WIZJA ASTRONOMII PLASTYCZNEJ
RODZAJE I STRUKTURA
Z grubsza biorąc, planetoidy dzieli się na kilka grup. Te o najbliższych Słońcu orbitach zwłaszcza, są jasne, zbudowane z metali (np. żelaza i niklu). Wewnętrzne, zbudowane są z krzemianów, z zaznaczoną czasem, większą obecnością wody. Najdalsze, ciemne, węgliste, tzw. lodoidy, mają domieszki jeszcze bardziej lotnych substancji i pod pewnymi względami przypominają komety. Bardzo ciemne są np. planetoidy Trojańskie, które mogą też zawierać związki organiczne. A więc istnieją tu następujące rodzaje planetoid: typ C – planetoidy węgliste (75%), typ S – krzemianowe (17%) i typ M – metaliczne (pozostałe).
Istnieją tu różne czynniki wyznaczające strukturę i typologię planetoid, np. związane z parametrami ich orbit (i zależnym od nich oddziaływaniem termicznym bezpośrednim lub pośrednim Słońca), ich zmianami wewnętrznymi (jak np. rozwarstwienie, promieniotwórczość lub nawet wulkanizm) oraz oddziaływaniami wzajemnymi planetoid. Mimo zagęszczenia obiektów w pasie głównym niemożliwe jest na przykład dostrzeżenie jednej planetki z innej, tak że ewentualny statek kosmiczny przeleciałby przez tę sferę bez przeszkód. Jednak w skali milionów lat dochodziło i dochodzi między nimi do wzajemnych zderzeń, licznych zwłaszcza w początkowym okresie powstawania Układu Słonecznego, w wyniku których orbitalny ruch ulegał i ulega zakłóceniom i zmianom.
Można tu też wyróżnić różne struktury planetoid. Sonda NEAR-Shoemaker (Near-Earth Asteroid Randevous – spotkanie z poruszającym się blisko Ziemi asteroidem), która zbliżyła się do planetoidy Matylda (59x47 km) stwierdziła, że jej gęstość tylko w 40% jest większa niż gęstość wody. Poza tym pouderzeniowe duże kratery na Matyldzie przy utrzymaniu spoistości bryły planetoidy wskazały, że wewnętrzna, odporna na impakt struktura jest porowata. Wysunięto przypuszczenie, że taką budowę ma wiele planetoid. Jednak wiele z nich jest inna. Wkrótce okazało się na przykładzie planetoidy Eros, której gęstość określono na 2,4-2,67 g/cm3 , że gęstość może być znacząco większa.
Istnieje tu zatem tzw. współczynnik mikro- i makroporowatości. Ten ostatni może wahać się w przedziałach 0-15%, 15-30% i ponad 30%. Wiąże się to np. m. in. z tym, w jakim stopniu wzajemne uderzenia między planetoidami mogły spowodować przemieszczenia brył wewnątrz nich i zmiany kształtu (luźna struktura), jedynie naruszyły ich budowę (pośrednia struktura) lub pozostawiły w miarę zwarty blok (mała mikroporowatość).
Planetoida Eros należy do formy pośredniej.
Powyższy rysunek autora przedstawia planetoidę i jej przyszłą eksplorację.
Geologiczne badania planetoidy przez robota.
Materiały źródłowe:
P. Artymowicz, „Astrofizyka układów planetarnych”, Wydawnictwo Naukowe PWN, Warszawa 1995.
H. F. McSween, Jr., „Od gwiezdnego pyłu do planet”, Proszyński i S-ka, Warszawa 1996.
M. Różyczka, „W objęciach Erosa”, „Wiedza i Życie”, 2000, nr 4
O. Wołczek, „Narodziny i rozwój Układu Słonecznego”, Wydawnictwo Alfa, Warszawa 1985.
Tagi: planetoidy
