2. osa: Päikesesüsteem

12. peatükk: Päikesesüsteemi stabiilsus

Jõuks, mis määrab planeetide ja nende kaaslaste liikumise, on gravitatsioon. Et praktiliselt kogu Päikesesüsteemi mass on koondunud kerakujulisse Päikesesse, on gravitatsiooniväli siin hästi kirjeldatav meile mehaanikakursusest tuntud punktmassi välja valemiga Sellises väljas liikuva punktmassi trajektooriks on ellips, mille fookus langeb ühte välja tsentriga -- täpselt nii liiguvadki kõik planeedid. Mehaanika seaduste järgi kestab selline liikumine igavesti, kui planeetidele ei mõju mingid täiendavad jõud. Aga sellised jõud on Päikesesüsteemis täiesti olemas. Maale langevate meteooride sagedus kasvab hommikutundidel -- see näitab, et Maa ei liigu ruumis vabalt, vaid "murrab endale teed" läbi meteoorse aine pilve. See pilv pidurdab Maa liikumist, planeet kaotab energiat ja peaks lõpuks langema Päikesele. Millal see sünnib, on teile paras arvutusülesanne (võtke Maa mass ja võrrelge seda päevas Maale langevate meteooride kogumassiga). Näete, et kukkumisega pole kiiret. Lisaks pidurdumisele kosmilises tolmus mõjutab planeetide liikumist teiste planeetide ja ka oma kaaslaste gravitatsiooniväli. Seegi mõju on väga nõrk ning kuna tegu on konservatiivsete jõududega, mis teatavasti ei vähenda liikumise energiat, võib planeedi orbiit (ja ka tiirlemisperiood) küll pisut muutuda, kuid orbiidi põhiparameetrid -- kaugus Päikesest ja ekstsentrilisus -- on väga püsivad suurused. Mõnevõrra muutlikum on planeetide pöörlemine. Siin on tegu kahe mehaanikas hästi uuritud nähtuse -- pretsessiooni ja loodeliste jõududega. Mõlema põhjuseks on gravitatsioonivälja tugevuse kahanemine välja allikast eemaldumisel: Päike tõmbab Maa tema poole pööratud külge mõnevõrra tugevamini, kui "tagumist" külge. Et Maa telg on tõmbejõu suhtes "viltu" (mitte risti), Maa ise aga lapik, tekib jõupaar, mis püüab telge "õigeks" pöörata. Vurri liikumise teooriast aga teame, et ümber kukkumise asemel hakkab selle telg pöörduma vertikaali (planeedi korral orbiidi tasandi normaali) ümber, kusjuures kaldenurk ise ei muutu. Seda liikumist nimetataksegi pretsessiooniks, Maa telg teeb näiteks ühe täistiiru 26 000 aastaga. Loodelised jõud tulevad mängu siis, kui pöörlev keha ei ole täiesti jäik. Maal on loodelistest nähtustest tuntud tõusu- ja mõõnalained ookeanides, mille teket seostatakse Kuu külgetõmbega. Kui Maa ei pöörleks, omandaks ookean (ja tõenäoliselt ka Maa ise) mingi tasakaalulise, Kuu suunas välja venitatud kuju (Kuu ise, olles Maa poole pööratud kogu aeg ühe ja sama küljega, ongi selles suunas välja venitatud). Pöörlemise tõttu ei jää aga maapealne "venitus" maapinna suhtes paigale, vaid liigub koos Kuuga. Seda liikumist takistavad nii vee raskus kui merepõhja kuju, teele jäävatest mandritest--saartest rääkimata. Kõige selle mõjul Maa pöörlemine aeglustub, ehkki väga pikkamööda. Iga 100 000 aastaga lisandub ööpäevale poolteist sekundit; kahekordistub ööpäeva pikkus umbes 6 miljardi aasta pärast. Loodelised jõud mõjuvad ka orbiidil liikuvale taevakehale. Tasakaalulise kiiruse ringorbiidil ümber punktmassi liikuva keha jaoks saame gravitatsiooni- ja tsentrifugaaljõu võrdsusest: Ruumilise keha puhul tähendab see valem, et näiteks Kuu Maast kaugemal olevad osad peavad liikuma orbiidil väiksema kiirusega kui lähemal olevad. Tahke keha -- ja ka gravitatsiooniliselt seotud osakeste süsteemi korral -- peavad aga kõigi osade kiirused olema võrdsed; teiste sõnadega sisejõud peavad olema suuremad süsteemi lõhkuvatest välisjõududest. Kui välisjõud on suuremad, laguneb taevakeha loodeliste jõudude toimel. See juhtub eeskätt siis, kui taevakehad on teineteisele liig lähedal; minimaalset kaugust, kus võib eksisteerida antud tihedusega (määrab sisejõudude tugevuse!) kaaslane, nimetatakse Roche'i piiriks. Kuna samasugused jõud tekivad ka planeetide lähenemisel teineteisele, määrab just stabiilsus loodeliste jõudude suhtes nii planeetide minimaalse kauguse Päikesest kui ka planeetide omavahelised kaugused. Kõik see kehtib loomulikult ka planeetide kaaslaste kohta. Senini on kõik rehkendused näidanud, et Päikesesüsteem on äärmiselt stabiilne ja võib praegusel kujul eksisteerida miljardeid aastaid. Seega jääb kosmoloogiale ülesandeks uurida, kas sellise süsteemi teke on normaalne füüsikaline nähtus või nõuab mingeid väga erilisi, vähetõenäolisi tingimusi.

[ Peatüki indeks | Õpiku tekst | Illustratsioonid | Viited | Kordamisküsimused ]

• Eelmine peatükk: Päikesesüsteemi väikekehad
• Järgmine peatükk: Päikesesüsteemi kujunemine
• Sisukord

Õpiku tegijad / opik@obs.ee © Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997 12. detsember 1997

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.