 |
2. osa: Päikesesüsteem |
|
|
Asteroidid1772. a. avaldas saksa astronoom J. D. Titius lihtsa reegli, mille järgi saab küllalt täpselt arvutada kõigi planeetide keskmised kaugused Päikesest. Tänapäeval tuntakse seda Titius-Bode reegli nime all ning teda väljendab matemaatiliselt valem
kus n on planeedi järjekorranumber alates Maast ning a vastava planeedi keskmine kaugus Päikesest. Valem on õige ka Veenuse ja Merkuuri korral kui n väärtuseks võtta vastavalt 0 ja -1. Algul numbrimänguna tundunud reeglile lisas usutavust Uraani avastamine 1781. aastal. W. Herschel leidis ta Päikesest 19,2 a.ü. kauguselt (valem annab 19,6 a.ü.). Kõige intrigeerivam oli aga Titius-Bode reegli puhul see, et ta ennustas Marsi ja Jupiteri orbiitide vahele senitundmatu planeedi. Selle leidiski 1. jaanuaril 1801 itaalia astronoom G. Piazzi ja pani talle nimeks Ceres. Tema keskmine kaugus Päikesest -- 2,77 a.ü. -- langeb suurepäraselt kokku ennustatuga (2,8 a.ü.). Paraku ei õnnestunud Cerest teleskoobis näha kettakujulisena nagu kõiki teisi planeete enne teda. Ka ei jäänud ta ainsaks omataoliseks: 8. märtsil 1802 avastas saksa arst ja astronoom H. Olbers umbes samal kaugusel Päikesest veel teise planeedi, mille nimeks sai Pallas. Sellele järgnesid 1804. a. Juno ja 1807. a. Vesta avastamine, viimane muide jällegi H. Olbersi poolt. Ka nemad olid nii väikesed, et ei paistnud teleskoobis punktist suurematena. Seetõttu hakati neid W. Herscheli ettepanekul kutsuma asteroidideks, mis kreeka keeles tähendab "tähekujulised". Sageli kasutatakse ka nimetust "väikeplaneedid", harvem "planetoidid".Järgmine asteroid Heba avastati alles 1845. aastal, kuid 1850. aastaks oli neid avastatud juba kümme. 1891. aastal, kui oli teada 322 asteroidi, võttis saksa astronoom M. Wolf nende otsimisel kasutusele fotograafia ja väikeplaneetide avastamise tempo tõusis tublisti. Tuhandes asteroid avastati juba 1923. aastal. M. Wolf ise avastas neid 230. (Võrdluseks, praegune rekordiomanik E. Bowell on aastatel 1977-1988 avastanud 412 asteroidi.) Avastamise järel antakse asteroidile kõigepealt esialgne tähistus, mis koosneb aastaarvust ja sellele järgnevast kahest ladina suurtähest. Neist esimene näitab seda kalendrikuu poolt, millal avastus tehti, teine aga omistatakse avastamise järjekorras. Kui sellel kuu poolel on avastatud rohkem kui 25 asteroidi (tähestiku 26 tähest jääb välja 'I' sarnasuse pärast numbriga '1'), siis lisatakse indeks 2 jne. Näiteks 1991 CE tähistab selle aasta veebruari esimesel poolel avastatud viiendat väikeplaneeti. Esialgseid tähistusi omistatakse praegu aastas rohkem kui 1000. Kui asteroidile on leitud usaldusväärne orbiit ja teda on vaadeldud vähemalt kahes positsioonis, siis omistatakse asteroidile number. Alles pärast nummerdamist võib asteroidile anda nime. Traditsiooniliselt kuulub nime panemise õigus avastajale. Tavaliselt kirjutatakse asteroidi nime ette ka tema number, näit. 2212 Hephaistos. Tähistuste andmist koordineerib Väikeplaneetide Keskus Cambridge's (USA). Selline mitmeastmeline tähistuste andmine on vajalik seepärast, et paljud esialgse tähistuse saanud asteroididest on tegelikult juba kunagi varem avastatud, paljusid aga ei nähta enam iialgi. Sellistele ettevaatusabinõudele vaatamata pole pärast 1980. aastat enam kordagi nähtud ligi viitkümmet numbri saanud asteroidi. 1998. aasta 11. veebruari seisuga oli numbri saanud 8319 asteroidi (aasta varem 7508 asteroidi). Algul pandi asteroididele mütoloogiast pärinevaid nimesid, kusjuures need pidid kindlasti olema naissoost, näit. 6 Hebe, 22 Kalliope, 30 Urania jt. Järgnevalt võeti kasutusele geograafilised nimed. Esialgu pidid nemadki olema "naissoost" -- lõppema 'a' tähega, näit 50 Virginia, 52 Europa, 67 Asia jt. Edaspidi hakati asteroididele andma ka tuntud meessoost isikute nimesid, millele lisati lõppu jällegi 'a', näit. 187 Lamberta, 852 Vladilena (V. I. Lenini järgi). Pikapeale 'a' lisamisest loobuti. Ka Eesti on asteroidide maailmas äramärkimist leidnud. Nime 'Estonia' andis soome astronoom Y. Väisälä tema poolt 1939. a. avastatud asteroidile number 1541. Asteroid number 2099 kannab kuulsa eesti astronoomi E. Öpiku nime. Asteroidide asualad
Mitte kõik asteroidid ei liigu Marsi ja Jupiteri orbiitide vahel. Esimese taolise asteroidina avastati 1873. a. 132 Aethra, mille periheel jääb Marsi orbiidi sisse. 1898 avastatud 433 Eros lähenes samal aastal Maale vaid 22 miljoni kilomeetri kaugusele. Tema periheel (1,13 a.ü.) asub ainult natuke kaugemal Maa orbiidist. Kõige lähemale on Maale tulnud Hermes 1937. aastal (800000 km). Kahjuks ei õnnestunud ta orbiiti täpselt määrata ja seetõttu ei ole teda nagu paljusid teisigi taolisi asteroide enam kordagi nähtud ning seega pole talle ka numbrit antud. Maale lähenevatest asteroididest sai eriti kuulsaks 1949. a. avastatud Ikarus (Icarus), mille järjekordsel lähenemisel Maale 1968. aastal ennustati kokkupõrget. Selline hirm pole sugugi aluseta, on ju suured kraatrid Kuul, Marsil, Maal ja mujal tekkinud just asteroididega kokkupõrkamise tulemusel. Marsist lähemale tulevaid asteroide -- neid on teada alla saja -- võib jagada kolme tüüpi, mida nimetatakse tuntuima esindaja järgi. Amori-tüüpi asteroidide periheel jääb vahemikku 1 kuni 1,3 a.ü., st. natuke kaugemale Maast, Apollo-tüüpi asteroidid tulevad aga Päikesele lähemale kui Maa. Kui seejuures ka tema keskmine kaugus Päikesest on Maa omast väiksem, siis kuulub see asteroid Ateni tüüpi. See jaotus vastab vaid hetkeseisule, planeetide häirituste mõjul lähevad paljud asteroidid ühest tüübist teise. Nende hulka kuuluvad ka kõige eksootilisemate orbiitidega asteroidid: 2212 Hephaistos on suurima ekstsentrilisusega (0,83), 1973 NA orbiidi tasandil on suurim kalle ekliptika suhtes (68) ja 1983 TB lähenes Päikesele vaid 0,14 a.ü. kaugusele. Esimene asteroidide vööst kaugemal paiknev asteroid 588 Achilles avastati 1904. a. Tema orbiit langeb täpselt kokku Jupiteri omaga. Praeguseks on taolisi asteroide avastatud umbes 20, kusjuures nimed on neile pandud Trooja sõja tegelaste järgi. Troojalased, nagu neid tervikuna kutsutakse, jagunevad kaheks rühmaks, millest üks liigub 60 Jupiterist eespool, teine samapalju tagapool. Tegemist on süsteemi Päike-Jupiter tasakaalu punktidega, mida kutsutakse Lagrange'i punktideks kuulsa prantsuse matemaatiku järgi, kes selliste punktide olemasolu juba 1772. a. teoreetiliselt ennustas. 1977. a. avastati esimene asteroid, mis liigub kaugemal kui Jupiter. Ta sai nimeks 2060 Chiron ning tema keskmine kaugus Päikesest on 13,7 a.ü. ja tiiruks ümber Päikese kulub tal tervelt 50 aastat. Suure ekstsentrilisuse (0,38) tõttu on ta periheelis Päikesele veidi lähemal kui Saturn, afeelis aga kaugeneb peaaegu Uraani orbiidini. Hiljem on leitud veel 5335 Damocles, mille orbiit jääb Marsi ja Uraani vahele, ja Saturni ning Neptuuni vahemikus tiirutav 5145 Pholus. Need Kentauride rühmaks kutsutavad väikekehad sarnanevad ilmselt rohkem komeetidele kui asteroididele ja ilmselt on paljud neist veel avastamata. Asteroidide suurused ja kujudNagu nimigi ütleb, paistavad asteroidid tähesarnastena, st. erinevalt planeetidest pole neil tavaliselt võimalik teleskoobis ketast näha ega otseselt lõbimõõtu mõõta. Sellest hoolimata püüdis silmapaistev ameerika astronoom-vaatleja E. Bernard sajandivahetusel seda nelja heledama asteroidi puhul teha. Taolised mõõtmised on aga võimaluste piiril ja sellepärast polnud ka saadud tulemused kuigi kindlad, kuid paremate puudumisel olid kasutusel üle poole sajandi. Ülejäänud asteroidide jaoks on see meetod aga täiesti mõeldamatu. Kõige massilisemalt saab väikeplaneetide läbimõõte leida fotomeetrilise meetodiga. Mõõtes mingi asteroidi heleduse ning teades tema kaugust nii Maast kui Päikesest, saaks läbimõõdu lihtsalt arvutada, kui oleks teada ka ta pinna peegeldusvõime (albeedo). Albeedo saab aga arvutustest elimineerida, kui lisaks mõõta asteroidilt tulev soojuskiirgus (pikalaineline infrapunakiirgus). Antud läbimõõdu juures on asteroid seda heledam, mida rohkem ta päikesekiirgust tagasi peegeldab (st. mida suurem on tema pinna albeedo), kuid seda vähem ta kiirgust neelab ning soojeneb ja tema poolt kiiratav soojuskiirgus väheneb. Kui on teada objekti läbimõõt, siis saab loomulikult välja arvutada ka tema albeedo.Taolise meetodiga on leitud praeguseks mitmesaja asteroidi läbimõõdud ja albeedod. Viis läbimõõdult suuremat asteroidi on 1 Ceres (914 km), 2 Pallas (522 km), 4 Vesta (526 km) ja 10 Hygiea (430 km), 3 Juno on alles viieteistkümnes. Üldse on vaid 30 asteroidi suuremad kui 200 km, 250 suuremad kui 100 km ja 700 suuremad kui 50 km. Väikseimate senivaadeldud asteroidide diameetrid on vaid mõnisada meetrit. Kõik need läbimõõdud on arvutatud eeldusel, et asteroidid on kerakujulised. Tavaliselt see aga nii ei ole, kuna nad on selle saavutamiseks liiga väikese massiga. Maapealsete vaatlustega saame asteroidi kuju kohta kõige rohkem infot siis, kui ta varjutab mõne tähe. (Veel parem on muidugi kohapeal ära käia.) Mõõtes varjutuse kestuse mitmes erinevas geograafilises punktis, saabki teada asteroidi ristlõike. Kahjuks esineb sellised sündmusi väga harva. Esimest korda õnnestus vaadelda ühe tähe varjutust Erose poolt 1975. a. Suurematest asteroididest on niiviisi mõõtmed ja kuju leitud vaid Pallasel ja Junol. Mõlemad on elliptilise ristlõikega. Teine meetod, mis võimaldab asteroidi kuju leida, on nende heleduse muutuste uurimine. Need tulenevad ebakorrapärase keha pöörlemisest -- tema päikesevalgust peegeldava pinna suurus muutub perioodiliselt. Esimesena avastati heleduse perioodiline muutumine 1898. a. Erose puhul. Heleduste muutuste põhjal selgus, et Eros on hästi pikliku kujuga (pikem mõõde on lühemast 2,5 korda suurem) ning pöörleb perioodiga 5 tundi ja 16 minutit. 1931. a. suure lähenemise ajal õnnestus neid tulemusi otseselt kontrollida. Praeguseks on heleduse muutusi vaadeldud rohkem kui 300 asteroidil. Nende põhjal leitud pöörlemisperioodid ulatuvad kahest tunnist (1566 Icarus) mõne ööpäevani. Näiteks Cerese pöörlemisperiood on veidi üle 9 tunni, Pallasel aga alla 8 tunni. Asteroidi suurus ja heledus ei ole alati kooskõlas, näiteks heledaimate asteroidide hulka kuuluv Juno on suhteliselt väike. See viitab väikeplaneetide peegeldusvõime suurtele erinevustele. Kõige heledamatel ulatub albeedo ligi 40 protsendini. Seni pole leitud asteroide, mille albeedo oleks vahemikus 5%-6%. Albeedo järgi jagunevadki asteroidid kahte küllaltki teravalt eristuvasse rühma: Suurem osa asteroididest, umbes 85%, kuulub C tüüpi. S-tüüpi asteroide on 13%. See jaotus ei sõltu oluliselt läbimõõdust. Veel peenema jaotuse saame, kui kõrvutada albeedod spektraalandmetega. Ruumiliselt ei paikne erinevat tüüpi asteroidid sugugi ühtlaselt. S-tüüpi asteroidid on koondunud vöö Päikesele lähimasse ossa. C-asteroidid seevastu asuvad vöö kaugemas osas, kuid neid on märkimisväärselt ka S-asteroidide "asualal". Tumedad on ka vööst kaugemal asuvad asteroidid, näiteks Troojalased. Sellise paiknemise põhjuseks on füüsikaliste ja keemiliste tingimuste erinevus erineval kaugusel tsentrist Päikesesüsteemi tekkimise ajal.
Veel suurem üllatus tabas uurijaid aga pärast seda, kui "Galileo " lendas 28. augustil 1992 aastal mööda asteroidist 243 Ida. Kui andmed pool aastat hiljem üle kantud said, siis selgus, et sellel Gasprast kaks korda suuremal (mõõtmed 56*24*21 km) asteroidil on kuu! Ida-st 90 km kaugusel tiirlev ja oma väiksuse (mõõtmed 1,6*1,2 km) juures üllatavalt ümar kaaslane sai nimeks Dactyl. Nii Ida kui Dactyl on tihedalt kraatritega kaetud ja peaksid olema vanemad kui miljard aastat. Arvatakse, et Ida-Dactyl süsteem on tekkinud suurema keha (läbimõõt 200-300 km) purunemisel mõnisada miljonit aastat tagasi koos teiste Koronise perekonda kuuluvate asteroididega. Kaaslaste olemasolu asteroididel kahtlustati juba ammu enne "Galileo " avastust, kuid sellele leidus ka tõsised vastuväiteid. Nüüd on igatahes selge, et vastuväited ei pea paika. Kuidas asteroidid tekkisidEsimese hüpoteesi asteroidide tekke kohta esitas H. Olbers. Selle järgi on asteroidid kunagi Marsi ja Jupiteri vahel tiirelnud planeedi jäänused. Selle vastu räägib juba asjaolu, et kõigi asteroidide, nii avastatud kui avastamata, kogumass on väiksem kui 10% Kuu massist. Teiseks pole teada ka sellist mehhanismi, mis planeedi niiviisi purustaks. Tänapäeval peetakse tõenäoseks, et tekkiva Jupiteri häiriva mõju tõttu seal planetesimaalid (kehad, mille edasisel koondumisel moodustusid planeedid) planeeti ei moodustanudki, vaid omavaheliste põrgete tõttu lagunesid asteroidideks ja meteoriitideks. Seega on asteroidide näol tegemist ühtede kõige ürgsemate Päikesesüsteemi liikmetega ja nende uurimine aitab heita pilku ka planeetide tekkele.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
[ Peatüki indeks | Õpiku tekst | Illustratsioonid | Viited | Kordamisküsimused ]
|
Õpiku tegijad / opik@obs.ee © Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-99 21. veebruar 1999
|
![[Avatud Eesti Fond]](../../pildid/oef48.gif){kind=small}
Selle õpiku valmimist on toetanud |
![[Foto 1]](pildid/composite.jpg)