astro
nomia
P
unktem zwrotnym w historii badañ Uk³adu S³onecznego by³o donios³e odkrycie dokonane 225 lat
temu, w dniu 13 marca 1781 roku,
przez angielskiego astronoma amatora Williama Herschela (z pochodzenia Niemca) w miejscowoœci Bath.
Tamtego wieczoru Herschel obserwowa³ w³asnorêcznie wykonanym
teleskopem (o œrednicy obiektywu 16
Nie to jednak by³o istotne.
Œrednia odleg³oœæ Urana od S³oñca
znakomicie spe³ni³a nieco wczeœniej og³oszon¹ regu³ê Titiusa–Bodego, a w dwadzieœcia lat póŸniej –
w 1801 roku – regu³a ta zosta³a potwierdzona równie¿ w przypadku
nowo odkrytej Cerery (najwiêkszej
z planetoid), co przedstawia zamieszczona Tabela 1.
URAN i jego księżyce
T. Z b i g n i e w D w o r a k
TEKST
ŁATWY
!! !
M ŁODY TECHNIK
50
cm) fragment nieba na pograniczu
gwiazdozbioru Byka i BliŸni¹t. Ku
swemu zaskoczeniu wœród licznych
gwiazd dostrzeg³ „owalny” obiekt
oko³o 6. wielkoœci gwiazdowej o zielonkawym zabarwieniu, i przedstawiaj¹cy siê jednak przy du¿ych powiêkszeniach jako wyraŸna tarczka.
Kiedy w dwa dni póŸniej skierowa³
teleskop w to samo miejsce na niebie, okaza³o siê, i¿ obserwowany tajemniczy obiekt nieznacznie przesun¹³ siê na tle gwiazd. Herschel wywnioskowa³ pocz¹tkowo z tego, ¿e odkry³ nieznan¹ kometê znajduj¹c¹ siê
tak daleko od S³oñca, i¿ nie posiada³a warkocza.
Po kilku miesi¹cach obserwacji mo¿na ju¿ by³o obliczyæ podstawowe dane dotycz¹ce elementów orbity domniemanej planety.
Okaza³o siê zatem, ¿e obiekt odkryty przez Herschela obiega S³oñce
po ko³owej niemal orbicie w odleg³oœci od niego 19 jednostek astronomicznych (1 j.a. = 149 600 000 km
i jest to œrednia odleg³oœæ Ziemia–
S³oñce), zaœ okres, w którym to nowe cia³o niebieskie dokonuje pe³nego obiegu wokó³ S³oñca, wynosi a¿
84 lata. Z tych danych wynika³o, ¿e
nie mo¿e to byæ kometa, lecz nowa
– dot¹d nieznana – planeta.
Mimo tak znacznej odleg³oœci
od Ziemi Uran okaza³ siê „przyzwoit¹” planet¹. Obiega S³oñce po eliptycznej orbicie, niezbyt zreszt¹ ró¿ni¹cej siê od ko³owej, w tym samym kierunku, co i inne planety.
W pewnych, bardzo sprzyjaj¹cych
warunkach móg³by byæ nawet dostrzegany nieuzbrojonym okiem jako bardzo s³aba „gwiazdka” zaledwie 5,3 wielkoœci.
Tabela 1.
wykaza³y, ¿e Uran nale¿y do grupy
planet olbrzymów o budowie fizycznej zbli¿onej raczej do Jowisza
i Saturna ni¿ do Ziemi.
Podstawowe dane o geometrycznych i fizycznych parametrach
Urana s¹ zamieszczone w Tabeli 2.
Wynika z nich, ¿e Uran jest
osobliw¹ planet¹ Uk³adu S³onecznego, przede wszystkim z powodu
specyficznego ruchu wirowego (rotacji). Do czasu okreœlenia kierunku
rotacji Wenus, planeta Uran by³a jedyn¹ w Uk³adzie S³onecznym
o tzw. wstecznym ruchu obrotowym, tzn. przeciwnym do ruchu
Reguła Titiusa–Bodego
N
n
1
2
3
4
5
6
7
8
0
1
2
4
8
16
32
64
Nazwa planety
Merkury
Wenus
Ziemia
Mars
Cerera
Jowisz
Saturn
Uran
Odległość wg wzoru
Titiusa–Bodego [j.a.]
Odległość
rzeczywista [j.a.]
0 + 0,4 = 0,4
1 × 0,3 + 0,4 = 0,7
2 × 0,3 + 0,4 = 1,0
4 × 0,3 + 0,4 = 1,6
8 × 0,3 + 0,4 = 2,8
16 × 0,3 + 0,4 = 5,2
32 × 0,3 + 0,4 = 10,0
64 × 0,3 + 0,4 = 19,6
Chocia¿ ju¿ by³o wiadomo, i¿
odkryty obiekt nie jest komet¹, lecz
siódm¹ licz¹c od S³oñca planet¹, to
obliczona orbita by³a nie doœæ dok³adna. Szczêœliwym zbiegiem okolicznoœci okaza³o siê, ¿e Uran bywa³
ju¿ obserwowany dawniej, przy
czym astronomowie brali go za
gwiazdê. W wyniku starannego
przegl¹du dostêpnych obserwacji
Bode stwierdzi³, i¿ po³o¿enie Urana
zosta³o odnotowane przez Tobiasa
Mayera 25 wrzeœnia 1756 roku,
a jeszcze wczeœniej pozycjê planety
(s¹dz¹c, ¿e to gwiazda) zaznaczy³
w swoim atlasie John Flamsteed.
Jego obserwacja by³a wykonana 23
grudnia 1690 roku, a wiêc niemal
100 lat wczeœniej (i na pewno jeden
okres obiegu Urana wczeœniej), ni¿
nast¹pi³o odkrycie tej planety. £¹cznie takich „przedodkryciowych” obserwacji Urana znaleziono a¿ szesnaœcie! Te pozycje – chocia¿ niezbyt
mo¿e dok³adne – zosta³y okreœlone
w czasie d³u¿szym ni¿ jeden pe³ny
obieg tej planety wokó³ S³oñca. Pozwoli³o to wiêc na dosyæ dok³adne
wyznaczenie elementów orbity Urana – niewiele siê ró¿ni¹cych od
przyjmowanych obecnie. Dalsze obserwacje nowo odkrytej planety
0,39
0,72
1,00
1,52
2,77
5,20
9,55
19,19
Tabela 2.
Podstawowe dane o Uranie
Okres obiegu
Średnia średnica
Masa
Średnia gęstość
Okres rotacji
Nachylenie osi rotacji
Mimośród orbity
Nachylenie orbity
do ekliptyki
Prędkość ucieczki
84 lata 7,5 doby
52 724 km
14,54 masy Ziemi
1318 kg/m3
17,24 godziny
187,86°
0,04717
0°46’,2
21,5 km/s
obiegowego (wokó³ S³oñca). Równie¿ nachylenie osi rotacji Urana
jest wielce osobliwe – planeta jakby toczy siê po orbicie niczym beczka. Nachylenie tej osi wzglêdem
p³aszczyzny orbity planety wynosi
niespe³na 8° (dok³adniej bior¹c 188°,
poniewa¿ w³aœnie jej ruch jest
wsteczny).
Oœ obrotu planety le¿y niemal dok³adnie w p³aszczyŸnie ekliptyki. Bieguny œwiata Urana znajduj¹ siê wiêc w Zodiaku, zaœ pó³nocn¹ gwiazd¹ polarn¹ tej planety
jest jasny, czerwony Aldebaran
(czyli α Tau).
Nachylenie osi rotacji planety
do p³aszczyzny jej orbity decyduje
o rozk³adzie stref klimatycznych
3/2006
Uran ma pięć dużych księżyców oraz pierścienie pyłowo-gazowe podobne
d o p i e r ś c i e n i S a t u r n a , a t a k ż e k i l k a d z i e s i ą t m i n i - i m i k r o s a t e l i t ó w.
sensacyjnego odkrycia pierœcieni
wokó³ tej planety. Sta³o siê to podczas obserwacji fotoelektrycznych
zakrycia gwiazdy SAO 158687 przez
tarczê Urana. Otó¿ z interpretacji tej
szczególnej obserwacji wynika³o, ¿e
Urana okr¹¿aj¹ pierœcienie py³owogazowe. Rozci¹gaj¹ siê one
w p³aszczyŸnie jego równika, w odleg³oœci od oko³o 6600 km do oko³o
26 500 km od górnych warstw atmosfery planety, czyli wewn¹trz orbity Mirandy. Przyroda ich jest podobna do natury s³ynnych pierœcieni
Saturna, z tym wszak¿e, i¿ cz¹stki
tworz¹ce pierœcienie wokó³ Urana
s¹ jednak znacznie mniejsze od bry³
kr¹¿¹cych w pierœcieniach Saturna.
Dane o odkrytych w poœredni
sposób pierœcieniach Urana, uzupe³nione o nowe wyniki obserwacji przekazanych przez sondê miêdzyplanetarn¹ Voyager 2, zawiera Tabela 3.
Tabela 3.
rami, z których czêœæ zdradza oznaki niewygas³ej specyficznej dzia³alnoœci „wulkanicznej”. Dna takich
kraterów s¹ pokryte ciemnymi plamami – pozosta³oœciami po erupcji
brudnej wody tryskaj¹cej przez
szczeliny w pokrywie lodowej. Oznacza to, ¿e pod skorup¹ lodow¹
znajduje siê warstwa wody. Na
Oberonie, jako jedynym ksiê¿ycu
Urana, zaobserwowano góry o wysokoœci do 6 km.
Na Titanii równie¿ odkryto
œlady intensywnej dzia³alnoœci
„wulkanicznej” (gejzerów brudnej
wody – „bulkanów”). Powierzchnia
lodol¹du tego ksiê¿yca jest pociêta
g³êbokimi kanionami wy¿³obionymi
prawdopodobnie przez wydostaj¹c¹ siê z wnêtrza, w okresie formowania siê pokrywy lodowej (skorupy), wodê, i to chyba – jak siê wydaje – w znacznych iloœciach. Ob-
Dane o pierścieniach Urana
Nazwa
1986U1R
6
5
4
alfa
beta
eta
gamma
delta
1986U2R
epsilon
Wielka półoś
(km)
38
41
42
42
44
45
47
47
48
50
51
Szerokość
(km)
300
900
300
600
800
700
200
700
300
100
200
Dwadzieœcia lat temu, 24
stycznia 1986 r., sonda kosmiczna
Voyager 2 osi¹gnê³a uk³ad Urana,
przekazuj¹c o nim rewelacyjne informacje. Przede wszystkim potwierdzi³a ona istnienie pierœcieni
wokó³ tej planety, a tak¿e dokona³a
odkrycia dziesiêciu nowych, niewielkich ksiê¿yców (minisatelitów).
Nastêpnie, metodami naziemnymi,
odkryto jeszcze 12 mini- czy nawet
mikrosatelitów.
Piêæ tzw. klasycznych ksiê¿yców Urana kr¹¿y po trajektoriach niezbyt odleg³ych od planety
(nawet najdalszy Oberon znajduje
siê w odleg³oœci tylko nieco ponad
pó³ miliona kilometrów), w regularnych od siebie odstêpach oraz
w p³aszczyŸnie równika planety.
Najdalszy z klasycznych satelitów, Oberon, jest pokryty krate-
2500
1–3
2–3
2–3
7–12
7–12
0–2
1–4
3–9
1–2
22–93
Mimośród
e
Nachylenie
i
0,014
0,014
0,014
0,014
0,014
0,0
0,0
0,0
1,1°
1,1°
1,1°
1,1°
1,1°
0,0°
0,0°
0,0°
0,1 ?
?
serwacje polarymetryczne (czyli
w œwietle spolaryzowanym) sugeruj¹, ¿e pokrywa ta jest porowata.
Wewnêtrzna aktywnoœæ Oberona i Titanii, a w przesz³oœci równie¿ od nich mniejszego Ariela, zosta³a najprawdopodobniej wymuszona si³ami p³ywowymi powstaj¹cymi przy wzajemnych oddzia³ywaniach ksiê¿yców i planety. Doprowadza to do znacznego rozgrzania
wnêtrza satelity, co powoduje
wzmo¿on¹ dzia³alnoœæ po³¹czon¹
z wydzielaniem siê ciep³a. Za wystêpowanie tak du¿ych si³ p³ywowych by³oby odpowiedzialne zjawisko rezonansu, doœæ powszechne
w tym uk³adzie ksiê¿yców.
Kolejny, œredniej wielkoœci,
Umbriel ma zupe³nie niepozorny
wygl¹d. Jest to dosyæ ciemny glob
(zgodnie ze swoj¹ nazw¹ – umbra
M ŁODY TECHNIK
i wystêpowaniu oczywiœcie pór roku na powierzchni danego globu.
Jeœli k¹t nachylenia osi ruchu wirowego planety do p³aszczyzny jej orbity jest mniejszy od 45°, to sytuacja na powierzchni takiej planety
staje siê bardzo osobliwa. Wystêpuj¹ wtedy bowiem na niej dwie strefy podbiegunowe, jedna podzwrotnikowa i dwie strefy mieszane ³¹cz¹ce niejako cechy stref polarnych
i tropikalnej – ca³kowicie odmienne
od stref umiarkowanych innych planet, a ju¿ zw³aszcza Ziemi. W pewnych porach roku nad taka stref¹
mieszan¹ S³oñce mo¿e przechodziæ
przez zenit, a czasem stale kr¹¿y
nad horyzontem, w ogóle nie zachodz¹c, zaœ niekiedy znowu wcale nie
wschodz¹c. A zatem w takiej strefie bywaj¹ normalne dni i noce, lecz
równie¿ wystêpuje zjawisko dnia
polarnego i nocy polarnej. Klasycznym przyk³adem planety, na której
wystêpuj¹ opisane powy¿ej strefy
klimatyczne (oraz osobliwe pory roku), jest w³aœnie Uran. W dodatku
strefa podzwrotnikowa i obie polarne s¹ bardzo w¹skie, natomiast
strefy mieszane – nader rozleg³e;
obie maj¹ szerokoœæ po oko³o 74°.
W piêæ lat po stwierdzeniu,
¿e nowo odkryty obiekt jest planet¹, William Herschel odkry³ – wieczorem 11 stycznia 1787 r. – dwa
najwiêksze ksiê¿yce Urana, nazwane potem Tytani¹ i Oberonem.
Kolejne dwa ksiê¿yce – Ariela i Umbriela – odkry³ 24 paŸdziernika 1851 roku William Lassell. Obserwowa³ on Urana w obserwatorium w Liverpoolu za pomoc¹ teleskopu o œrednicy 60 cm, stosuj¹c powiêkszenie 778 razy!
Pi¹tego z klasycznych satelitów – Mirandê – odkry³ dopiero 16
lutego 1948 r. Gerard Kuiper, przegl¹daj¹c fotografiê okolic Urana
uzyskan¹ za pomoc¹ dwumetrowego teleskopu Obserwatorium
McDonalda.
Okaza³o siê, ¿e wiêkszoœæ
ksiê¿yców Urana, zw³aszcza klasyczne, naœladuje ruch obrotowy
planety, kr¹¿¹c niemal dok³adnie
w p³aszczyŸnie jej równika (to
w³aœnie dziêki temu odkryto osobliw¹ rotacjê Urana). Œwiadczy to te¿
o wspólnym pochodzeniu tych satelitów i ich macierzystej planety.
Nim do uk³adu Urana dotar³
Voyager 2, grupa astronomów amerykañskich dokona³a w 1977 roku
51
3/2006
astro
nomia
ASTROSERWIS – MARZEC
S³oñce:
dzieñ
do 12
godzina
12
w gwiazdozbiorze Wodnika,
w znaku Ryb
w gwiazdozbiorze Ryb,
12
12
w znaku Ryb
20
w gwiazdozbiorze Ryb,
19:25
w znaku Barana
pocz¹tek astronomicznej wiosny
Ksiê¿yc:
dzieñ
godzina
6
21.16
15
00.35
22
20.10
29
12.15
pierwsza kwadra
pe³nia
ostatnia kwadra
nów
Ponadto:
1 Uran w koniunkcji ze S³oñcem,
20 pocz¹tek astronomicznej wiosny, S³oñce
wstêpuje w znak Barana 19.25,
25 Wenus w maksymalnej elongacji zachodniej,
47° od S³oñca,
26 zmiana czasu na letni wschodnioeuropejski –
z godziny 2.00 przesuwamy zegary na godzinê
3.00,
29 ca³kowite zaæmienie S³oñca, w Polsce widoczne
jako czêœciowe, do 60% œrednicy.
Wszystkie momenty podano w czasie urzêdowym
Wygraj teleskop!
Redakcja „Młodego Technika”
ogłasza konkurs na opowiadanie
science fiction pt. „Moja rodzina
przeprowadza się na Marsa”.
Długość opowiadania nie powinna
przekraczać 7 000 znaków.
Swoje prace przesyłajcie drogą
elektroniczną na adres:
activereader@mt.com.pl
do 31 marca 2006 r.
W temacie koniecznie wpiszcie:
Konkurs Astronomiczny.
Oczywiście nie zapomnijcie podać
swoich danych: imienia, nazwiska, adresu, wieku.
Autor najlepszego opowiadania otrzyma fantastyczną nagrodę
Teleskop „Meade/Bresser” Messier R-90.
Sponsorem nagrody jest ASTROKRAK (www.astrokrak.pl)
Messier R-90 jest refraktorem achromatycznym o średnicy obiektywu
90mm i ogniskowej 900 mm. Umożliwia on m. in. prowadzenie bardzo
ciekawych obserwacji planet i Księżyca, a także gwiazd oraz bardzo
wielu obiektów mgławicowych z katalogu Messiera i NGC”.
Nagrodzone opowiadanie zamieścimy w „Młodym Techniku” na CD.
po ³acinie znaczy cieñ) bez ¿adnych charakterystycznych
struktur na swojej powierzchni – oprócz oczywiœcie kraterów (w tym jednego o œrednicy 100 km z wyraŸn¹, du¿¹ jasn¹ plam¹ poœrodku) i jednego, jedynego jasnego pasmapierœcienia przebiegaj¹cego miêdzy du¿ymi kraterami. Pozostaje ci¹gle jeszcze zagadk¹, dlaczego Umbriel jest tak
ciemny, jakby przysypany by³ py³em wêglowym. Byæ mo¿e
brak aktywnoœci wewnêtrznej spowodowa³, ¿e spadaj¹ce
na niego meteoryty (chondryty wêgliste?) pokry³y powierzchniê niemal jednolit¹ warstw¹ rozkruszonego materia³u,
który nie uleg³ wymieszaniu z wod¹ (i lodem) ani te¿ nie
zosta³ wymyty (sp³ukany), poniewa¿ po utworzeniu lodol¹du woda ju¿ nie mog³a siê wydobyæ na zewn¹trz.
Nastêpny, czwarty pod wzglêdem rozmiarów, Ariel
ma wielce urozmaicon¹ powierzchniê ze œladami póŸniejszej dzia³alnoœci „geologicznej”. Oprócz licznych kraterów
widniej¹ na niej jasne i ciemne obszary, doliny, wiele szczelin i rozga³êziaj¹ce siê pêkniêcia. Niektóre formacje przypominaj¹ rozleg³e doliny ryftowe o g³adkich dnach (w przesz³oœci byæ mo¿e wype³nione wod¹). St¹d w³aœnie wynika, ¿e
Ariel tak¿e wykazywa³ aktywnoœæ wewnêtrzn¹.
Doœæ du¿¹ niespodziankê w tej grupie sprawi³a najmniejsza i najbli¿ej – spoœród klasycznych ksiê¿yców –
obiegaj¹ca Urana niewielka Miranda. Jej powierzchnia nosi
œlady jakiejœ potwornej kosmicznej katastrofy. Oprócz ma³ych i œredniej wielkoœci kraterów widnieje na niej ogromna
nieregularna formacja nazwana „prostok¹tnym okiem byka”. Inna formacja – owal (jakby boisko) sk³adaj¹cy siê
z biegn¹cych woko³o w¹skich bruzd („torów wyœcigowych”) – zosta³a nazwana Circus Maximus. Ponadto powierzchnia lodol¹du Mirandy jest pociêta kilkoma g³êbokimi
(do 20 km!) kanionami. Ich strome urwiska ods³aniaj¹ zarówno stare, jak i m³ode warstwy. Byæ mo¿e po ukszta³towaniu siê tego ksiê¿yca, ale przed zakoñczeniem procesu
jego ewolucji, uderzy³ w niego wielki meteoryt, skutecznie
naruszaj¹c tworz¹ce siê struktury (a¿ do ich rozbicia w³¹cznie?), w wyniku czego Miranda d³ugo „nie mog³a dojœæ do
siebie”. Niestety, Voyager 2 przes³a³ zobrazowania tylko
jednej pó³kuli tego satelity (z oczywistych zreszt¹ wzglêdów – druga nie by³a oœwietlona), a nie wykluczone, ¿e rozwi¹zanie zagadki „tragedii” Mirandy kryje siê w³aœnie na
drugiej pó³kuli, na antypodach „prostok¹tnego oka byka”.
Na ma³ej Mirandzie wystêpuj¹ zatem obok siebie formacje spotykane na Marsie (g³êbokie doliny-kaniony), Ganimedesie (pokryte bruzdami obszary), Merkurym („formy
chaosu”) i Ksiê¿ycu (rejony wysokogórskie).
Dodajmy jeszcze, i¿ przeciêtna gêstoœæ piêciu klasycznych satelitów Urana wynosi od oko³o 1100 kg/m3 dla
Mirandy, 1700 kg/m3 dla Ariela, 1400 kg/m3 dla Umbriela,
1700 kg/m3 dla Titanii i 1600 kg/m3 dla Oberona.
Dwadzieœcia dwa niedawno okryte mini- i mikrosatelity to niewielkie ciemne obiekty. Tylko Puck i Rosalida
z pierwszej grupy oraz Sycorax z ostatniej maj¹ rozmiary
ponadstulikometrowe, zaœ na ksiê¿ycu Puck zaobserwowano równie¿ kratery uderzeniowe, co prawda niezbyt liczne.
Ponadto uwa¿a siê, ¿e satelity ostatniej, trzeciej grupy obiegaj¹ce Urana ruchem wstecznym (ale prostym
wzglêdem biegu planety wokó³ S³oñca) o silnie ekscentrycznych orbitach, nie s¹ genetycznie z nim zwi¹zane, lecz
s¹ prawdopodobnie przechwyconymi planetoidami z grupy
tzw. Centaurów. Nazwa ta pochodzi od ich g³ównego
przedstawiciela, planetoidy Chiron, odkrytej przez Charlesa
Kowala w 1977 r. !
