1700 kg/m³). W dodatku okres rotacji Plutona (P = 6,39 doby) jest zbliżony do okresu ruchu wirowego największych satelitów planet-olbrzymów (podobnie zresztą, jak i jego średnia gęstość).

Wszystko to razem wzięte sprawia, iż trudno jest w dalszym ciągu uważać Plutona za „regularną i typową planetę” Układu Słonecznego, więc zaliczenie go do obiektów Pasa Kuipera jest wielce słuszne.

Tak więc w naszym Układzie mamy znowu tylko osiem planet (jak 160 lat temu — zob. „Urania–PA” 5/2006): cztery planety typu ziemskiego (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars), cztery planety typu jowiszowego (olbrzymy — Jowisz, Saturn, Uran, Neptun), pas planetoid, głównie pomiędzy orbitą Marsa a Jowisza, Pas Kuipera (głównie poza orbitą Neptuna) — łącznie ponad 360 000 obiektów (!) i wreszcie odległy Obłok Oorta o nie policzonej dotąd liczbie jąder kometarnych.

Taki schemat nowego obrazu Układu Słonecznego ukazał się na drugiej stronie okładki pierwszego zeszytu „Uranii–Postępy Astronomii” w styczniu 1998 r. Musiało minąć przeszło osiem lat, by został oficjalnie zatwierdzony

Nie dość przecież na tym — między planetami typu ziemskiego a planetami-olbrzymami zachodzi jeszcze takie oto distinguo: planety typu jowiszowego posiadają obfite, rozległe układy satelitarne, planety typu ziemskiego są ich pozbawione!

Jak to!? — zawoła niejeden Czytelnik — miłośnik astronomii. Co do Merkurego oraz Wenus to zgoda, lecz Ziemia czy Mars? O Merkurym i Wenus będzie poniżej. Natomiast w sprawie Ziemi i Marsa można przytoczyć pewne argumenty — nie tak wcale nowe.

Otóż Księżyc Ziemi jest bardzo nietypowy co do rozmiarów, masy, budowy; owe parametry są rzędu wielkości parametrów geometryczno-fizycznych Ziemi. Uważa się bowiem, iż nasz Księżyc powstał na skutek zderzenia z Ziemią dużej, masywnej, żelazo-niklowej planetoidy. Część materii litosfery i skorupy ziemskiej uleciała w przestrzeń komiczną, po czym uformowała się w postaci naszego Księżyca. Świadczą o tym następujące dane: średnia gęstość Srebrnego Globu jest niemal dokładnie równa średniej gęstości litosfery Ziemi, jego skład chemiczny oraz mineralogiczny jest podobny do takiegoż składu zewnętrznych warstw Ziemi. A zatem pochodzenie Księżyca wydaje się być zupełnie inne od pochodzenia (genezy) układów satelitarnych planet-olbrzymów. W związku z tym bardziej poprawne jest uznawanie układu Ziemia-Księżyc za planetę podwójną, a nie za klasyczny system planeta-satelita!

Jeżeli chodzi z kolei o księżyce (?) Marsa, Phobosa i Deimosa (zob. „Urania–PA”, 2/2002), więc według — nie tylko najnowszych obserwacji i danych — są to prawdopodobnie grawitacyjnie wychwycone przez Czerwoną Planetę planetoidy z najbliższego otoczenia orbity Marsa (z głównego pasa planetoid). W tej sytuacji trudno uznać owe dwa niezwykłe satelity — tej czwartej co do odległości od Słońca planety typu ziemskiego — za związane z nią genetycznie. Potwierdza to tylko wyżej postawioną tezę, iż również Mars nie ma własnych, naturalnych księżyców!

Powróćmy teraz do zagadnienia braku naturalnych satelitów wokół planet dolnych: Merkurego i Wenus. Poszukiwania ich księżyców trwały niemal od połowy XVII w.

Obraz układu Ziemia–Księżyc uzyskany z pokładu sondy Galileo 16 grudnia 1992 r. (osiem dni po zbliżeniu do Ziemi w ramach manewru przyspieszającego). Sonda znajdowała się w tym momencie ok. 6,2 mln km od Ziemi. Fot. NASA

W przypadku Merkurego, w roku 1894, chcąc wyjaśnić jego dodatkowy ruch peryhelium Haerdtl przyjął, iż ten ruch może wywoływać nieznany podówczas satelita tej planety. Zupełnie prawidłowo przyjął, że taki księżyc powinien mieć niewielkie rozmiary, inaczej bowiem już dawno zostałby odkryty. Wkrótce jednak dostrzeżono pewną sprzeczność. Z rozważań teoretycznych wynikałoby, iż ten hipotetyczny satelita powinien mieć względnie dużą masę równą mniej więcej 1/200 masy Merkurego, aby móc wywołać dodatkowy ruch peryhelium tej planety. Z powyższych założeń i rozważań wynikało następnie, że niewielki satelita o znacznej masie musi zatem mieć bardzo dużą gęstość, czego żadna hipoteza kosmogoniczna nie potrafiła uzasadnić. Ale mógłby przecież obiegać Merkurego niewielki satelita o nieznacznej masie, chociaż taki obiekt wcale nie rozwiązałby zagadki dodatkowego ruchu peryhelium planety (zresztą została ona pomyślnie wyjaśniona na podstawie ogólnej teorii względności Einsteina). Jednak poszukiwania takiego księżyca nie przyniosły pozytywnego skutku. Ostateczne rozstrzygnięcie przyniosła misja astronautyczna „Marinera-10” — żaden satelita Merkurego nie został zarejestrowany przez kamery tej sondy kosmicznej.

Nie powiodły się też próby odkrycia satelity krążącego wokół Wenus. Nie dostrzeżono go ani podczas obserwacji prowadzonych z powierzchni Ziemi, ani w trakcie pośredniej oraz bezpośredniej eksploracji Białej Planety przez liczne, astronautyczne sondy automatyczne.

W drugiej połowie XVII w. astronomowie: Francesco Fontana i Gian Domenico Cassini utrzymywali, że udało się im zobaczyć satelitę Wenus. W niecałe sto lat później James Short także donosił o obserwacji księżyca wokół Białej Planety. Następnie miało go widzieć wielu innych astronomów, m. in. uczony francuski Montaigne, uprzednio sceptycznie nastawiony do hipotezy istnienia satelity Wenus. Sprawa wydawała się przesądzona, lecz w następnych latach innym astronomom (w tym tak wytrawnemu obserwatorowi jak William Herschel) nie udało się dostrzec tego obiektu, tak iż Patrick Moore nazwał go „satelitą-widmem”.

Spór trwał przez cały XIX w. i chociaż wreszcie ustalono, że obserwacje domniemanego satelity Wenus były zapewne pomyłkami spowodowanymi wadami instrumentów optycznych lub uznaniem za jej księżyc jakiejś słabej gwiazdy (albo nawet nieznanej przed 1781 rokiem planety Uran będącej w koniunkcji z Wenus), to jeszcze raz pojawiło się doniesienie, w 1892 r., o zauważeniu satelity Białej Planety. Autorem tego oświadczenia był Edward Emerson Barnard, który jednak nie zaobserwował potem tego obiektu. Nikt inny nie dostrzegł też więcej żadnego satelity krążącego wokół najbliższej Ziemi planety, a Barnard widział, być może, słabą gwiazdę nową w sąsiedztwie kątowym Wenus.

Cztery planety wewnętrzne Układu Słonecznego: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Mówi się też, że są „typu ziemskiego”, gdyż posiadają zwartą, skalistą powierzchnię podobną do ziemskiej. Na ilustracji zachowano ich względne rozmiary (nie zachowano skali odległości)

Fot. LPI/NASA

Na podstawie danych dostarczonych przez sondy astronautyczne Wieniera-9 i Wieniera-10 wydawało się przez pewien czas, iż Wenus powinien obiegać mikrosatelita o rozmiarach około 1 km, po orbicie odległej od powierzchni tej planety o mniej więcej 1000 km. Taki satelita o bardzo małej masie byłby jednak poddany niszczącemu oddziaływaniu termicznemu. Poruszając się w cieniu Białej Planety, szybko oddawałby swoje ciepło w przestrzeń kosmiczną. Przebiegając nad oświetloną tarczą Wenus, nagrzewałby się intensywnie. Takie skoki temperatury prowadziłyby do erozji powierzchni mikrosatelity. Ze względu na silne oddziaływanie grawitacyjne ze strony Wenus pył z powierzchni takiego jej księżyca powinien uciekać w przestrzeń i tworzyć wzdłuż swojej orbity pierścień.

Niestety, obserwacje przeprowadzone później przez sondę międzyplanetarną Pioneer-Venus nie potwierdziły tej hipotezy: nie odkryto ani mikrosatelity, ani pierścienia pyłowego. Misja „Magellan” wykluczyła praktycznie możliwość istnienia księżyca Wenus.

Ostatecznie zatem ani wokół Merkurego, ani wokół Wenus nie stwierdzono obecności naturalnych satelitów i nie należy się już spodziewać, że zostaną kiedyś odkryte.

Fragment powierzchni Fobosa — bliższego i większego satelity Marsa. Widoczne jasno oświetlone wnętrze największego krateru Stickney o średnicy 10 km. Zdjęcie wykonano 19 sierpnia 1998 r. z pokładu sondy Mars Global Surveyor. Jest to jedno ze zdjęć o najwyższej rozdzielczości, jaką uzyskano dotychczas dla tego satelity: 4 m na piksel obrazu. Fot. NASA, Jet Propulsion Laboratory, Malin Space Science Systems

Przyczyn braku naturalnych satelitów wokół planet typu ziemskiego należy upatrywać w warunkach panujących w przestrzeni okołosłonecznej podczas powstawania naszego układu. Pewne hipotezy kosmogoniczne pozwalają stwierdzić, że Słońce we wczesnej fazie ewolucji przechodziło przez stadium gwiazdy zmiennej, zwanej T Tauri, charakteryzującej się raptownym oraz intensywnym procesem emisji twardych fotonów γ i cząstek elementarnych (α — jądra helu, β — elektrony, p — protony). To zjawisko nazywa się wiatrem gwiazdowym lub słonecznym.

A zatem wiatr od Słońca w fazie T Tauri był tak silny, iż najprawdopodobniej rozproszył w sąsiedztwie Merkurego i Wenus resztki materii dysku protoplanetarnego, nie dopuszczając do ukształtowania się satelitów tych planet. Co prawda pewni astronomowie sądzą, że Merkurego, a także Wenus mogły w przeszłości obiegać niewielkie obiekty satelitarne, które jednak albo spadły potem na powierzchnię macierzystych planet, albo uleciały w przestrzeń.

Zajmijmy się teraz kwestią zasygnalizowan ą przez drugą część tytułu artykułu — księżyce (?) bez planety.

W naszej książeczce (T. Z. Dworak, J. M. Kreiner, Odległe planety w Układzie Słonecznym) zamieściliśmy rozdział pod symptomatycznym tytułem Księżyce bez planety?, nawiązując do dawnej hipotezy Yamamoto-Lyttletona, że Pluton jest zbiegłym księżycem Neptuna. Owa hipoteza została po odkryciu Charona dopracowana przez Roberta S. Harringtona i Thomasa van Flanderna. Otóż według nich istniało w Układzie Słonecznym jeszcze jedno ciało (planeta X?), które musiało bardzo dawno temu zbliżyć się zbytnio do Neptuna, silnie oddziałując na niego, co spowodowało ogromne zmiany w układzie tej planety. Obliczenia numeryczne modelujące taką sytuację wykazały, że znaczne zbliżenie do układu Neptuna ciała masie 2–5 razy większej od masy Ziemi mogłoby odwrócić ruch orbitalny Trytona, silnie spłaszczyć orbitę Nereidy, przerzucić Plutona (a raczej proto-Plutona) z orbity okołoneptunowej na wokółsoneczną. Zarazem siły przypływowe miałyby oderwać od proto-Plutona znaczny fragment materii, który następnie stał się jego satelitą — Charonem.

Ze względu na porównywalne rozmiary oraz masy Plutona i Charona (zob. „Urania–PA” 1/1998) układ ten należałoby raczej uważać za planetoidę podwójną niż za typowy system „planeta”–satelita. Z drugiej jednak strony elementy orbity, rozmiary Plutona i jego przeciętna gęstość różnią się znacznie od podobnych parametrów dla planet typu ziemskiego, jak również planet-olbrzymów (co zostało podkreślone na wstępie tego artykułu). Wielce nietypowy jest także jego okres rotacji. Wszystko to razem wzięte mogło skłaniać do wysunięcia nader zaskakującej i niezwykłej hipotezy, iż układ Pluton-Charon jest jakby podwójnym… księżycem bez macierzystej planety (mógłby nią być np. Neptun)!

Układ Pluton–Charon i dwa satelity Nix i Hydra odkryte w 2005 r. na zdjęciach teleskopu kosmicznego Hubble'a. Fot. NASA, ESA

Prowadzi to jednak do pewnego zamieszania terminologicznego — same księżyce (?) krążące synchronicznie wokół siebie, lecz nie obiegające żadnej planety, tylko bezpośrednio poruszające się wokół Słońca, w dodatku w rezonansie 2:3 względem Neptuna.

Te wszystkie domniemania oraz wątpliwości uzyskały przecież w ostatnich latach klarowne wyjaśnienie. Pluton okazał się obiektem Pasa Kuipera, układ Pluton-Charon uznano po prostu za planetoidę podwójną, a podobnych ciał na peryferiach Układu Słonecznego (mniejszych, a jedno nawet większe) odkryto już bardzo dużo. Tak zakończył się niemal stuletni spór o sytuację na kresach Układu — o transneptunową planetę, planetę X, „katastrofę” w układzie Neptuna, status układu Pluton-Charon…

Na zakończenie pragnę przedłożyć pewną propozycję: otóż nazwę „księżyc” zachowajmy tylko dla naszego Księżyca, a dla wszystkich innych ciał obiegających planety (głównie typu jowiszowego) stosujmy nazwę „satelita”, układ satelitarny — tak, aby nie wprowadzać zamieszania terminologicznego. Konsekwentnie powinniśmy mówić o „satelitach planetoid” (lub o planetoidach podwójnych), co dotyczy zarówno Głównego Pasa, jak i Pasa Kuipera.

T. Zbigniew Dworak jest profesorem w Zakładzie Kształtowania i Ochrony Środowiska w AGH w Krakowie. Zajmuje się ponadto środowiskami planet i ich księżyców, gwiazdami zaćmieniowymi i historią astronomii