Najciekawsze księżyce Układu Słonecznego
Wokół planet, planet karłowatych i asteroid Układu Słonecznego krąży co najmniej 219 naturalnych satelitów. Co najmniej 19 z nich jest wystarczająco dużych, aby były w stanie osiągnąć równowagę hydrostatyczną (w skrócie: uformować kształt zbliżony do kuli). Największe księżyce zostałyby zapewne uznane za planety karłowate lub planety, gdyby znajdowały się na bezpośredniej orbicie wokół Słońca.
Najwcześniejszego opublikowanego odkrycia księżyca innego niż ziemski dokonał Galileo Galilei, który dostrzegł w 1610 roku cztery księżyce (później określane jako „galileuszowe”), krążące wokół Jowisza. W ciągu następnych trzech stuleci odkryto zaledwie kilka księżyców więcej. Misje na inne planety w latach 70-tych XX wieku, w szczególności misje Voyager 1 i 2, przyniosły gwałtowny wzrost tej liczby, a obserwacje prowadzone od początku XXI wieku, głównie przy użyciu dużych, naziemnych teleskopów optycznych, pozwoliły odkryć dziesiątki kolejnych. Niektóre z nich są bardziej fascynujące niż inne z powodu ich powierzchni, budowy, czy orbity. Poniżej znajdziecie listę 10 najciekawszych (subiektywna opinia, spoiler – nie będzie Europy, zapraszam do niezgadzania się) z grona znanych obecnie księżyców Układu Słonecznego.
DAKTYL (księżyc asteroidy 243 Ida)
Odkryty w 1995 roku przez sondę Galileo. Księżyc ten ma nieco więcej niż 1,5 km średnicy i jest naturalnym satelitą asteroidy Ida, znajdującej się w pasie między Marsem a Jowiszem. Daktyl orbituje w odległości blisko 85 km od środka asteroidy. Wcześniej naukowcy nie mieli dowodów na to, że asteroidy mogą mieć księżyce, ale od czasu odkrycia Daktyla znaleziono kolejne 24 krążące wokół nich.
Pomimo niewielkich rozmiarów, może pochwalić się dość mocno urozmaiconą powierzchnią. Stwierdzono już na niej co najmniej 29 kraterów. Kilka z nich leży wyraźnie w jednej linii i możliwe, że jest ona pokłosiem powstawania kraterów uderzeniowych na Idzie. Największy z kraterów Daktyla posiada nawet centralne wzniesienie, charakterystyczne dla dużych kraterów. Istnieje również teoria, wg której to mniejszy krater powstały wewnątrz dużego. Reszta mniejszych kraterów uderzeniowych Daktyla ma prosty kształt misy. Istnieje uzasadnione podejrzenie, że Ida przechwyciła Daktyla z jego heliocentrycznej, niezależnej orbity. W przeszłości Daktyl mógł być samodzielną drobną asteroidą, a po przechwyceniu stał się księżycem większej asteroidy.
ATLAS (księżyc Saturna)
Podobnie jak Pan (o nim później), Atlas posiada równikowy grzbiet, który nadaje księżycowi charakterystyczny kształt latającego spodka.
Niewielki Atlas, o średnim promieniu 15 km, został odkryty w 1980 roku na podstawie zdjęć z sondy Voyager 1, wykonanych w czasie przelotu obok Saturna, ale dopiero wysokiej jakości zdjęcia wykonane w czerwcu 2005 roku przez sondę Cassini ukazały jego niezwykły kształt. Niewielka odległość od Saturna powoduje, że pokonuje jedną orbitę swojej planety macierzystej w zaledwie 14,4 godziny.
Grzbiet prawdopodobnie powstał w wyniku osiadania na księżycu materiału napotkanego w ruchu orbitalnym. Twór ma wystarczająco dużą wysokość, żeby sięgać do powierzchni Roche’a obliczonej dla Atlasa. Oznacza to, że więcej materiału nie może już trwale osiąść na równiku księżyca ponieważ siła odśrodkowa przekracza tu słabe przyciąganie satelity.
HYPERION (księżyc Saturna)
Odkryty w 1848 roku przez W. Lassella oraz niezależnie przez W.C. Bonda i jego syna, G.P. Bonda, w tym samym roku, ale jego niezwykłą strukturę powierzchni poznaliśmy podobnie jak w przypadku Atlasa, dzięki misji Cassini w 2005 roku,.
Hyperion jest księżycem o bardzo nieregularnym kształcie (średnica około 270 km, od 360 km w najszerszym miejscu do 205 km w najwęższym) i podejrzewa się, że jest prawdopodobnie fragmentem znacznie większego obiektu zniszczonego w wyniku uderzenia we wczesnym etapie formowania się Układu Słonecznego.
Księżyc ma bardzo małą średnią gęstość, stanowiącą prawie połowę gęstości wody (najnowsze dane wskazują, że 40% księżyca jest zwyczajnie pustą przestrzenią), a gęsto pokryta kraterami powierzchnia nadaje Hyperionowi porowaty, gąbczasty wygląd. Kratery pozostają nienaruszone, ponieważ jest to jeden z najbardziej zewnętrznych księżyców Saturna, prawie nie doświadczający sił pływowych, które powoli wygładzałyby jego powierzchnię.
MIMAS (księżyc Saturna)
Jest najmniejszym znanym ciałem zdolnym utrzymać kształt bliski sferycznemu. Mała gęstość Mimasa wskazuje, że jest księżycem lodowym, składającym się głównie z lodu wodnego z niewielką domieszką skał. Mimas krąży stosunkowo blisko Saturna, w obszarze pierścieni. Jest odpowiedzialny za istnienie popularnej Przerwy Cassiniego pomiędzy pierścieniami A i B.
Podobieństwo Mimasa do kultowej Gwiazdy Śmierci znanej z Gwiezdnych Wojen jest w dużej mierze zasługą gigantycznego krateru uderzeniowego, który pokrywa jedną trzecią średnicy księżyca. Krater ma 130 km średnicy, a wraz z otaczającymi go ścianami o długości 5 km jest znany jako krater Herschela, od Williama Herschela, który zauważył księżyc (wraz z Enceladusem) w 1789 roku. Ciało, które uderzyło w księżyc, prawie go rozerwało, o czym świadczą pęknięcia na przeciwległej powierzchni Mimasa. Księżyc jest usiany mniejszymi kraterami, co pokazuje brak brak większej aktywności pomimo bliskości Saturna i eliptycznej orbity, która powinna zapewnić wystarczającą ilość ciepła dzięki grawitacyjnej aktywności pływowej.
Mimas jest stale zwrócony tą samą półkulą w kierunku Saturna przez 22,5 godziny, w czasie których okrąża planetę. Mimas zakłóca również orbity znacznie mniejszych księżyców i sam przyspiesza, mijając wiekszego Enceladusa i Dione.
JAPET (księżyc Saturna)
Japet został zaobserwowany po raz pierwszy przez Giovanniego Cassiniego w roku 1671, kiedy znajdował się po zachodniej stronie planety. Na początku następnego roku astronom bezskutecznie próbował odnaleźć go po wschodniej stronie, lecz udało mu się zaobserwować Japeta dopiero kilka miesięcy później, kiedy księżyc ponownie ukazał się po stronie zachodniej. Dopiero w 1705 roku, za pomocą ulepszonego teleskopu, Cassini zdołał zaobserwować go po wschodniej stronie Saturna – po tej stronie księżyc okazał się być dużo ciemniejszy niż po zachodniej. Uczony wysnuł wniosek, że zwraca się on stale tą samą stroną w kierunku planety, przy czym półkula widoczna po zachodniej stronie planety jest dużo jaśniejsza niż druga. Wniosek ten potwierdziły dalsze obserwacje. Ciemny obszar nazwany został na cześć astronoma Cassini Regio.
Istnieje niewiele wyjaśnień dotyczących natury ciemnej strony księżyca, obejmujących erupcje wulkaniczne węglowodorów, „przyciemnionych” w wyniku reakcji chemicznych inicjowanych przez promieniowanie słoneczne, lub to, że Księżyc zbiera cząsteczki z pobliskiego ciemnego księżyca, Phoebe. Najbardziej prawdopodobny proces jest postulowany od przelocie sondy Cassini w 2007 roku, wedle którego ciemniejsze cząstki pochłaniają więcej ciepła ze Słońca, więc wszelkie jaśniejsze substancje lotne w tym regionie sublimują i przenoszą się na chłodniejszą, jaśniejszą stronę, podczas gdy ciemna strona staje się jeszcze ciemniejsza. Księżyc posiada również ogromny grzbiet równikowy, wznoszący się 13 km nad powierzchnią (będąc w czołówce najwyższych „szczytów” U.S.), dzięki czemu kształt księżyca może nieco przypominać orzech.
PAN (księżyc Saturna)
Ten niewielki księżyc został po raz pierwszy dostrzeżony przez sondę Voyager 2 w 1990 roku po wykonaniu zdjęć najbardziej wewnętrznych pierścieni Saturna, zawierających małego Pana (o średnicy 14 km) w szerokiej na 325 km przerwie Enckego. Naukowcy dostrzegli wówczas niewielki obiekt „w kształcie orzecha włoskiego” ze względu na grzbiet równikowy, podobny do tego na wspomnianym wyżej Atlasie. Grzbiet jest spowodowany materiałem, który Pan przechwycił ze szczeliny Enckego. Z racji „pierogowatego” kształtu, określany bywa w mediach jako „kosmiczna empanada” albo ravioli. Nowe badanie sugeruje, że dziwaczny kształt Pana może być również spowodowany zderzeniami między maleńkimi księżycami, co powoduje ich łączenie się i tworzenie tego typu obiektu.
Księżyc w kształcie spodka wpływa na cząsteczki w układzie pierścieni, wytwarzając charakterystyczne załamania zwane falami. Kiedy szybko poruszające się cząstki mijają Pana, Księżyc daje im „kopnięcie grawitacyjne” i te łączą się, aby wytworzyć fale, które mogą rozciągać się na setki kilometrów w pierścieniu. Z uwagi na ich obecność, istnienie księżyca w przerwie Enckego zostało przewidziane przez Jeffreya Cuzziego i Jeffreya Scargle’a kilka lat przed odkryciem.
FOBOS (księżyc Marsa)
Odkryty przez amerykańskiego astronoma Asapha Halla 18 sierpnia 1877 roku w obserwatorium marynarki wojennej USA (United States Naval Observatory) około godziny 9:14 UTC. Kilka dni wcześniej (12 sierpnia) Hall odkrył również drugi księżyc Marsa, Deimosa.
Fobos jest większym z dwóch księżyców Czerwonej Planety i ma nieregularny, niesferyczny kształt o wymiarach 27x22x18 km. Księżyc krąży tak blisko swojej macierzystej planety, że wykonuje trzy orbity w ciągu jednego dnia. Jego najbardziej zauważalną cechą jest krater Stickney o średnicy 9,7 km, pozostawiony po uderzeniu, które prawie roztrzaskało księżyc. Ciągłe bombardowanie meteorów pozostawiło powierzchnię pokrytą drobnym pyłem.
Na pierwszy rzut oka Fobos nie wydaje się być szczególnie ciekawym obiektem, ale ma przed sobą katastrofalną przyszłość i to właśnie ta nieunikniona śmierć (nie jest tutaj z litości jakby co) umieszcza Phobosa na liście. Księżyc stopniowo zbliża się do Marsa w tempie około 1,8 metra na sto lat i ostatecznie zderzy się z planetą za około 50 milionów lat. W alternatywnym scenariuszu, księżyc zostanie rozbity przez siły pływowe, tworząc drobny pyłowy pierścień wokół swojej macierzystej planety.
MIRANDA (księżyc Urana)
Najmniejszy spośród pięciu głównych księżyców Urana (średnica ok. 500 km). Miranda posiada najbardziej złożone struktury geologiczne spośród satelitów tej planety. Została odkryta przez Gerarda Kuipera w 1948 roku. Do tej pory jedyne szczegółowe zdjęcia Mirandy pochodzą z sondy Voyager 2, która dokonała obserwacji księżyca w styczniu 1986 roku. Południowa półkula była wtedy skierowana w stronę Słońca, więc tylko ta część została sfotografowana.
Powierzchnia Mirandy jest usiana kanionami, nawet 12 razy głębszymi niż Wielki Kanion na Ziemi. Istnieją dwie hipotezy próbujące wyjaśnić przedziwną powierzchnię księżyca. Tak silna aktywność tego stosunkowo niewielkiego księżyca, mogła być spowodowana przyciąganiem Urana. Zapewne w przeszłości Miranda znajdowała się w rezonansie orbitalnym 1:3 z Umbrielem, a jej orbita była znacznie bardziej ekscentryczna, co powodowało ogrzewanie wnętrza księżyca przez siły pływowe. W miarę ewolucji układu księżyc opuścił rezonans, a jego orbita stała się bliska kołowej, zachowując jednak nietypowe nachylenie. Inna, mniej prawdopodobna hipoteza sugeruje, że Miranda została uderzona przez masywny obiekt, który zniszczył jej powierzchnię. Fragmenty osiadły ponownie w innych miejscach, tworząc obecną, dziwną strukturę powierzchni.
IO (księżyc Jowisza)
Io jest trzecim co do wielkości księżycem Jowisza (jednym z czwórki odkrytych przez Galileusza) i czwartym największym w całym Układzie Słonecznym.
Jest to ciało wykazujące największą aktywność wulkaniczną w Układzie Słonecznym. Zaopatrzenie w ciepło jest spowodowane jego eliptyczną orbitą, na której księżyc jest zmuszony podążać przez większe Ganimedesa i Europę (w rezonansie orbitalnym odpowiednio 4:1 i 2:1). Podobnie jak inne księżyce galileuszowe oraz ziemski Księżyc, Io obraca się synchronicznie, zwracając się cały czas jedną półkulą w stronę Jowisza.
Eliptyczna orbita powoduje niewiarygodne siły pływowe ze względu na zmieniające się przyciąganie grawitacyjne Jowisza na Io, powodując wybrzuszenie jego stałej powierzchni nawet o 100 metrów. W rezultacie głębsze warstwy księżyca są prawie całkowicie stopione, a jego wulkany wyrzucają materię na wysokość nawet ponad 300 km w głąb atmosfery, wypełniając wszelkie kratery uderzeniowe, tworząc jeziora lawy i płynne skalne obszary zalewowe. Io w ten sposób stale zmienia swoją powierzchnię, pokrytą głownie wielobarwnymi związkami siarki.
ENCELADUS (księżyc Saturna)
Enceladus jest jednym z najjaśniejszych (w stosunku do wielkości) obiektów w Układzie Słonecznym, ponieważ jego lodowa powierzchnia odbija prawie 99 procent światła słonecznego – ale nie tylko ta fizyczna cecha czyni go jednym z najbardziej ekscytujących miejsc w Układzie Słonecznym. Lodowy księżyc jest często opisywany jako najbardziej interesujące naukowo miejsce w naszym Układzie Słonecznym i słusznie, ponieważ ma najbardziej sprzyjające warunki do życia poza naszą planetą.
W 2005 roku sonda Cassini odkryła niezwykle intrygującą cechę księżyca – gejzery lodowe. Pióropusze z gejzerów zawierają cząsteczki lodu, a także parę wodną, dwutlenek węgla, metan, amoniak i azot. Erupcje te uzupełniają powierzchnię nowym lodem, a także dostarczają lodowy materiał do pierścienia E Saturna. Para wodna jest silnie zlokalizowana nad geotermalną cechą na powierzchni księżyca, znaną jako „Tiger Stripes”, czyli widoczne na fotografiach głębokie szczeliny na gładkiej powierzchni Enceladusa. Źródłem ciepła są prawdopodobnie siły pływowe, które ogrzewają jądro planety i powodują aktywność geologiczną. Księżyc skrywa we wnętrzu ocean wody o globalnych rozmiarach, o czym świadczy „chwianie się” na orbicie, które może być spowodowane jedynie płynnym wnętrzem. Wewnętrzne ciepło, obecne związki chemiczne i obecność wody w różnych stanach skupienia skupiają na Enceladusie wzrok poszukiwaczy życia w Układzie Słonecznym.
931 views
