Solsystemet: observerade egenskaper
Solsystemet: observerade egenskaper
Solsystemet: observerade egenskaper
You also want an ePaper? Increase the reach of your titles
YUMPU automatically turns print PDFs into web optimized ePapers that Google loves.
<strong>Solsystemet</strong>: <strong>observerade</strong> <strong>egenskaper</strong><br />
En teori för solsystemets bildande måste förklara vissa<br />
grundläggande observationer:<br />
• Solens rotation och planeternas omlopp kring solen sker i<br />
samma riktning<br />
• 98% av rörelsemängdsmomentet skapas av planeterna,<br />
men de utgör endast 0.15% av totala massan<br />
L = r × mv<br />
L rörelsemängdsmoment<br />
r avstånd från solen<br />
v hastighet<br />
m massa
Banelement<br />
• Banans form och storlek<br />
• a: halva storaxeln<br />
• e: excentricitet<br />
• Orientering i rymden<br />
• i: inklination<br />
• ω: periheliets longitud<br />
• Ω: uppstigande nodens longitud<br />
• Objektets läge i banan<br />
• M: medelanomalin<br />
vid epoken T (vinkeln<br />
från perihelium)
<strong>Solsystemet</strong>: <strong>observerade</strong> <strong>egenskaper</strong><br />
• Solen dominerar; de jordlika och jätteplaneterna är fysiskt<br />
och kemiskt olika
<strong>Solsystemet</strong>: <strong>observerade</strong> <strong>egenskaper</strong><br />
• Planeter och satelliter rör sig i eller nära ekliptikans plan<br />
• Planeternas banor har små excentriciteter<br />
• Jätteplaneternas satellitsystem har en struktur som<br />
påminner om solsystemets<br />
<strong>Solsystemet</strong><br />
Saturnussystemet
• Nebulosamodellen<br />
Tidiga kosmogoniska teorier<br />
– Immanuel Kant föreslog en stor roterande solnebulosa, ur vilken<br />
planeterna kondenserade (1755)<br />
– Pierre Simon de Laplace föreslog att planeterna bildades ur ringar av<br />
gas utslängda från den kollapsande solen (1796)<br />
• Nebulosamodellen överlevde till slutet av 1800-talet när det<br />
kunde visas att den inte kunde förklara<br />
– koncentrationen av rörelsemängd i planeterna<br />
– solens dominerande massa
Tidiga kosmogoniska teorier<br />
• En mängd katastrofteorier lanserades under 1800- och tidiga<br />
1900-talet, tex.<br />
– kometnedslag på solen<br />
– närpassage av stjärna<br />
– fragmentering av en snabbt roterande sol<br />
• Katastrofteorierna övergavs på 1940-talet när nebulosateorin<br />
modifierades<br />
– magnetiska krafter kunde förklara solens långsamma rotation genom<br />
överföring av rörelsemängdsmoment från solen till solnebulosan
En stjärnas födelse<br />
• Den primitiva solnebulosan bildades ur ett massivt fragment<br />
av ett stort molekylärt moln av kall (ca 10 K) vätgas (H 2)<br />
• Gas- och stoftrika mörka globuler observeras i bland annat<br />
emissionsnebulosor och är födelseplatser för stjärnor
• Globulens gravitationskollaps kan initieras av<br />
– en chockvåg från en supernova<br />
– en stark partikelvind från en ung luminös stjärna<br />
– passage genom en spiralarm i Vintergatan (”tryckvåg”)<br />
• Kollapsen fortsätter bara om molnet kan kylas av<br />
– den frigjorda lägesenergin slipper ut ur molnet<br />
– materialet hettas upp då det faller inåt<br />
– utstrålade flyende fotoner kyler molnet (infrarött)<br />
• Ju högre täthet, desto snabbare går kollapsen och desto<br />
mindre kroppar bildas<br />
– ett moln kollapsar ”inifrån och ut”<br />
– den minimala Jeansmassan minskar med ökande täthet
• En skivformad struktur bildas<br />
– endast material som rör sig långsamt (lågt rörelsemängdsmoment)<br />
samlas i centrum<br />
– total kollaps förhindras av partiklarnas höga hastigheter (starka<br />
centrifugalkrafter)<br />
– partikelkollisioner i vertikal led orsakar den tunna skivan<br />
• En stjärna bildas i centrum av molnet där tätheten och<br />
temperaturen är högst<br />
– en protostjärna bildas efter 100 000 - 1 miljon år<br />
– stabil fusion initieras efter 10-100 milj år<br />
• centraltemperatur 10 milj K (väte → helium + energi enligt protonprotoncykeln)<br />
• stjärnan är ”född” och hamnar på huvudserien
Orionnebulosan: unga stjärnor
Hertzsprung-Russeldiagrammet
Vad är en stjärna?<br />
• En massiv kropp av plasma som producerar energi genom<br />
kärnreaktioner<br />
– plasma är het joniserad gas<br />
• atomer som förlorat elektroner och därmed är elektrisk laddade<br />
– genom fusion frigörs energi och tyngre grundämnen skapas<br />
– i solen skapas helium och energi genom sammanslagning av<br />
väteatomer (600 miljoner ton/s) i proton-protonreaktionen<br />
• Stjärnor befinner sig i hydrostatisk jämvikt<br />
– gravitationen balanseras av strålningstrycket som skapas av<br />
fusionen<br />
• En stjärna utsänder ljus på grund av sin höga temperatur<br />
– temperaturen på stjärnans fotosfär bestämmer stjärnans färg<br />
– en planet utsänder ljus eftersom den reflekterar strålning från en<br />
stjärna
Planeterna bildas<br />
• Stoft och gas faller in från olika håll i den roterande<br />
solnebulosan<br />
– rörelser vinkelrätt mot rotationsplanet tar ut varandra<br />
– en protoplanetarisk skiva bildas<br />
– skivan hettas upp: 1500 K på jordens solavstånd<br />
Skivor i Orionnebulosan, 50-100 AE i diameter
• ”Herbig-Haro”-utflöden från protostjärnan skapas genom magnetisk<br />
växelverkan mellan stjärnan och nebulosamaterialet<br />
– gas accelereras utåt med hastigheter av 100-tals km/s och kolliderar med det<br />
interstellära mediet<br />
– rörelsemängdsmomentet i skivan minskar, ytterligare ansamling mot centrum<br />
sker
• Hur massiv var solnebulosan?<br />
– med dagens planetmassor och en sammansättning<br />
som liknar solens kan vi uppskatta att<br />
protoplanetskivan hade en minimal massa av<br />
2/100 solmassor<br />
– sannolikt var massan mycket större<br />
• Då temperaturen sjunkit tillräckligt<br />
– gasformiga mineraler kondenserades från gasen<br />
– fasta partiklar kunde växa sig större genom<br />
långsamma kollisioner<br />
• Större partiklar bildades av<br />
– små fasta kondruler (ca 1 mm stora)<br />
– porösa molekylansamlingar löst sammanhållna
• Sammanslagning av protoplaneter<br />
– bildar de inre jordlika planeterna<br />
– bara de mest massiva kropparna blir kvar<br />
– dagens planeter bildade av några hundra stora protoplaneter<br />
(”planetembryon”)<br />
– tar 10-100 milj år<br />
• Jätteplaneterna bildas genom att massiva gasrika subnebulosor ansamlar<br />
lättflyktigt material på ett effektivt sätt<br />
– ”skenande ansamling”<br />
– dessa subnebulosor har en<br />
kemisk, fysisk och<br />
temperaturmässig struktur som är<br />
lik solnebulosan<br />
– kondensering av metaller sker<br />
huvudsakligen på små<br />
planetavstånd, kondensering av is<br />
på större<br />
– små planetesimaler infångas av<br />
den termiskt uppblåsta<br />
atmosfären kring planeten
Den väl utvecklade planetskivan<br />
• Solnebulosan sveptes bort under solens T Taurifas<br />
– solens luminositet var 20-30 gånger större än idag; stark stjärnvind<br />
– 1-10 miljoner år efter protostjärnan bildades<br />
– de gasrika jätteplaneterna måste då ha varit bildade (de har stora mängder H 2<br />
och He)<br />
– de jordlika planeterna bildades ca 10 ggr långsammare, fullt ansamlade efter ca<br />
100 miljoner år<br />
Skivan kring stjärnan beta Pictoris är störd av gravitationen från en eller<br />
flera osynliga kompanjoner, som kan vara planeter eller bruna dvärgar
Katastrofer i planetbildningens slutskede<br />
• Simuleringar av ansamlingen<br />
av planeterna indikerar att<br />
– Merkurius’ stora järnkärna<br />
sannolikt inte orsakades av<br />
kemisk anrikning i<br />
solnebulosan, utan är<br />
resultatet av ett sent nedslag<br />
som kastade bort<br />
silikatmanteln<br />
– månen sannolikt bildades då<br />
en Marsstor kropp slog ned<br />
på jorden under<br />
ansamlingens slutskede<br />
– de varierande lutningarna på<br />
jätteplaneternas<br />
rotationsaxlar orsakades av<br />
icke-centrala nedslag under<br />
ansamlingsfasen
Planetsystemets senare utveckling<br />
• Initialt var solsystemet mindre<br />
– jätteplaneterna låg närmare solen (9-17 AE från solen)<br />
– isiga småkroppar (ca 35 jordmassor) i mer avlägsna banor (
Nicemodellen:<br />
simulering
Därför ser solsystemet ut som det gör!<br />
• Solens rotation och planeternas omlopp kring solen sker i samma riktning<br />
– ursprungliga interstellära molnet hade en huvudsaklig rotationsriktning<br />
• 98% av rörelsemängdsmomentet beror av planeterna, men de utgör endast<br />
0.15% av totala massan<br />
– planeterna bildades som separata planetesimaler i en roterande solnebulosa<br />
• De jordlika och jätteplaneterna är fysiskt och kemiskt olika<br />
– temperaturgradient i solnebulosan<br />
– tunga material (järn) kondenserade nära solen, lättare längre bort (is)<br />
• Planeter och satelliter rör sig i eller nära ekliptikans plan<br />
– beroende på protoplanetskivans rotation och struktur<br />
• Planeternas banor har små excentriciteter<br />
– planetesimalerna rörde sig i ungefärligen cirkulära Keplerbanor<br />
– Uranus och Neptunus banor cikulariserades efter platsbytet<br />
• Jätteplaneternas satellitsystem har en struktur som påminner om<br />
solsystemets<br />
– jätteplaneterna bildades i heta gasrika subnebulosor av solnebulosan
• Satelliter<br />
Småkroppar i solsystemet<br />
• Småplaneter<br />
– Asteroider<br />
– Jordkorsare<br />
– Trojaner<br />
– Kentaurer<br />
– Transneptunska objekt<br />
• Kometer<br />
– Kortperiodiska<br />
– Långperiodiska<br />
– Oorts kometmoln<br />
• Stoft och meteorer (men även av interstellärt urprung)<br />
• Meteoriter
• Huvudplaneter<br />
– Jordlika planeter<br />
• Merkurius, Venus: 0<br />
• Jorden: 1<br />
• Mars: 2<br />
– Jätteplaneter<br />
• Jupiter: 63<br />
• Saturnus: 47<br />
• Uranus: 27<br />
• Neptunus: 13<br />
• Småplaneter<br />
– Asteroider: 0-2<br />
Satelliter<br />
– Transneptunska objekt: 0-3
Asteroider<br />
• Småplaneter, huvudsakligen i huvudbältet, mellan Mars och Jupiter<br />
– 2,1-3,3 AE från solen, omloppstider 3-6 år<br />
– huvudsakligen stenrika kroppar, delvis bestående av vattenis
Banor<br />
• Medelrörelseresonanser med Jupiter viktiga<br />
– Orsaken till att ingen planet bildades i detta område<br />
– Kirkwoodluckor i huvudbältet: mycket få asteroider<br />
– Utanför huvudbältet: vissa småplanetgrupper samlas vid<br />
medelrörelseresonanserna
• Ceres<br />
Storlekar<br />
– Största asteroiden: 1000 km i diameter<br />
– Upptäckt av Guiseppe Piazzi 1 januari 1801<br />
• Idag nästan 500 000 med väl kända banor<br />
• Total massa: 5% av månens
Former och ytor<br />
• Asteroiderna är för små för gravitationell kontraktion<br />
– samtliga är mer eller mindre oregelbundna<br />
• Endast ett tiotal av de största asteroiderna är ursprungliga<br />
och relativt sfäriska<br />
• Ett fåtal är differentierade; de flesta av dessa är splittrade<br />
• Pulvriserade ytor (regolit), med eller utan kratrar<br />
Itokawa Ida och Daktyl
Reflektanser och spektra<br />
• Variationer i asteroidernas färger orsakas av<br />
– sammansättning<br />
– ålder<br />
• bildning på olika solavstånd eller i olika delar av moderasteroiden<br />
• “rymdvädring” orsakar mörkare och rödare spektra<br />
• S-typer: silikatrika, torra, ljusa, rödaktiga, inre huvudbältet<br />
• C-typer: kolhaltiga, vattenrika, mörka, “blåa”, yttre<br />
huvudbältet
Dynamiska asteroidfamiljer<br />
• Familjer: asteroider med liknande banor<br />
• Bildade genom kollisioner (
Nära jorden-objekt (NEO)<br />
• Jordkorsande objekt har banor som kommer närmare solen<br />
än jordens medelavstånd<br />
– vissa är potentiellt farliga för jordiskt liv (937 kända 080423)<br />
• Huvudsakligen huvudbältsasteroider som störts in i<br />
solsystemets inre delar<br />
– dynamisk utkastning från Kirkwoodluckor<br />
– kaotiska banor, störda av de inre planeternas gravitationer<br />
– dynamisk livstid några miljoner år<br />
• Klassificering<br />
– Aten (327 kända): a < a E , Q > q E<br />
– Apollo (1941 kända): a > a E , q < Q E<br />
– Amor (1692 kända): a = Q E − q M , q = Q E − 1.3 AE<br />
(a medelavstånd, q perihelieavstånd, Q aphelieavstånd)
Trojaner<br />
• Småplaneter som delar bana med huvudplaneter<br />
– befinner sig 60º före och efter huvudplaneten, på samma a<br />
– oscillerar kring två av Lagrangepunkterna<br />
– gravitationskraften från solen och moderplaneten densamma<br />
– i Jupitersystemet kan banorna cirkulera runt en enstaka<br />
Lagrangepunkt, i en hästskobana längs med Jupiters bana men<br />
uteslutande planeten, eller temporärt infångas av Jupiter<br />
• Huvudplaneter med Trojaner<br />
– Jupiter (ca 2300 kända, totalt antal troligen samma som i huvudbältet)<br />
– Mars (4)<br />
– Neptunus (6)<br />
• Jupitertrojanerna fångades troligen in tidigt i sina banor<br />
– möjligen gasfriktionsinfångning under Jupiters bildande<br />
– pga liten risk för kollision och stort solavstånd kan deras ursprungliga<br />
ytor vara välbevarade
Kentaurer<br />
• Vissa TNOs belägna i dynamiskt instabila zoner utvecklar kortare och<br />
mer elliptiska banor<br />
– en källa för kortperiodiska kometer<br />
– omkring 50 kända medlemmar<br />
• Banor<br />
– perihelia vid 8-11 AE (Saturnus), aphelia vid 19-36 AU (Uranus-<br />
Neptunus)<br />
– korsar Saturnus, Uranus och Neptunus banor<br />
– kaotisk banutveckling<br />
– dynamiska livstider 1-100 miljoner år<br />
• Storlekar 10-200 km<br />
• Vissa utvecklar koma<br />
• Exempel: (2060) Chiron och (5145) Pholus
Transneptunska objekt (TNOs)<br />
• Observerade <strong>egenskaper</strong><br />
– omkring 1100 är kända<br />
– a omkring 35-55 AE, kring och bortom Neptunus bana<br />
– antagna reflektanser på 4-7% implicerar storlekar på 50-3000 km, typiskt<br />
under 300 km<br />
– totala massan uppskattas till 0,2 jordmassor<br />
– totala antalet uppskattas till 1-10 miljarder<br />
• 30-40% av alla TNOs befinner sig i 3:2-resonans med Neptunus (så<br />
kallade ”plutiner”)<br />
• 3-4% av alla TNOs har kraftigt elliptiska banor med perihelia
Två intressanta TNOs: Sedna och Eris<br />
• (99990) Sedna med en diameter av 2000 km har en omloppstid på 12300<br />
år på solavstånd mellan 76 and 990 AE och är troligen ett objekt med<br />
ursprung i det inre Oortmolnet. Nu 88 AE från solen. Upptäcktes 2003.<br />
• (136199) Eris har en<br />
diameter av 3000 km<br />
(större än Pluto), en<br />
omloppstid på 557 år<br />
och hög inklination.<br />
För närvarande det<br />
mest avlägsna<br />
<strong>observerade</strong> objektet i<br />
solsystemet (97 AE).<br />
Metan på ytan.<br />
Upptäcktes 2005.<br />
Scattered disk-objekt.
En komets anatomi<br />
– Huvud<br />
• Kärna<br />
• Koma<br />
– Svans<br />
• Stoft<br />
• Gas<br />
– Stoftspår<br />
– Synlig<br />
– Vätgas<br />
Kometer<br />
C/1995 O1 (Hale-Bopp), 6 mars 1997
• Oftast kraftigt elliptiska<br />
• Omloppstid<br />
Kometbanor<br />
– Långperiodiska: >200 år, slumpmässiga inklinationer, pro- eller retrograda<br />
– Kortperiodiska:
Oorts kometmoln<br />
• Distributionen för 1/a är ett mått på banenergin och har en topp kring<br />
1/ a = 0 (a är banans halva storaxel i AE)<br />
• 1/a > 0 för bundna banor, 1/a < 0 för hyperboliska banor<br />
• De flesta kometer har omloppstider kring<br />
– 7 år (Jupiterfamiljen)<br />
– ”oändligheten” (dynamiskt nya kometer från Oorts moln)
• Jan Oort postulerade år 1950 existensen av ett sfäriskt moln av<br />
kometer som omgav solsystemet på ett avstånd av ca 50000 AE<br />
• Baserat på antalet <strong>observerade</strong> nya kometer uppskattas Oorts moln<br />
innehålla 10 12 objekt med en total massa av 10 jordmassor
Diskussionsfråga<br />
Varför tror vi oss veta att Oorts<br />
kometmoln har en sfärisk form?
• Objekten i Oorts moln kan störas och falla in mot solen pga<br />
– närpassager av stjärnor<br />
– gigantiska molekylmoln<br />
– variationer i det galaktiska gravitationsfältet<br />
• Livstiden för en komet i molnet är ungefär halva solsystemets ålder<br />
– reservoaren behöver fyllas på för att inte tömmas, vilket troligen sker från<br />
ett inre tätare moln 1000-10000 AE från solen<br />
– de ursprungliga Oortobjekten härrör dock troligen från Jupiter-<br />
Neptunusområdet<br />
• En Oortkomet som når solsystemets inre delar utvecklas pga Jupiters<br />
gravitationella störningar till en kortperiodisk komet efter några hundra<br />
omlopp, men inklinationen bevaras<br />
• Ursprunget till de flesta kortperiodiska kometer, som har låga<br />
inklinationer och prograda rörelseriktningar, tros därför vara en<br />
tillplattad skiva utanför Neptunus bana
1P/Halley (16x8x8 km)<br />
Kometkärnor och jets<br />
19P/Borrelly (8 km)<br />
81P/Wild 2 (2,8x2,0x1,6 km)
• Observerade <strong>egenskaper</strong><br />
– typiska diametrar 1-20 km<br />
– låga reflektanser omkring 2-5%<br />
– avlånga (”potatisformade”)<br />
Kometkärnor<br />
– densiteter omkring 0,5 g/cm 3 (jämför glass) indikerar mycket porösa och<br />
löst sammanhållna ”grushögar” med omfattande inre håligheter<br />
– rotationsperioder från flera timmar till flera dygn<br />
• Fred Whipples ”smutsiga snöboll-modell” (1950): kometkärnan är löst<br />
sammansatt av isiga planetesimaler bestående av frusna lättflyktiga<br />
ämnen uppblandade med meteoritiskt stoft<br />
• Dynamiskt nya kometer är sannolikt täckta av mycket lättflyktiga isar<br />
som sublimerar så fort tillräckligt hög temperatur nås<br />
– förklarar nya kometers relativt höga aktivitet och höga gasinnehåll vid<br />
stora heliocentriska avstånd<br />
– en typisk komet förlorar material till 1 m djup vid varje passage
• Gamla kometer har förlorat det mesta eller allt lättflyktigt<br />
material<br />
– kärnan täcks av en stoftskorpa som är för tung för att transporteras<br />
bort av gastryck<br />
– Atomer och molekyler som är tyngre än vätgas förblir på kometens<br />
yta och kan bilda kolrika kolvätekedjor (CHON-partiklar) som är<br />
mörka och röda<br />
• förklarar de <strong>observerade</strong> <strong>egenskaper</strong>na hos TNOs och gamla<br />
kometkärnor<br />
• Kometkärnor kan splittras av olika processer<br />
– jetaktivitet på ytan kan öka rotationshastigheten<br />
– tidvatteneffekter nära solen eller Jupiter (tex Shoemaker-Levy 9)<br />
– kollisioner
• En komets aktivitet iscensätts av uppvärmning från solen<br />
– en koma utvecklas runt kärnan<br />
– de flesta kometer ljusnar kraftigt vid solavstånd mindre än 3 AU<br />
• Koman består av<br />
– lättflyktig is (koldioxid, ammoniak, metan) som sublimerar nära solen<br />
och drar med sig stoftkorn från ytan<br />
– vattenis, den vanligaste beståndsdelen vars sublimering orsakar den<br />
kraftiga ljusökningen i solsystemets inre delar (
Kometen 17P/Holmes (2007-2008)
Kometens<br />
svans
• Stoftpartiklar av olika storlekar<br />
som lämnar kärnan samtidigt<br />
får individuella banor<br />
– solens strålningstryck<br />
transporterar bort partiklarna<br />
från kärnan<br />
– storleksuppdelningen ger<br />
upphov till oregelbundenheter<br />
som stoftjets och strålar<br />
• Antisvansar orsakas av stora<br />
stoftpartiklar i närheten av<br />
koman<br />
– ser ut att peka mot solen men<br />
orsakas av en projektionseffekt<br />
då jorden befinner sig i<br />
kometens banplan<br />
Stoftsvansen
Gas- eller plasmasvansen<br />
• Joniserade atomer<br />
– från kometens koma fångas upp av solvindens<br />
magnetfält och sprids ut i riktningen bort från<br />
solen<br />
– gassvansens längd kan vara 100 milj km<br />
• Färgen<br />
– är vanligtvis blå<br />
– fluorescerande övergångar i den vanliga och<br />
långlivade CO + jonen<br />
– en energirik UV-foton absorberas<br />
– en mindre energirik blå foton emitteras<br />
• Strukturen<br />
– den stripiga och ibland klumpiga gassvansen är<br />
dynamisk under tidsskalor från minuter till<br />
timmar<br />
– orsakas av växelverkan med magnetfältet i det<br />
interplanetariska mediet<br />
– då det interplanetära magnetfältet byter riktning<br />
kan en svans snörpas av och en ny återskapas