Mõiste "kääbusplaneet" on viimase paari aasta jooksul saanud ennekuulmatu populaarsuse. Päikese ümber tiirlevate objektide kolmepoolse kategooriate kategooria osana võeti see termin 2006. aastal vastu Neptuuni orbiidist kaugemale jäävate objektide avastamise tõttu, mille suurus oli võrreldav Pluutoga. Sellest ajast alates on seda kasutatud paljude päikesesüsteemi objektide kirjeldamiseks, häirides vana klassifikatsioonisüsteemi, millel oli üheksa planeeti.
Samuti on see termin tekitanud segadust ja poleemikat, eriti seoses selle kasutamisega Pluuto-sugustes kehades. Sellest hoolimata tunnistab Rahvusvaheline Astronoomia Liit (IAU) viis päikesesüsteemi keha kääbusplaneedina, lähiaastatel tuvastatakse veel kuus ja umbes 200 sellist keha võib asuda Kuiperi vööndis.
Definitsioon
IAU poolt 2006. aastal vastu võetud definitsiooni kohaselt on kääbusplaneet “tähe orbiidil olev taevakeha, mis on piisavalt massiivne, et seda saaks ümardada oma raskusjõu järgi, kuid mis ei puhasta lähimat piirkonda planeetide hulgast ega ole satelliit. Lisaks peab selle mass olema piisav survetugevuse ületamiseks ja hüdrostaatilise tasakaalu saavutamiseks."
Sisuliselt viitab see termin mis tahes planeedi massiobjektile, mis ei ole planeet ega looduslik satelliit, mis vastab kahele põhikriteeriumile. Esiteks peab see asuma Päikese otsesel orbiidil ega tohi olla kuu ümber teise keha. Teiseks peab see olema piisavalt massiivne, et oma raskusjõu mõjul omandada sfäärilise kuju. Ja erinevalt planeedist ei pea ta oma orbiidi ümbrust puhastama.
Suurus ja kaal
Reklaamvideo:
Keha ümardamiseks peab see olema piisavalt massiivne, et raskusjõust saaks domineeriv jõud, mis mõjutab keha kuju. Selle massi tekitatud siserõhk viib pinna plastiliseks muutumiseni, tasandades kõrgeid tõuse ja täites lohke. Väikesed, vähem kui kilomeetri läbimõõduga kehad seda ei tee (nagu asteroidid), neid kontrollivad jõud, mis jäävad väljapoole nende enda gravitatsioonijõude, mis kipuvad säilitama ebakorrapäraseid vorme.
Suurimad teadaolevad Neptunuse-alused objektid (TNO)
Vahepeal mitu kilomeetrit ristuvad kehad - kui raskusjõud on küll märkimisväärne, kuid mitte domineeriv - omandavad sferoidi või "kartuli" kuju. Mida suurem on keha, seda suurem on selle siserõhk, kuni see muutub sisemise survetugevuse ületamiseks ja hüdrostaatilise tasakaalu saavutamiseks piisavaks. Sel hetkel muutub keha nii ümaraks kui võimalik, arvestades selle pöörlemist ja loodete mõju. See on kääbusplaneedi piiri määratlus.
Kuid pöörlemine võib mõjutada ka kääbusplaneedi kuju. Kui keha ei pöörle, on see kera. Mida kiiremini see pöörleb, seda pikemaks või mitmekülgsemaks muutub. Selle äärmuslik näide on Haumea, mis on peateljel peaaegu kaks korda pikem kui poolustel. Loodete jõud põhjustab ka keha pöörlemise järkjärgulist blokeerimist ja keha jääb ühe küljega kaaslasele vastu. Äärmuslik näide sellisest süsteemist on Pluuto - Charon, mõlemad kehad on omavahel korrapäraselt lukustatud.
IAU ei määra kääbusplaneetide suuruse ja massi ülemist ja alumist piiri. Kuigi alumine piir määratakse hüdrostaatilise tasakaalu saavutamise kaudu, sõltub selle objekti suurus või mass selle koostisest ja termilisest ajaloost.
Näiteks kõvadest silikaatidest (nagu kivised asteroidid) valmistatud kehad peavad saavutama hüdrostaatilise tasakaalu, mille läbimõõt on umbes 600 kilomeetrit ja mass 3,4 x 10 ^ 20 kg. Veejääst vähem jäiga keha puhul on see piir lähemal 320 km ja 10 ^ 19 kg. Seetõttu puudub praegu kääbusplaneedi määratlemiseks selle suuruse või massi põhjal konkreetne standard, vaid selle määratlemisel kasutatakse tavaliselt selle kuju.
Orbiidi asend
Lisaks hüdrostaatilisele tasakaalule on paljud astronoomid nõudnud planeetide ja kääbusplaneetide vahele joone tõmbamist, lähtudes nende suutmatusest "oma orbiidi ümbrust puhastada". Lühidalt, planeedid suudavad kokkupõrke, püüdmise või gravitatsioonihäirete abil eemaldada väiksemad kehad oma orbiidi lähedal, kusjuures kääbusplaneetidel pole selle saavutamiseks vajalikku massi.
Planeedi orbiidi puhastamise tõenäosuse arvutamiseks esitasid planeediteadlased Alan Stern ja Harold Levinson parameetri, mida nad tähistavad tähega "lambda".
See parameeter väljendab kokkupõrke tõenäosust sõltuvalt objekti orbiidi antud kõrvalekaldest. Selle parameetri väärtus Sterni mudelis on proportsionaalne massi ruuduga ja pöördvõrdeline ajaga ning seda saab kasutada keha potentsiaali hindamiseks oma orbiidi läheduses.
Astronoomid, nagu New Yorgi ülikooli teadlane ja Ameerika loodusmuuseumi kolleeg Stephen Soter, soovitavad selle parameetri abil tõmmata piir planeetide ja kääbusplaneetide vahele. Soter pakkus välja ka parameetri, mida ta nimetab planetaarseks diskrimineerijaks - tähistatud mu-tähega - mis arvutatakse keha massi jagamisel teiste samal orbiidil olevate objektide kogumassiga.
Tunnustatud ja võimalikud kääbusplaneedid
Praegu on viis kääbusplaneeti: Pluuto, Eris, Makemake, Haumea ja Ceres. Ainult Cerest ja Pluutot on piisavalt jälgitud, et olla vaieldamatult selles kategoorias. IAU otsustas, et nimetamata trans-Neptuuni objektid (TNO), mille absoluutväärtus on heledam kui +1 (ja matemaatiliselt piiratud minimaalse läbimõõduga 838 km), tuleks liigitada kääbusplaneedideks.
Potentsiaalsete kandidaatide hulka kuuluvad praegu Orc, 2002 MS4, Salazia, Qawar, 2007 OR10 ja Sedna. Kõik need objektid asuvad Kuiperi vöös; välja arvatud Sedna, mida vaadeldakse eraldi - eraldi klassi dünaamilisi TNO-sid välises päikesesüsteemis.
Võimalik, et Päikesesüsteemis on veel 40 objekti, mida võib õigustatult nimetada kääbusplaneedideks. Arvatakse, et pärast selle uurimist võib Kuiperi vööst leida kuni 200 kääbusplaneeti ja väljaspool seda vööd võib nende arv ületada 10 000.
Erimeelsused
Kohe pärast IAU otsust planeedi määratlemise kohta avaldasid mitmed teadlased oma nõusolekut. Mike Brown (Erise avastanud Caltechi grupi juht) nõustub vähendama planeetide arvu kaheksale. Kuid mitmed astronoomid, nagu Alan Stern, on kritiseerinud IAU määratlust.
Stern väidab, et sarnaselt Pluutoga ei tee ka Marss, Jupiter ja Neptuun oma orbiiditsoone täielikult puhtaks. Maa pöörleb ümber Päikese 10 000 Maa lähedal asuva asteroidiga, mis Sterni hinnangul on vastuolus Maa orbiidi puhastamisega. Vahepeal saadab Jupiteri orbiidirajal 100 000 Trooja asteroidi.
2011. aastal viitas Stern Pluutole kui planeedile ja pidas teisi kääbusplaneete nagu Cerese ja Eris, samuti suuri kuid täiendavateks planeetideks. Teised astronoomid väidavad siiski, et kuigi suured planeedid ei tee oma orbiiti puhtaks, on neil täielik kontroll teiste orbiiditsoonis asuvate kehade orbiitide üle.
Planeetide uue määratluse teine vastuoluline rakendus puudutab päikesesüsteemist väljaspool olevaid planeete. Päikeseväliste objektide tuvastamise meetodid ei määra otseselt, kas objekt puhastab orbiidi, ainult kaudselt. Selle tulemusel kiitis IAU 2001. aastal heaks päikeseväliste planeetide eraldi töötavad määratlused, sealhulgas kahtlase kriteeriumi: „Päikesevälise objekti planeediks pidamiseks vajalik minimaalne mass / suurus peab vastama päikesesüsteemi jaoks aktsepteeritud parameetritele.
Kuigi kõik IAU liikmed ei pooldanud selle planeetide ja kääbusplaneetide määratluse vastuvõtmist, teatas NASA hiljuti, et kasutab IAU kehtestatud uusi suuniseid. Sellest hoolimata pole arutelu 2006. aasta otsuse üle veel lõppenud ja võime väga oodata edasisi arenguid sellel rindel, kui avastatakse ja tuvastatakse rohkem "kääbusplaneete".
Kääbusplaneeti on IAU standardite järgi üsna lihtne määratleda, kuid päikesesüsteemi kolmetasandilisse klassifitseerimissüsteemi sobitamine muutub keerulisemaks, kui meie arusaam universumist laieneb.
Ilja Khel
