SWIFT na tropie rozbłysków gamma

Swift jest pierwszym wielozakresowym obserwatorium przeznaczonym do badań rozbłysków gamma. Jego główne cele to:

• Ustalenie źródła rozbłysków gamma.
• Sklasyfikowanie rozbłysków gamma oraz wyszukiwanie nowych typów.
• Ustalenie, jak ewoluuje fala uderzeniowa oraz jak oddziałuje ona z otoczeniem.
• Użycie rozbłysków gamma do badań nad wczesnym Wszechświatem.
• Dokonanie przeglądu nieba w twardych promieniach X.

Swift jest misją NASA z udziałem międzynarodowym. Zostanie wyniesiony na niską okołoziemską orbitę rakietą Delta 7320 w grudniu 2003 r. Podczas swojej dwuletniej misji ma zaobserwować ponad 200 rozbłysków, jakby łapiąc wybuchy gamma w locie.

Rozbłyski gamma są odległymi wybuchami, które uwalniają największą ilość energii od czasów Wielkiego Wybuchu. Satelity rejestrują około jednego rozbłysku dziennie, a naukowcy nie wiedzą, co je powoduje. Teraz będziemy mieli satelitę przeznaczonego do rozwiązania tej tajemnicy. Swift zarejestruje setki tych potężnych rozbłysków każdego roku.

Trzy teleskopy Swifta szczegółowo przebadają każdy wybuch od początku do końca, szukając wskazówek co do natury ich źródła. Dodatkowo specjalny system poinformuje teleskopy na całym świecie — naziemne i na orbitach — o lokalizacji rozbłysku. W ten sposób nawet takie instrumenty, jak teleskopy Hubble'a i Chandra, będą miały szansę, aby obrócić się na czas i zarejestrować poświatę rozbłysku.

Obserwacja rozbłysku nie jest łatwym zadaniem. Rozbłysk gamma może nadejść z każdego kierunku i może trwać od milisekund do jednej minuty. Uczeni rzadko mogą dobrze mu się przyjrzeć, zanim przeminie, aby nigdy nie powrócić w tym samym miejscu. Swift ma być na tyle zręczny, aby szybko się obrócić i skierować swoje instrumenty na rozbłysk oraz przekazać jego lokalizację w ciągu kilku sekund. Żaden satelita nie obraca się szybciej. Nazwa Swift nie jest akronimem; jest to angielska nazwa szybkiego (swift), zwinnego ptaka, jerzyka. Swift (satelita) będzie łapał migoczące rozbłyski, jak swift-jerzyk łapie owady. A w czasie, kiedy Swift nie będzie rejestrował rozbłysków, jego instrumenty będą obserwować niebo w poszukiwaniu innych fascynujących i niecodziennych zjawisk.

Czy istnieją różne klasy wybuchów mające za źródło różne procesy fizyczne?

Swift ustali, czy istnieją podklasy rozbłysków gamma (GRB), a jeśli tak, to jakimi różnicami w fizyce źródeł są one spowodowane. Podczas gdy wzrasta liczba dowodów na istnienie przynajmniej dwóch podklas, nie jest jasne, czy są to prawdziwe różnice fizyczne, czy raczej wynikają one z kąta widzenia, gęstości lokalnego ośrodka itp. Dane z satelity Swift ustalą położenie, przesunięcie ku czerwieni i własności poświaty poszczególnych klas. Pozwoli to na fizyczne zrozumienie ich istnienia i (lub) natury.

* * *

Swift jest misją nowoczesną, zaprojektowaną specjalnie do obserwacji rozbłysków gamma. Jego trzy instrumenty będą obserwować GRB na falach gamma, rentgenowskich i optycznych. Burst Alert Telescope (BAT) będzie monitorował niebo w celu wychwycenia rozbłysku i obliczenia jego pozycji, aby następnie przekazać ją do teleskopu rentgenowskiego (XRT) i ultrafioletowooptycznego (UVOT). Teleskopy te w ciągu 90 s mają się obrócić tak, aby rozbłysk znalazł się w ich polu widzenia. Wszystkie trzy urządzenia będą obserwować rozbłysk. Po kilku dniach natomiast powrócą na to miejsce, aby zarejestrować poświatę.

GCN — koordynacyjna sieć obserwacji rozbłysków gamma

GCN jest siecią teleskopów i satelitów. To system, który:

1. Rozsyła dane o położeniu rozbłysku uzyskane z satelitów: HETE, INTEGRAL, IPN, RXTE-PCA, RXTEASM, BeppoSAX, GRO-COMPTEL, Ulysses i ALEXIS (do sieci tej dołączy także Swift).
2. Rozsyła raporty o obserwacjach sporządzone przez obserwatorów naziemnych.

Instrumenty SWIFTA

1. BAT — The Burst Alert Telescope

BAT jest dla Swifta „stróżem” rozbłysków gamma. Nieustannie obserwuje niebo, czekając na nagły, jasny wybuch promieni gamma. Kiedy go zauważy, szybko obliczy jego pozycję, tak aby teleskopy Swifta: radiowy, optyczny i ultrafioletowy mogły się na niego skierować.

Teleskop BAT

Cecha teleskopu Opis Apertura „maska kodowana” Obszar detekcji 5200 cm kw. Detektor CdZnTe Sposób detekcji zliczanie fotonów Pole widzenia 1,4 sr Elementy detektora 256 modułów po 128 elementów Rozmiar detektora 4 mm × 4 mm × 2 mm Zakres energii 15-150 keV

Maska apertury kodowanej (w kształcie litery D) ma powierzchnię 3 m2; została zakotwiczona nad detektorem i nad pochyłą osłoną (Grade-Z shield). Ta osłona ma redukować promieniowanie pochodzące od tła kosmicznego. Powierzchnia detektora CZT ma 5200 cm2. Z przodu obrazka widać radiator, który chłodzi detektor. Wymienione części są zamontowane na platformie optycznej. Znajduje się na niej także skrzynka zasilania oraz kontroli

1.1 Zasady działania

Ponieważ współczesna technologia nie pozwala na zogniskowanie promieni gamma, BAT używa techniki zwanej „aperturą kodowaną” (coded aperture), aby zrobić obraz i zlokalizować kierunek, z którego nadchodzą promienie gamma. „Apertura kodowana” jest jakby „maską” umieszczoną przed detektorami promieni gamma: w Swifcie odległość między „maską” a detektorem wynosi 1 m. Jest ona zrobiona z około 54 tys. płytek ułożonych w losowy półotwarty/półzamknięty wzór. Każda ma rozmiar 5×5×1 mm. Mimo że cały wzór jest losowy, komputer zna pozycję każdej płytki. Kiedy promienie gamma przechodzą przez BATa, zamknięte płytki je zatrzymują, a otwarte pozwalają im przejść do detektora. W ten sposób „maska” kładzie cień na płaszczyznę detektora. Używając pozycji cienia, komputer może ustalić kierunek do źródła gamma.

Płaszczyzna detekcji BATa składa się z 32 768 kadmowo-cynkowo-tellurycznych elementów o wielkości 4×4×2 mm każdy (tzw. CZT). Są one ułożone w czterowarstwową hierarchiczną strukturę. Para zespołów o powierzchni 8×16 elementów tworzy moduł, a 8 takich modułów składa się na blok; 16 bloków tworzy całą płaszczyznę detekcji. Dzięki takiemu ułożeniu oraz dzięki metodzie apertury kodowanej BAT może kontynuować pracę nawet mimo braku pojedynczych pikseli, modułów lub całych bloków.

1.2 Program naukowy

Kiedy BAT zarejestruje poziom promieni gamma, który będzie większy od poziomu tła, rozpocznie detekcję rozbłysku. BAT potrafi ustalić położenie rozbłysku z dokładnością do 5 minut łuku w ciągu 10 s od jego zauważenia. Położenie to, razem z wartością natężenia rozbłysku (liczba fotonów przechodząca przez powierzchnię detektora w ciągu sekundy), jest transmitowane na Ziemię i rozsyłane do sieci GCN.

Drugorzędnym zadaniem BAT-a jest przegląd całego nieba w twardych promieniach X. Podczas gdy będzie on obserwował niebo w poszukiwaniu rozbłysków, co 5 min będzie zapisywał także mapy nieba w twardych promieniach X. W ciągu życia Swifta zaowocuje to przeglądem całego nieba, który będzie 20 razy bardziej czuły niż ostatni przegląd satelitą HEAO-1 A4 pod koniec lat 70. BAT będzie szukał krótkotrwałych źródeł rentgenowskich. Informacje o nich będą przekazywane do innych teleskopów sieci GCN tak samo jak informacje o rozbłyskach gamma.

2 XRT — Teleskop rentgenowski

Teleskop rentgenowski jest na Swifcie jednym z dwóch teleskopów o wąskim polu widzenia. Kiedy BAT zarejestruje rozbłysk gamma, jego położenie zostanie przekazane do XRT, aby mógł on także zaobserwować ten rozbłysk.

Promienie rentgenowskie padające na XRT są skupiane na CCD, które oryginalnie było zaprojektowane dla teleskopu EPIC satelity XMM-Newton (satelita rentgenowski Europejskiej Agencji Kosmicznej wprowadzony na orbitę w grudniu 1999 r.). CCD zarejestruje czas i energię padających promieni.

Lustra XRT są „zagnieżdżone” jedno w drugim, aby pokryć jak największą powierzchnię. Zostały zaprojektowane i przetestowane w projekcie JET-X (Joint European X-Ray Telescope).

Teleskop XRT

Cechy teleskopu Opis Teleskop Wolter I JET-X Detektor XMM EPIC CCD Powierzchnia efektywna 110 cm2 Pole widzenia 23,6 × 23,6'' Element detektora 600 × 600 pikseli Rozdzielczość kątowa 15'' Zakres energii 0,2 — 10 keV Czułość 2×10-14 erg cm-2s-1 w 104 s

Drzwi zrobione na podstawie drzwi teleskopu JET-X chronią lustra podczas startu. Przegrody termiczne zapobiegają utworzeniu się gradientu termicznego wzdłuż luster. Tubus podtrzymuje kamerę CCD w płaszczyźnie ogniskowej. Rozszerzenie tubusa na prawo od luster działa jako osłona przeciwsłoneczna. Z tyłu instrumentu znajduje się radiator, który chłodzi detektor do temperatury -110°C

   2.1 Program naukowy
    XRT poprawi położenie rozbłysku podane przez BAT do dokładności 5 sekund łuku i zmierzy strumienie, widma i krzywe blasku samego rozbłysku, a także poświaty. Własności emisji i absorpcji w promieniach X mogą dostarczyć informacji na temat materii otaczaj ącej źródło rozbłysku. Dzięki pomiarowi przesunięcia ku czerwieni z widma rentgenowskiego można będzie dowiedzieć się, jaka jest odległość do obserwowanego rozbłysku — jest to coś nowego, ponieważ jak dotąd odległości do krótkich rozbłysków nie były jeszcze pomierzone.    3 UVOT — Teleskop ultrafioletowo-optyczny
    Teleskop ultrafioletowo-optyczny (UVOT) jest drugim z instrumentów Swifta o wąskim polu widzenia. Tak jak się to dzieje w przypadku XRT, kiedy BAT zarejestruje rozbłysk gamma, przekaże jego pozycję do UVOTu, aby mógł on rozpocząć swoje obserwacje.

Teleskop UOVT

Instrument Opis Teleskop Zmodyfikowany Ritchey-Chretien Apertura Średnica 30 cm Detektor CCD Sposób detekcji Zliczanie fotonów Pole widzenia 17 × 17'' Element detektora 2048 × 2048 pikseli Zakres długości fali 170 — 650 nm Ilość kolorów 6

Ścieżka promieni wpadających do teleskopu UVOT została zaznaczona strzałkami. Światło wpada przez otwarte drzwi i biegnie wzdłuż tubusa, a następnie zostaje skierowane na detektor. Długi tubus redukuje „zabłąkane” promieniowanie tła. Detektor jest umieszczony między dwiema tarczami z filtrami. Za detektorem znajduje się część elektroniczna. Jest ona umieszczona przed zasilaniem teleskopu, które jest podłączone do dwóch oddzielnych modułów: głównego i zapasowego

Projekt tego 30-cm teleskopu został oparty na monitorze optycznym umieszczonym na pokładzie satelity XMM-Newton. Promienie optyczne i ultrafioletowe padające na UVOT są kierowane na jeden z dwóch detektorów CCD, z których każdy posiada 11 filtrów umieszczonych na obrotowej tarczy. Są to:

• Filtr światła białego.
• Wzmacniacz pola.
• Dwa urządzenia o nazwie „grism” (specjalny pryzmat, a właściwie skrzyżowanie siatki dyfrakcyjnej i pryzmatu, do uzyskiwania widm).
• Filtry U, V i B.
• Dwa szerokopasmowe filtry UV z centrum na 180 i 260 nm.
• Wąskopasmowy filtr UV z centrum na 220 nm.

Filtry te pozwalają na obserwacje widm w paśmie niebieskim lub UV (używając „grismów”).

	Tarcza z filtrami oraz detektor teleskopu UVOT

   3.1 Program naukowy
    Teleskop UVOT poprawi pozycję rozbłysku podaną przez BAT, osiągając dokładność do 0,3 sekund łuku. Następnie wykona serię zaprogramowanych uprzednio ekspozycji przy pomocy kombinacji filtrów. Program ten może zostać zmieniony podczas trwania misji w celu zoptymalizowania obserwacji optycznych i ultrafioletowych, które ujawnią zachowanie się rozbłysku i jego poświaty w czasie w różnych barwach. Dodatkowo, jeśli przesunięcie ku czerwieni rozbłysku będzie większe od jedności, obserwacje te mogą również dostarczyć jego pomiarów. Źródło ilustracji: http://swift.gsfc.nasa.gov/

Wstęp

Jaka jest znajomość naszego Układu Słonecznego? Potrafimy wysłać człowieka na Księżyc. Urządzenia potrafimy wysłać do odległych planet, a także do mniej masywnych ciał naszego układu planetarnego. Natomiast można by się zastanowić, gdzie są granice Układu Słonecznego. Prześledźmy więc odkrycia obiektów, na początku planet, a potem drobnych ciał, w celu zastanowienia się nad tym, gdzie znajdują się owe granice. Czy są one jednoznacznie określone?

W dalszej części opracowania będę używał określenia „granice Układu Słonecznego” jako odpowiadające danym czasom wyobrażenia co do budowy Układu Słonecznego. Nie należy więc na to patrzeć jak na coś, co ma charakter ciała fizycznego, a bardziej jako stan wiedzy i znajomości naszego układu planetarnego.

Starożytność

Jak zwykle w tego rodzaju dociekaniach zacznijmy od starożytności. Nie można tu pominąć nazwiska jednego z najbardziej znanych astronomów próbujących wyjaśnić budowę Wszechświata, jak to się wtedy uważało. Otóż Ptolemeusz stworzył tezę, według której Ziemia znajduje się w centrum Wszechświata, natomiast Księżyc, Słońce i pięć wówczas znanych planet krążą wokół niej. Ostatnią planetą miał być Saturn, za którego orbitą miała znajdować się sfera gwiazd stałych. Można by pokusić się o stwierdzenie, że według Ptolemeusza granice Układu Słonecznego znajdowały się za orbitą wspomnianego Saturna.

Mikołaj Kopernik

Taki model Wszechświata funkcjonował wiele wieków, do czasu, gdy na przełomie XV i XVI w. Kopernik (1473–1543) przedstawił tezę, jakoby w centrum świata znajdowało się Słońce, natomiast Ziemia wraz z innymi planetami okrążała je po okręgach. Odkrycie Kopernika miało wielkie znaczenie nie tylko astronomiczne, ale również światopoglądowe. Na początku wieku XVII Galileusz skonstruował jedną z pierwszych lunet i skierował ją w niebo. Dokonał wielu bardzo ważnych obserwacji. Między innymi dostrzegł góry na Księżycu, tarczę Wenus wraz z jej fazami oraz cztery księżyce Jowisza, nazywane od tej pory galileuszowymi. Na podstawie tych obserwacji doszedł do wniosku, że dalekie planety są w rzeczywistości takimi samymi ciałami jak Ziemia, w dodatku okrążają Słońce. Był to pierwszy obserwacyjny dowód tezy Kopernika. Należy pamiętać, że w tych czasach działała instytucja Inkwizycji, która potępiała ten wizerunek świata. W roku 1610 Galileusz został zmuszony do wyparcia się swych obserwacji oraz skazany na dożywotni areszt domowy. Natomiast w roku 1616 dzieło Kopernika O obrotach sfer niebieskich zostało wpisane na listę ksiąg zakazanych.

Pod względem rozpatrywanych tu granic Układu Słonecznego niewiele się zmieniło po pracy Kopernika. Jako granice nadal uważana była orbita Saturna, ale nie było już sfery gwiazd stałych. Galileusz, w ślad za Giordano Bruno, wysunął tezę, jakoby inne gwiazdy były odległymi Słońcami.

Odkrycie Urana

Kolejne odkrycia i ogromne zmiany w postrzeganiu Układu Słonecznego przyniósł wiek XVIII.

W roku 1781 Brytyjczyk William Herschel odkrył Urana. Okrąża on Słońce w odległości 19,2 j.a. Ostatnia dotychczas znana planeta (Saturn) krąży w odległości 9,54 j.a. Jak więc widać, odkrycie Urana podwoiło rozmiary Układu Słonecznego. Ruch tej planety na tle gwiazd nie do końca pokrywał się z ruchem obliczonym przez ówczesnych astronomów. Doszli więc do wniosku, że orbita Urana jest zaburzana przez dodatkowe ciało znajdujące się poza jego orbitą.

Odkrycie Neptuna

Już w 1795 r. francuski astronom Joseph de Lalande naniósł na mapę pozycję gwiazdy, która to pozycja po kilku dniach się zmieniła. Przekonany o swoim błędzie poprawił to i „uaktualnił” pozycję owej „gwiazdy”. Gdyby po raz trzeci przeprowadził obserwacje niefortunnego obiektu, z pewnością łatwo by się przekonał, czego stał się odkrywcą… Tak się jednak nie stało i sprawa Neptuna została odłożona o jakieś 46 lat do roku 1841, kiedy to John Adams, student Cambridge zajął się wyznaczaniem pozycji obiektu, który mógłby zakłócać ruch Urana. Swoją pracę przekazał Astronomowi Królewskiemu — Airy'emu. Ten jednak nie wykazał większego zainteresowania, w związku z czym Adams próbował swymi obliczeniami zachęcić do obserwacji Jamesa Challisa, profesora astronomii, który zresztą też nic w tej sprawie nie zrobił. W tym samym czasie w Paryżu niejaki Jean Leverrier również zajął się problemem ruchu Urana. Jako że Leverrier nie mógł dokonać samodzielnie obserwacji, poprosił o pomoc Johanna Galle'ego z berlińskiego obserwatorium. Dyrektor tego obserwatorium, Johann Encke, nie wyraził sprzeciwu i jeszcze tej samej nocy, w 1846 r., skierowano teleskop na wskazaną przez Leverriera pozycję. I rzeczywiście znaleziono obiekt ósmej wielkości gwiazdowej, którego nie było na mapach nieba. W ten oto sposób zostało dokonane odkrycie ósmej planety w naszym układzie planetarnym, a tym samym przesunięcie granic Układu Słonecznego do 30 j.a., bo właśnie w takiej odległości obiega Słońce ta planeta.

Odkrycie Plutona

Po odkryciu Neptuna okazało się, że nie jest możliwe wytłumaczenie wszystkich zaburzeń ruchu Urana tylko i wyłącznie przyciąganiem grawitacyjnym Neptuna. Dodatkowo, okazało się, że ruch samego Neptuna także nie jest idealnie taki, jak został wyliczony, lecz występują pewne zaburzenia. Astronomowie doszli do wniosku, że poza orbitą Neptuna powinna być kolejna planeta o masie mniej więcej 6–7 razy większej od masy Ziemi. Poszukiwania rozpoczęli amerykańscy astronomowie Percival Lowell, założyciel obserwatorium w Arizonie, oraz William H. Pickering. W 1905 r. pierwszy z nich na podstawie zaburzeń ruchu Urana i Neptuna obliczył orbitę dziewiątej planety. Rozpoczęto poszukiwania, lecz do śmierci Percivala Lowella nic nie znaleziono. Dopiero w 1930 r. planetę odnalazł Clyde Tombaugh na kliszy, wykonanej 21 stycznia 1930 r. Warto dodać, że odkrywca nie był wtedy zawodowym astronomem. Był astronomem amatorem, a dostęp do teleskopu w obserwatorium Lowella dostał w uznaniu za dobre rysunki. Z ogłoszeniem odkrycia światu wstrzymano się do 13 marca, kiedy to przypadały 75. urodziny Lowella. Wskutek zbiegu okoliczności przypadło to także w 149 rocznicę odkrycia Urana.

Pluton obiega Słońce po bardzo wydłużonej orbicie. Jego średnia odległość to około 40 j.a. Wracając do sprawy granic Układu Słonecznego, można powiedzieć, że przesunęły się one na odległość aphelium orbity Plutona, czyli na około 45 j.a. Przypuszczano jednak, że oprócz tej małej planety powinna tam być jeszcze jedna, która pozwoliłaby wytłumaczyć zaburzenia w ruchu Urana i Neptuna.

Jak wiadomo, do tej pory nie odnaleziono żadnej planety transplutonowej.

Pozostałe odkrycia XX wieku

W ten oto sposób w ciągu kilku wieków zmieniło się wyobrażenie wyglądu Układu Słonecznego. Na tym jednak nie koniec. Wiek XX to wiele odkryć związanych z odległymi krańcami naszego układu planetarnego. W latach 1950 i 1951 dwóch uczonych: P.G. Kuiper oraz J. Oort wysunęli tezy, jakoby źródłami komet były odpowiednio Pas Kuipera i Obłok Oorta.

Pas Kuipera miał się rozciągać od 30 do 100 j.a. i leżeć w płaszczyźnie ekliptyki. Skład jego to drobne ciała, które pod wpływem oddziaływania planet mogą wlecieć do wnętrza układu planetarnego i stać się kometą. Do takiej tezy doszedł Kuiper po analizie orbit komet krótkookresowych. Natomiast Oort, prowadząc w podobny sposób analizę dla orbit komet długookresowych, doszedł do wniosku, że w odległości około 100 tys. j.a. powinien znajdować się rezerwuar tych komet. Jednakże orbity komet długookresowych nie wykazują jakiejkolwiek korelacji z ekliptyką, więc Oort stwierdził, że jest to sferyczny obłok. Co jakiś czas, pod wpływem oddziaływania pobliskich gwiazd, znajdujące się w Obłoku Oorta ciała mogą zostać wepchnięte do centrum Układu Słonecznego i tam „zabłysnąć” jako kometa.

Pas Kuipera

Na zaobserwowanie pierwszego obiektu z Pasa Kuipera trzeba było czekać do 30 sierpnia 1992 r., kiedy to Jane X. Luu i David C. Jewitt odkryli obiekt 1992 QB1. Odtąd kolejne odkrycia przychodziły jedno po drugim. Do tej pory jest ich znanych około 1000. Nie jest możliwe, żeby opisać je wszystkie, ale można się pokusić o napisanie kilku zdań o tych najciekawszych. Zacznijmy może od tego, że w miarę jak rosła liczba odkrywanych obiektów, zauważono, że dzielą się one na pewne grupy. Ogólnie można je podzielić na 3 typy. Są to Centaury, obiekty będące w rezonansie z Neptunem (najczęściej 3:2, tak jak np. Pluton) oraz obiekty na wydłużonych orbitach poza orbitą Neptuna. Jeśli chodzi o pierwszy typ obiektów, to zauważono różnicę kolorystyczną. Mianowicie statystycznie więcej było szarych niż czerwonych obiektów, które przeważały w grupie Plutona. Próbowano wyjaśnić to w ten sposób, że na zewnątrz orbity Neptuna przeważający wpływ ma promieniowanie kosmiczne powodujące poczerwienienie powierzchni. Natomiast w mniejszych odległościach uwidacznia się wpływ Słońca. Gazy uwalniane pod wpływem temperatury osiadają na powierzchni jako szron w neutralnym kolorze. Oczywiście, jak od każdej reguły, tak samo i od tej były wyjątki. Obiekty 5145 Pholus, 7066 Nessus i 10199 Charliko należą do grupy Centaurów, a są to najbardziej czerwone obiekty w Układzie Słonecznym. Ciekawym obiektem z grupy Centaurów jest także 8405 Asbolus, który, jak wynika z obserwacji, ma czerwoną powierzchnię, ale na niej znajduje się biała plama. Prawdopodobnie jest to krater powstały w wyniku zderzenia z inną planetoidą. Krater ten odsłonił zamarzniętą białą powierzchnię znajdującą się pod czerwoną „skorupą”. Wart odnotowania jest także fakt, że kolejne odkrycia nowych obiektów w Pasie Kuipera donosiły o planetoidach w odległościach nie przekraczających 55 j.a., podczas gdy teoretycznie powinny być odkrywane także obiekty do 100 j.a. Zaczęto więc szczegółowe poszukiwania nowych obiektów na dalekich orbitach. Pierwszą taką próbę podjęli Lynne Allen, Gary Bernstein i Renu Malhotra. Założono, że jasność obiektów możliwych do obserwacji wynosiła 25,8 mag., co odpowiadałoby 160 km średnicy w odległości 65 j.a. Wynikiem tych obserwacji były 24 nowo odkryte obiekty, jednak wszystkie miały orbity leżące w odległości do 55 j.a. Podjęto więc kolejną próbę znalezienia dalekich obiektów. Zajęli się tym Chad Trujillo, David Jewitt i Jane Luu. Wynikiem tego programu były obserwacje 84 nowych planetoid, ale po raz kolejny żadna orbita nie przekraczała odległości 55 j.a. L. Allen przedstawił kilka prawdopodobnych przyczyn mogących tłumaczyć brak odległych obiektów Pasa Kuipera. Pierwszym z tych powodów miała być liczba samych obiektów, która prawdopodobnie była zawyżona w rozważaniach teoretycznych. Drugim miałoby być ich rzadsze występowanie i w większości byłyby to małe obiekty. Kolejnym wytłumaczeniem nieobserwowania planetoid na dużych odległościach jest według Allena ich ciemny kolor, który sprawia trudności w obserwowaniu. Czwartą i ostatnią tezą Allena była ta, iż wszystkie odległe obiekty są skupione w tak cienkim pasie, że nie zauważono żadnego z nich. Jaki jest faktyczny powód niedoboru danych obserwacyjnych mówiących o obiektach znajdujących się dalej niż 55 j.a., jeszcze nie wiadomo.

Teraz kolej na temat rozmiarów planetoid w Pasie Kuipera. Zanim jednak napiszę, jak duże są te obiekty, chciałbym opowiedzieć o metodach wyznaczania tych danych. Otóż główna metoda polega na obserwacji jasności obiektu, odległości od Ziemi i Słońca oraz zdolności odbijania światła przez powierzchnię planetoidy. Znając pierwsze dwie informacje, można obliczyć jasność absolutną obiektu, czyli jasność, jaką obserwowalibyśmy, gdyby obiekt znajdował się w odległości 1 j.a. od Słońca i tyle samo od Ziemi. Następnie, znając zdolność odbijania światła od powierzchni, można obliczyć, ile tej powierzchni musi być, aby osiągnąć taką jasność, czyli określamy rozmiary planetoidy. Najbardziej niepewną informacją była w tej metodzie zdolność odbijania światła, czyli tzw. albedo. Przyjmowano zazwyczaj 4%, ponieważ właśnie takie albedo mają jądra komet, a według teorii planetoidy z Pasa Kuipera są źródłami komet krótkookresowych. Według takich obliczeń planetoidy osiągały wielkości rzędu setek kilometrów, a niektóre, jak np. 2002 AW197 miałyby średnicę 1500 km, czyli 2/3 średnicy Plutona. Przez długi czas ta metoda była jedyna. Jednak niedawno znaleziono inne sposoby „mierzenia” planetoid. Grupa pod przewodnictwem Johna A. Stansberry'ego wykorzystała kosmiczny teleskop Spitzera do pomiaru temperatury oraz całkowitej emisji ciepła. Analiza obu tych pomiarów pozwoliła na ustalenie średnicy badanego obiektu na 700 km. Porównanie tego wyniku z obserwowaną jasnością (ilością odbitego światła) 2002 AW197 dało albedo wynoszące 18%. Okazało się więc, że planetoida ta jest w rzeczywistości dwukrotnie mniejsza. Ten sam zespół dokonał pomiarów jeszcze siedmiu innych obiektów. Na tej podstawie stwierdzono, że średnia wartość albedo obiektów Pasa Kuipera wynosi około 12%. Istnieją jednak pewne różnice w albedo dla poszczególnych obiektów, co staje się zrozumiałe, gdy weźmiemy pod uwagę ich różne kolory. Tak więc prawdopodobnie wszystkie, a przynajmniej większość planetoid jest o połowę mniejsza niż do tej pory sądzono. Wczasie kiedy J.A. Stansberry wykorzystywał teleskop Spitzera, dwie inny grupy pod przewodnictwem odpowiednio Jeana-Luca Margota (Cornell University) i Keitha S. Nolla (Space Telescope Science Institute) doszły do takiego samego wniosku, stosując inną metodę pomiaru współczynników odbijania światła obiektów Pasa Kuipera. Korzystając z kosmicznego teleskopu Hubble'a i obserwatoriów naziemnych, oba zespoły ustaliły charakterystyki orbit 6 z 13 znanych obiektów podwójnych Pasa Kuipera, co z kolei pozwoliło im na ustalenie mas każdego z ich składników. Gdyby ich albeda miały wartości 4%, obiekty byłyby względnie duże. Oba zespoły stwierdziły, że wynikające stąd gęstości materii tych obiektów byłyby w większości przypadków zbyt małe, aby były realne. Natomiast gdy tym obiektom przypisano możliwe do przyjęcia gęstości, to współczynniki odbijania światła przyjęły wartości od 4% do 41%. Po uwzględnieniu „nowych” rozmiarów obiektów Pasa Kuipera okazuje się, że całkowita masa tego Pasa jest 5–10-krotnie mniejsza niż wcześniej sądzono.

Jak już wspomniałem, w Układzie Słonecznym znajdują się także podwójne układy planetoid. Do tej pory jest ich znanych 13 w Pasie Kuipera. Ale nie są one tak ciekawe jak układy kontaktowe. Do niedawna znane były tylko dwa takie obiekty w Głównym Pasie Asteroid. Były to 216 Kleopatra i „Trojańczyk” 624 Hektor. Jednak niedawno, za sprawą obserwacji Scotta S.Shepparda (Carnegie Institution of Washington) i Davida C.Jewitta (University of Hawaii), pojawiły się przypuszczenia co do istnienia takiego obiektu w Pasie Kuipera. Obiekt 2001 QG298, bo o nim mowa, orbituje jednak tak daleko, że nawet teleskop Hubble'a nie jest w stanie rozdzielić jego kształtu. Skąd więc przypuszczenia co do podwójności tej planetoidy? Otóż w latach 2002–2003 za pomocą 2,2-m teleskopu należącego do University of Hawaii i 10-m teleskopu Keck I, S.S. Sheppard i D.C. Jewitt zauważyli coś niezwykłego w zmianach jasności tego obiektu. Co 6,89 godz. jasność obiektu zmienia się o nadzwyczaj dużą wartość 1,14 mag. Jak dotąd nie stwierdzono jednak zmian koloru obiektu, co sugeruje, że zmiany te nie są wywołane ciemnymi plamami na powierzchni. Jedynymi do tej pory znanymi obiektami wykazującymi zmiany jasności powyżej 1 mag. były właśnie wspomniane wcześniej układy kontaktowe Kleopatra oraz Hektor. Wysunięto więc tezę, że 2001 QG298 jest pierwszym w Pasie Kuipera tak ciasnym układem podwójnym, że obiekty się ze sobą stykają. S.S. Sheppard i D.C. Jewitt znaleźli w Pasie Kuipera inne prawdopodobne kontaktowe asteroidy podwójne. Szacują oni, że liczba tego rodzaju obiektów ze składnikami podobnej wielkości w Pasie Kuipera wynosi co najmniej 10%. Tyle na temat bardzo pobieżnego przeglądu najciekawszych obiektów Pasa Kuipera. Co więc znajduje się poza nim?

Sedna

W roku 2003, a dokładnie 14 listopada, na 3 zdjęciach wykonanych za pomocą 48-calowego teleskopu im. Samuela Oschina, znajdującego się na górze Palomar w Kalifornii, Michael E. Brown (Caltech) pracujący z Chadem A. Trujillo (Gemini Telescope) i Davidem Rabinowitzem (Yale) zlokalizowali obiekt, który jak się później okazało, jest najdalszym do tej pory zaobserwowanym obiektem w Układzie Słonecznym. Pierwotne oznaczenie obiektu to 2003 VB12, później jednak otrzymał on nazwę Sedna na cześć inkaskiej bogini żyjącej w zimnej i ciemnej jaskini na dnie lodowatego morza. Sprawdzenie starszych obserwacji ujawniło ten obiekt na zdjęciach wykonanych w 2001 r. przez inny zespół uczonych pracujących na tym samym teleskopie. Wykorzystując dane o ówczesnych pozycjach obiektu, możliwe było obliczenie orbity Sedny. Okazało się, że ma ona bardzo ekscentryczną orbitę. W momencie odkrycia ciało znajdowało się w odległości 86 j.a., natomiast peryhelium znajduje się na 76 j.a. Jednak największe zdziwienie wywołała odległość aphelium, wynosząca około 985 j.a. Lokalizacja Sedny jest zagadką dla dynamików zajmujących się Układem Słonecznym. Jest ona bowiem zbyt daleko, aby należeć do Pasa Kuipera, a jednocześnie zbyt blisko (nawet w aphelium), by należeć do Obłoku Oorta, o którym więcej opowiem później. Pojawiła się zagadka, jak Sedna się znalazła na swojej orbicie. Jedna z tez mówi, że mogła ona zostać wyrzucona z Pasa Kuipera przez masywną planetę okrążającą Słońce tuż za Pasem Kuipera. Jednak jest to mało prawdopodobne, ponieważ taka planeta powinna już dawno zostać odkryta. Tak się jednak nie stało, więc bardziej prawdopodobna staje się możliwość, jakoby w pobliżu Słońca przeleciała inna gwiazda, zaburzając orbitę Sedny i wielu innych obiektów. Do nich można by też zaliczyć 2000 CR105, który przed odkryciem Sedny był uważany za najodleglejszy obiekt w Układzie Słonecznym. Krąży on na orbicie, oddalając się od Słońca na maksymalną odległość 415 j.a. Do hipotetycznego przelotu innej gwiazdy w okolicach Słońca musiało dojść nie później niż 100 mln lat po powstaniu Układu Słonecznego. Późniejszy przelot mógłby zakłócić powstanie Obłoku Oorta. Przyjmując takie wyjaśnienie nietypowości orbity Sedny można się spodziewać wielu obiektów na podobnych orbitach. M.E. Brown za pomocą szerokokątnej 170-megapunktowej kamery Palomar QUEST prowadzi obecnie poszukiwania odległych obiektów Układu Słonecznego. Dotychczasowym plonem jego wysiłków jest odkrycie w roku 2002 innego dużego obiektu — 50000 Quaoar.

Planetolodzy są bardzo ciekawi samej Sedny, która obecnie ma jasność nieco większą od 21 mag. Jej rzeczywista wielkość pozostaje nieznana. Próba wykrycia jej w zakresie fal podczerwonych za pomocą kosmicznego teleskopu Spitzera zawiodła, a obserwacje za pomocą kosmicznego teleskopu Hubble'a są w toku. Sedna jest jednak wyraźnie czerwona i ma niespodziewanie jasną powierzchnię, która odbija od 20% do 25% padającego na nią światła słonecznego.

Obłok Oorta

Kolej teraz na omówienie Obłoku Oorta. Nazwa pochodzi od nazwiska holenderskiego astronoma, który postawił hipotezę, jakoby źródłem komet długookresowych był sferyczny obłok odległy o około 100 000 j.a., czyli około 1 roku świetlnego od Słońca. Najprawdopodobniej obiekty znajdujące się tak daleko od Słońca zostały tam wyrzucone przez grawitacyjne oddziaływanie planet olbrzymów we wczesnych fazach tworzenia Układu Słonecznego. Materia w takiej odległości jest tak rozrzedzona, że niemożliwe byłoby powstanie tych obiektów w tamtym miejscu. Musiały więc powstać bliżej Słońca, następnie poprzez oddziaływanie gazowych planet, które kiedyś miały bardziej eliptyczne i mniej stabilne orbity, mogły zostać wyrzucone na odległość 1 roku świetlnego. Przypuszcza się, że obiekt krążący między orbitami Saturna i Urana, zwany Chironem, może być pozostałością po tamtych czasach. Mógł on uniknąć wyrzucenia do Obłoku Oorta. Sądzi się tak dlatego, że obiekt ten nie zachowuje się jak zwykła planetoida. Obserwuje się sporadyczne zmiany jasności, które tłumaczy się wybuchami gazu i pyłu na powierzchni tej planetoidy. Byłyby więc to przejawy aktywności kometarnej.

Jak do tej pory nie udało się zobaczyć żadnego obiektu Obłoku Oorta. Jest to niemożliwe z powodu bardzo małej jasności tych ciał. Szacuje się, że miałyby one jasność około 50 mag. Jedyne, co można obserwować, to komety długookresowe, prawdopodobnie ciała, których ruch został zaburzony przez sąsiednie gwiazdy, przez co wlatują do centrum Układu Słonecznego, gdzie można je obserwować.

Podsumowanie

Tak kiedyś kształtowały się wyobrażenia o Układzie Słonecznym, a tak to wygląda teraz. Zaczęliśmy od układu geocentrycznego, w którym Układ Słoneczny (oczywiście wtedy się tak nie nazywał, bo Słońce nie miało głównego znaczenia) kończył się za orbitą Saturna, gdzie znajdowała się sfera gwiazd stałych, a kończymy na latach dzisiejszych, gdzie Układ Słoneczny kończy się na sferycznym Obłoku Oorta.

O ile w starożytności nie doszukiwano się czegoś więcej na granicach Układu Słonecznego, o tyle teraz to bardzo fascynujące zagadnienie i wiele odkryć jest jeszcze przed nami. Tak więc im więcej się dowiemy, tym więcej pojawia się pytań. Na tym polega urok nauki…

Autor jest studentem astronomii na Uniwersytecie Mikołaja Kopernika. Artykuł powstał jako praca seminaryjna