Gromady kuliste

16
Gromada kulista – zazwyczaj sferycznie symetryczne zgrupowanie powiązanych grawitacyjnie gwiazd z wyraźną, silną ich koncentracją w kierunku centrum (niektórzy naukowcy wyróżniają morfologiczną podklasę gromad eliptycznych). Gromady kuliste zwykle liczą od stu tysięcy do miliona gwiazd, natomiast ich średnice (np. wyznaczane z prędkości radialnych gwiazd obserwowanych na brzegach gromady, rozmiarów kątowych i odległości) zawierają się w przedziale od 6 do 70 parseków. Odkrycie pierwszej gromady kulistej przypisuje się Johannowi Abrahamowi Ihlemu, który obserwując w 1665 roku Saturna, w gwiazdozbiorze Strzelca odnalazł znajdującą się obok gromadę M22[
Gromady kuliste
Gromada kulista omega Centauri, najjaśniejsza na ziemskim niebie.
16 tysięcy lat świetlnych od Słońca
Gromady kuliste, których nazwa wskazuje na ich charakter. To sferyczne skupiska gwiazd, zwykle już bardzo starych, o bardzo dużej ich gęstości w porównaniu z otoczeniem, która rośnie w miarę zbliżania się do centrum takiej gromady, osiągając tam wartość nawet 100 czy 1000 gwiazd na parsek sześcienny.
Gromady kuliste
Gromada Herkulesa (znana również jako Messier 13, M13 lub NGC 6205) M13 jest gromadą o średnicy około 145 lat świetlnych i znajduje się w odległości 25,1 tysiąca lat świetlnych od Ziemi
Gromady kuliste mogą mieć do nawet 300 lat świetlnych średnicy i zawierać od dziesiątek tysięcy do nawet 10 milionów gwiazd. Choć w większości mniej masywnych od Słońca, przez co ilościowo masa przeciętnej gromady kulistej to mniej więcej 100 tysięcy mas Słońca. Największa w Galaktyce gromada Omega Centauri waży około 4 milionów mas Słońca, co oznacza, że średnia masa gwiazdy w tej gromadzie to około 0,4 masy Słońca.

Gwiazdy w gromadach kulistych są tak gęsto upakowane, że panujące tam warunki można porównać z tymi w ścisłych centrach galaktyk. A niebo na hipotetycznej planecie krążącej wokół jednej z gwiazd w gromadzie kulistej byłoby dość jasne nawet nocą, wielokrotnie jaśniejsze niż podczas pełni Księżyca. Jednak nie wszędzie w takiej gromadzie panowałby ogromny blask. W zewnętrznych częściach gromad, nawet gęsto upakowane gwiazdy nie zapewniłyby nocą na hipotetycznej planecie, aż tak dużej jasności jak nasze Słońce za dnia. To oczywiście uległoby zmianie wraz ze zbliżaniem się do centrum gromady, gdzie gęstość gwiazd lawinowo rośnie, ale tez istnienie stabilnych układów planetarnych w takich miejscach jest mało prawdopodobne.
Gromady kuliste
NGC 362 (również GCL 3 lub ESO 51-SC13) – gromada kulista, znajdująca się w gwiazdozbiorze Tukana w odległości ok. 28 tys. lat świetlnych
Tym co sprawia, że gromady kuliste wciąż nie nudzą się astronomom jest ich geneza. Wciąż nie wiemy bowiem dokładnie skąd wzięły się na przestrzeni historii. Owszem udaje się nam poznać historię tego, albo innego obiektu, czy nawet ich znaczącej grupy, ale zaraz pojawia się inna gromada kulista, której istnienie można uzasadnić w jeszcze inny sposób.

W Galaktyce znamy około 150 - 200 gromad kulistych i z pewnością nie jest to liczba ostateczna. W Galaktyce Andromedy ta liczba jest dwukrotnie większa. I na tym nie koniec. Ogromne galaktyki eliptyczne, mogą zawierać tysiące gromad kulistych. Dla przykładu ogromna galaktyka M87 zawiera wedle szacunków ponad 10 tysięcy gromad kulistych. Przypuszcza się, że spora ich cześć to gromady "kradzione".
Gromady kuliste
Palomar 2 – gromada kulista znajdująca się w odległości około 88 700 lat świetlnych od Ziemi
W galaktykach spiralnych jak nasza, gromady kuliste znaleźć można na mocno wydłużonych orbitach, które znajdują się halo galaktycznym, czyli sferycznej luźnej strukturze wokół Drogi Mlecznej. Część z nich znajduje się nieco bliżej centralnego zgrubienia galaktycznego i to sprawia, że geneza obu tych grup gromad kulistych może być odmienna.

Niektóre z tych znajdujących się w halo mogą być po prostu pozostałościami po mniejszych galaktykach skonsumowanych kiedyś przez Drogę Mleczną. Takie wyjaśnienie w przypadku największej gromady kulistej w Galaktyce, znanej jako Omega Centauri, mogą wspierać obserwacje wskazujące na istnienie w jej centrum supermasywnej czarnej dziury.

Reszta gromad w halo galaktycznych, a także te położone bliżej centralnej części dysku galaktycznego (galaktyczne zgrubienie) mogły powstać w bardziej klasyczny sposób z rozległych i gęstych chmur materii. Nie ma jednak tu reguły, gdyż orbity gromad kulistych bywają skomplikowane i nie pasują do jednego wzorca.
Gromady kuliste
NGC 1851 (również GCL 9 lub ESO 305-SC16) – gromada kulista, znajdująca się w gwiazdozbiorze Gołębia. Jest oddalona o około 39,5 tys. lat świetlnych od Słońca
Gromady kuliste wbrew potocznemu przekonaniu, które być może wynieśliście ze szkoły, nie są obiektami o ściśle określonym wieku. Kiedyś co prawda uważano, że gromady kuliste to najstarsze struktury w Galaktyce jak i Wszechświecie, złożone są wyłącznie z bardzo starych gwiazd o zbliżonym wieku.

Z czasem obserwacje pokazały, że wiek gwiazd w gromadach kulistych może być bardzo zróżnicowany i wcale nie musi być porównywany z wiekiem Wszechświata. Może być znacznie mniejszy, a gwiazdy mogą mieć różną metaliczność, czyli pochodzić z różnych etapów historii kosmosu. Mimo to poprawnym wydaje się założenie, że większość takich klasycznych gromad kulistych, szczególnie tych z gwiazdami bardzo starymi, powstać mogło tylko w dawnych czasach, gdy gęstość materii międzygwiazdowej była większa niż jest obecnie.
Gromady kuliste
Messier 79 (M79, NGC 1904) – gromada kulista w gwiazdozbiorze Zająca. M79 znajduje się w odległości około 42,1 tys. lat świetlnych od Ziemi i oddala się z prędkością ok. 200 km/s.
Natomiast różne kosmiczne „przygody” na przestrzeni miliardów lat, doprowadzić mogły do zróżnicowania wieku tworzących je gwiazd. A nawet do zmniejszenia masy gromady, na przykład poprzez odarcie jej z gwiazd w wyniku oddziaływania grawitacyjnego w sytuacji, gdy gromada ma taką orbitę, że zbliża się czasem znacząco do masywnego centrum galaktyki.

Niezależnie od tego jak powstały gromady kuliste, są one bardzo interesującym zbiorem gwiazd. To w nich na stosunkowo niewielkiej przestrzeni znajdziemy zarówno mocno odewaluowane obiekty, w tym liczne białe karły, jak i gwiazdy wciąż na głównej ścieżce swojej ewolucji, ale są też jednymi z najstarszych w kosmosie. Wiek gromad kulistych, który można określić poprzez analizę diagramu Hertzsprunga-Russella, pomocny jest w ocenie wieku zawierających je większych struktur (galaktyk, a nawet Wszechświata).
Gromady kuliste
NGC 2298 (również GCL 11 lub ESO 366-SC22) – gromada kulista, znajdująca się w gwiazdozbiorze Rufy. Jest oddalona o 35,2 tys. lat świetlnych od Słońca
Gromady kuliste
NGC 2419 (również Intergalaktyczny Wędrowiec lub GCL 12) – gromada kulista znajdująca się w gwiazdozbiorze Rysia.
Wyróżnia się spośród innych gromad kulistych Galaktyki tym, że znajduje się na jej dalekich peryferiach – jej odległość od centrum Galaktyki to 293,2 tys. lat świetlnych, zaś od Słońca dzieli ją około 269,4 tys. lat świetlnych
Gromady kuliste
NGC 2808 (również GCL 13 lub ESO 91-SC1) – gromada kulista znajdująca się w gwiazdozbiorze Kila. Jest położona w odległości 31,3 tys. lat świetlnych od Słońca i 36,2 tys. lat świetlnych od centrum Galaktyki
Gromady kuliste
Messier 68 (również M68 lub NGC 4590) – gromada kulista ósmej wielkości w gwiazdozbiorze Hydry. M68 znajduje się w odległości około 33,6 tys. lat świetlnych od Ziemi oraz 33,3 tys. lat świetlnych od centrum Galaktyki. Zbliża się do Słońca z prędkością 112 km/s. Gromada ma średnicę około 106 lat świetlnych
Gromady kuliste
Messier 53 (również M53, NGC 5024) – gromada kulista w gwiazdozbiorze Warkocza Bereniki.
M53 jest oddalona od Ziemi o około 58 tys. lat świetlnych i zbliża się z prędkością 112 km/s. Odległość od centrum naszej galaktyki wynosi ok. 60 tys. lat świetlnych. Średnica gromady wynosi około 220 lat świetlnych. Jądro gromady ma średnicę 34 lat świetlnych.
Gromady kuliste
NGC 5694 (również GCL 29 lub ESO 512-SC10) – gromada kulista, znajdująca się w gwiazdozbiorze Hydry w odległości 114,2 tys. lat świetlnych od Słońca i 95,9 tys. lat świetlnych od centrum Galaktyki
Gromady kuliste
NGC 5286 (również GCL 26 lub ESO 220-SC38) – gromada kulista znajdująca się w gwiazdozbiorze Centaura. Jest położona w odległości ok. 38,2 tys. lat świetlnych od Słońca oraz 29 tys. lat świetlnych od centrum Galaktyki
Gromady kuliste
Messier 19 (znany również jako M19 lub NGC 6273) – gromada kulista w gwiazdozbiorze Wężownika, M19 jest jedną z najbardziej spłaszczonych gromad kulistych. Znajduje się w odległości 28 tysięcy lat świetlnych (8,6 kpc) od Ziemi i zaledwie 5,2 tysięcy lat świetlnych od centrum Galaktyki
Gromady kuliste
Messier 92 (również M92 lub NGC 6341) – gromada kulista znajdująca się w gwiazdozbiorze Herkulesa, jedna z najjaśniejszych gromad kulistych na ziemskim niebie. M92 znajduje się w odległości ok. 26,7 tysiąca lat świetlnych i zbliża się z prędkością 112 km/s. Średnica gromady wynosi około 109 lat świetlnych. Na podstawie jej masy, przyjmując jako średnią gwiazdę o masie Słońca, liczba gwiazd szacowana jest na 330 tysięcy. Messier 92 jest jedną z najstarszych i najmniej metalicznych gromad kulistych Drogi Mlecznej
Gromady kuliste
Liller 1 – gromada kulista znajdująca się w odległości około 26,7 tys. lat świetlnych od Ziemi i 2600 lat świetlnych od jądra Drogi Mlecznej.
Gromady kuliste
Messier 14 (również M14 lub NGC 6402) – gromada kulista w gwiazdozbiorze Wężownika. M14 znajduje się w odległości około 30 tysięcy lat świetlnych od Ziemi oraz 13,0 tysięcy lat świetlnych od centrum Galaktyki
Gromady kuliste
Wizualizacja naszej galaktyki, jej podstawowych elementów (centralne zgrubienie, poprzeczka, ramiona, halo galaktyczne) oraz rozmieszczenia gromad kulistych
Gromady kuliste
Zdjęcie aktywnej galaktyki Centaurus A, która zawiera prawdopodobnie tysiące gromad kulistych. Ich pozycje są zaznaczone okręgami, kolory wyróżniają różne typy tych obiektów
Obrazek zwinięty kliknij aby rozwinąć ▼

Układ Słoneczny: Pas Planetoid

3
Układ Słoneczny: Pas Planetoid
Pomiędzy Marsem i Jowiszem rozciąga się rozległy i ciekawy obszar, zwany Pasem Planetoid. Obiekty, którym zawdzięcza on swoją nazwę, stanowią bardzo zróżnicowane grono i stanowią ogromną szansę dla badań naukowych, a w odległej przyszłości – być może nawet kolonizacji. W zdecydowanej mierze składa się on jednak z pustej przestrzeni, z okazjonalnie występującymi mniejszymi bądź większymi skałami – tak na przykład ponad połowę jego masy stanowią cztery największe wchodzące w jego skład obiekty; Ceres, Westa, Pallas i Hygiea.

Struktura i budowa

Wśród ciał wchodzących w skład Pasa ponad 200 ma średnicę większą od 100 kilometrów, a pomiary wykonane w podczerwieni wskazują na to, że ilość ciał większych niż 1 km wynosi od 700 tysięcy do 1,7 miliona. Ich obserwowana wielkość gwiazdowa waha się więc w przedziale od 11 do 19 magnitudo, choć istnieją oczywiście obiekty ciemniejsze. Ich orbity spełniają kilka podstawowych zależności, najważniejszą z nich są tak zwane przerwy Kirkwooda. Występują one w miejscach, dla których okresy orbit są ułamkiem wymiernym okresu orbitalnego Jowisza. Konsekwencją tej własności jest napotykanie regularnych, nieodwracalnych perturbacji swojej trajektorii. Spowoduje to zmiany półosi wielkich tych orbit, a więc też zmianę czasu obiegu wokół Słońca – efekt ten jest jasno widoczny w obserwacjach, na co wskazuje następujący wykres;
Układ Słoneczny: Pas Planetoid
W literaturze funkcjonuje także określenie Pasa Głównego, czyli centralnego regionu o największej liczbie obiektów, należącego do obszaru pomiędzy przerwami Kirkwooda w odległościach 2,06 AU i 3,27 AU, spowodowanych odpowiednio rezonansami orbitalnymi 1:4 oraz 1:2 z orbitą Jowisza. Suma mas wchodzących w jego skład obiektów stanowi ponad 93% całego Pasa, wynoszącej od 3,0×1021 do 3,6×1021 kilogramów. Jak wspominałem wcześniej, ponad połowę masy całego Pasa stanowią cztery największe ciała, a sama Ceres około jednej trzeciej. Inklinacja wszystkich planetoid jest niższa od 20°, a ekscentryczność mniejsza od 0,33. Co ciekawe, nie zaobserwowano występowania obiektów większych niż 100 metrów średnicy, które obracałyby się szybciej niż raz na 2,2 godziny; gdyby było odwrotnie, to siła odśrodkowa działająca na gruz na powierzchni spowodowana takim obrotem przezwyciężyłaby siłę przyciągania. Wynika stąd, że planetoidy nie są litymi skałami, jak również, że ich znaczną większość stanowią po prostu skupiska skał powstałych wskutek gromadzenia szczątków pokolizyjnych między innymi planetoidami.
Pochodzenie i ewolucja

Po starannym udokumentowaniu i potwierdzeniu istnienia takiego układu obiektów zaczęto się naturalnie zastanawiać nad jego pochodzeniem. Logiczna wydawała się hipoteza, że taka ilość materiału pochodzi z planety, która znalazłszy się pomiędzy Marsem a Jowiszem została w jakiś sposób rozerwana. Tak powstałe szczątki miałyby tworzyć pas, a cztery główne ciała być księżycami wspomnianej planety. Szybko okazało się, że znikoma masa pasa jest dobrym przeciwargumentem dla takiej hipotezy, a radykalne różnice w składzie chemicznym pozwoliły ją w praktyce wykluczyć.

Kolejną hipotezą, powszechnie uważaną za słuszną, jest mechanizm analogiczny do procesów gwiazdotwórczych; stanowi on, że to właśnie rozkład materii w kawałkach wewnątrz pasa jest stanem naturalnym, a proces tworzenia planet odstępstwem od niego. Powodem istnienia Pasa pomimo ukształtowania się innych planet skalistych jest fakt ciągłych, choć zmiennych perturbacji grawitacyjnych Jowisza. Zgodnie z modelem nicejskim ten gazowy gigant stale zbliża się do Słońca, a konsekwencją tego ruchu były ciągłe zmiany okresów orbitalnych będące z nim w rezonansie – innymi słowy, zmiany położenia przerw Kirkwooda. Wobec takiego mechanizmu prędkości ciał wewnątrz pasa musiały się wciąż zmieniać, uniemożliwiając im skupienie się do protoplanety – co obserwujemy do dzisiaj.

Stawia to oczywiście pytania o masę pasa, która jest przecież bardzo niewielka. Liczne symulacje komputerowe wykazały jednak, że oryginalnie, tj. w momencie powstawania, była ona znacznie większa, rzędu Ziemi. Olbrzymi chaos, jaki panował we wczesnych latach istnienia Układu Słonecznego spowodował bowiem znaczny wyrzut skał w kierunku innych ciał, a także liczne zmiany wewnątrz większych obiektów. Wśród nich wskazać możemy między innymi nagrzewanie pływowe, jak i zderzenia ze sobą nawzajem.
Skład

Zdecydowaną większość Pasa stanowią planetoidy typu C, S i M, a więc węglowych, krzemowych i metalicznych odpowiednio. Ich badania dostarczyły wiele danych dotyczących najwcześniejszych lat Układu Słonecznego, szczególnie dzięki tym pierwszym, stanowiącym około 70% wszystkich obiektów Pasa. Dużą ciekawostkę stanowią obiekty metaliczne, powstałe wskutek rozbitych przez zderzanie się jąder większych obiektów. Co ciekawe, wewnątrz Pasa praktycznie nie ma obiektów bazaltowych typu V, charakteryzujących się występowaniem skał bazaltowych i oliwinów, typowych dla ciał rozmiarów Westy posiadających skorupę i płaszcz. Tymczasem, podczas gdy połowa ciał pasa powinna posiadać taką własność, nie występują one praktycznie wcale! Nieliczne obiekty spełniające te warunki pochodzą właśnie z Westy, stąd ich oznaczenie V.

Rozkład częstości występowania planetoid Pasa ze względu na skład.
Układ Słoneczny: Pas Planetoid
Innym typem ciał wchodzących w skład Pasa są komety pasa planetoid. Znana jest ich relatywnie niewielka ilość, a przyczyny ich występowania nie są obecnie znane. Nie mogą one być przechwyconymi kometami z zewnętrznych regionów Układu Słonecznego, ponieważ nie ma tam wystarczająco masywnych obiektów, żeby przyciągnąć je grawitacyjnie. Przypuszcza się zatem, że są to zwykłe lodowe planetoidy, które w wyniku niedawnych zderzeń ogrzały się, powodując wyparowanie znajdującego się na nich lodu. Takie lodowe ciała mogły być głównym źródłem wody znajdującej się obecnie na powierzchni Ziemi, na co wskazuje niewielka zawartość deuteru w ziemskich oceanach.
Historia obserwacji i eksploracji

Poważna historia obserwacji Pasa Asteroid rozpoczyna się od pomysłu Johanna Daniela Titiusa, który zauważył dziwną zależność pomiędzy promieniami orbit kolejnych planet. Zaproponowany przez niego wzór (nazwany później prawem Titiusa-Bodego) przewidywał obiekt pomiędzy Marsem a Jowiszem. Odkrycie Urana w 1781 roku, w miejscu zgodnym z tym prawem, uwiarygodniło tę hipotezę, co pociągnęło za sobą szeroko zakrojone obserwacje nocnego nieba.

Rzeczywiście, 1 stycznia 1801 roku Giuseppe Piazzi odkrył niewielki obiekt, spełniający szukaną zależność! Tak znalezione ciało nazwał Ceres, ale jego rozmiar i podobieństwo do komety umotywowało dalsze poszukiwania. Kilkanaście miesięcy później poskutkowało to znalezieniem Pallas, a następnie Juno i Vesty. Ich wielkość sprawiła jednak, że z braku możliwości właściwej klasyfikacji, określono je wreszcie asteroidami, czyli obiektami „gwiazdopodobnymi”. Narodziny astrofotografii i wzmożone wysiłki obserwatorów znacznie przyspieszyły tempo wzrostu katalogów; w 1921 roku znano już 1000 takich ciał, w 1981 dziesięć razy tyle, a w roku 2000 – ponad sto tysięcy. Ich liczba stale przybywa, także ze względu na automatyczność instrumentów dokonujących przeglądów nocnego nieba.

Jeśli zaś chodzi o eksplorację Pasa Asteroid, to jest ona wyjątkowo krótka. Pierwsze sondy, które go przebyły, a więc Pioneer 10 i 11 oraz Voyager 1 i 2 nie zebrały w nich żadnych danych, podobnie było to z sondą Juno. W zdecydowanej większości przypadków badania obiektów Pasa odbywają się „przy okazji” lotów ku bardziej odległym obiektom Układu Słonecznego, a okazjonalne przeloty w pobliżu asteroid są jedynie elementem pobocznym misji.

Oczywiście, są od powyższej reguły wyjątki, wśród nich należy nadmienić misję NEAR-Shoemaker, która była wystrzelona w 1996 roku w celu dogłębnego zbadania asteroidy Eros, ale także asteroid w ogóle, co udało się jej zrealizować. Sonda Dawn przez kilkanaście miesięcy orbitowała najpierw wokół Vesty, a potem Ceres, dostarczając ogromną ilość wartościowych danych naukowych. Aktualne instrumenty, czyli Lucy oraz JUICE, także dokonają przelotów wokół wybranych asteroid, a Psyche wejdzie na orbitę ciała, od którego bierze swoją nazwę. Bezpośrednia przyszłość także pozostawia liczne możliwości, takie jak planowana przez Arabię Saudyjską misja MBR Explorer, która odwiedzi aż 7 takich ciał, by w 2035 roku wylądować na powierzchni tej ostatniej.

Sonda Psyche wokół asteroidy będącej jej celem - wizja artystyczna.
Układ Słoneczny: Pas Planetoid
Obrazek zwinięty kliknij aby rozwinąć ▼

ELT (Extremely Large Telescope)

3
ELT (Extremely Large Telescope)
Obrazek zwinięty kliknij aby rozwinąć ▼

Ceres

7
    Typ planety: planeta karłowata
    
    Masa: 9,35 x 10²⁰ kg
    Promień: 476 km
    Mimośród orbity: 0,08
    Półoś wielka: 413 880 300 km
    Okres orbitalny: 1682 dni ziemskich
    Liczba Księżyców: 0
Ceres
Ceres
Ceres
Struktura wewnętrzna

Pod względem budowy wewnętrznej Ceres przypomina planety grupy ziemskiej, jednak ma od nich znacznie mniejszą gęstość. Najprawdopodobniej składa się ze skalistego jądra, nad którym znajduje się gruba warstwa wodnego lodu. Według niektórych naukowców aż 40% objętości Ceres może stanowić woda. Skorupa Ceres jest cienka i złożona z lekkich minerałów, np. siarczanu magnezu.

Geologia planety

Średnie temperatury na Ceres wynoszą niemal minus 40 stopni Celsjusza, lecz wewnętrzne ciepło tej planety powinno umożliwiać występowanie wody w stanie ciekłym przez odpowiednio długi czas, aby mogły na niej zachodzić procesy kriowulkaniczne. Hipotezę tę mogłyby potwierdzać spękania i płaskie dna kraterów, które prawdopodobnie powstały w wyniku działalności stopionego lodu.

Ceres pokryta jest wieloma niewielkimi kraterami o średnicach nieprzekraczających 280 km. Brak obecności większych kraterów może wynikać z obecności pod powierzchnią Ceres lodu lub innej substancji o mniejszej gęstości, która mogłaby spowodować wygładzenie się powierzchni planety. Może to być także skutek wspomnianych wcześniej procesów kriowulkanicznych. Powierzchnia Ceres ma ciemny odcień, co może wynikać z obecności związków węgla i regolitu na jej powierzchni. Z tego powodu albedo planety jest tak niskie, że trudno jest dostrzec ją gołym okiem na niebie.

Atmosfera

Grawitacja Ceres stanowi niecałe 3% ziemskiej grawitacji, dlatego planeta ta ma bardzo cienką atmosferę. Istnieją dowody na to, że w atmosferze Ceres znajduje się para wodna, która może być wytwarzana przez wulkany lodowe lub sublimujący przy powierzchni lód.
Historia badań

Ceres została dostrzeżona po raz pierwszy w 1801 roku przez włoskiego astronoma Giuseppe Piazzi z Uniwersytetu w Palermo na Sycylii. Uznano ją wówczas za brakującą planetę położoną między Marsem a Jowiszem, której istnienie wynikało z  reguły Titiusa-Bodego. Jednak w kolejnych latach odkryto istnienie wielu podobnych, bardzo niewielkich w porównaniu z planetami obiektów, które zaczęto nazywać planetoidami. Do 1921 roku odkryto istnienie około tysiąca planetoid.  W 2006 roku, gdy sprecyzowano definicję planety, Ceres zaczęła być klasyfikowana jako planeta karłowata.
Misje kosmiczne

Jednym z najważniejszych wydarzeń związanych z badaniem Ceres było wysłanie w przestrzeń kosmiczną sondy Dawn, należącej do agencji NASA. Badania prowadzone przez sondę wykazały prawdopodobną aktywność geologiczną Ceres i potwierdziły, że pod powierzchnią planety znajduje się ocean, co czyni z Ceres miejsce potencjalnie gościnne dla życia. Pierwszym celem sondy była ogromna planetoida Westa, badana w latach 2011-2012.  W marcu 2015 roku sonda weszła na orbitę Ceres i rozpoczęła zbieranie danych z czterech orbit, a po pomyślnym zakończeniu głównej misji w czerwcu 2016 roku misja Dawn została przedłużona w celu przeprowadzenia nowych badań z kolejnych czterech orbit. Misja ta  zapewniła wyjątkowo szczegółowy obraz Ceres. Odkryto, że planeta ta nie posiada księżyców oraz zebrano mnóstwo podstawowych danych dotyczących rozmiaru czy prawdopodobnego składu chemicznego Ceres. Dużą uwagę poświęcono badaniu krateru Occator o średnicy około 92 kilometrów.
Ceres
Centrum krateru zawiera jasną, wysoką na 500 metrów kopułę zwaną Cerealia Dome, pokrytą jasnym materiałem zwanym Cerealia Facula. Po wschodniej stronie dna krateru znajduje się zbiór mniejszych, jasnych obszarów zwanych Vinalia Faculae. Składają się one z węglanu sodu oraz innych soli mineralnych i nie występują w żadnym innym kraterze uderzeniowym na Ceres. Naukowcy uważają, że Cerealia Dome uformowała się ze słonej cieczy unoszącej się spod powierzchni, czyli w wyniku aktywności hydrotermalnej. Odkrycie dokładnej genezy krateru Occator mogłoby pomóc w dokładniejszym zrozumieniu procesów zachodzących w przeszłości na Ceres. W listopadzie 2018 roku sondzie Dawn skończyło się paliwo i przez najbliższe 50 lat będzie ona cicho krążyć po orbicie planety.
Ceres
Ceres
W najnowszym przeglądzie Decadal Survey ukazał się plan misji, zakładający wysłanie statku kosmicznego w celu badania Ceres pod kątem aktywności geologicznej, określenia głębokości wody w stanie ciekłym poniżej krateru Occator i wysłania lądownika w jasny punkt, zwany Vinalia Faculae, w celu pobrania 100-gramowej próbki. Misja ma zmieścić się w limicie kosztów programu New Frontiers, realizowanego przez agencję NASA, a wynoszącym 1,1 miliarda dolarów. Podjęcie wspomnianej misji daje nadzieję na lepsze poznanie historii Ceres
Obrazek zwinięty kliknij aby rozwinąć ▼

Bądź dumny z bycia Polakiem

126
Witam wszystkich, nie wiem czy było i czy wszyscy słyszeli ale Polscy astronomowie dokonali właśnie największego odkrycia astronomicznego tej dekady (nie pierwszy raz). Po raz pierwszy zmierzono i udowodniono istnienie planet swobodnych, tj. planet niebędących związanych grawitacyjnie z żadną gwiazdą.
Bądź dumny z bycia Polakiem
Co ciekawe w ruch poszły zdjęcia wykonane przez satelitę Gaia położoną w punkcie Lagrange'a L2, odległość 2 milionów kilometrów wystarczyła by zastosować paralaksę mikrosoczewkową. Jak działa paralaksa oka każdy wie, tutaj zasada jest ponowna. Masę planety obliczono na 0,22 masy Jowisza a wyniki opublikowano w Nature. Warto tutaj przypomnieć że używany na całym świecie termin mikrosoczewkowania grawitacyjnego został najprawdopodobniej ukuty przez polskiego mistrza rozbłysków gamma czyli Bogdana Paczyńskiego, a odkrywcą pierwszej planety pozasłonecznej jest Aleksander Wolszczan. Poland stronk.
Obrazek zwinięty kliknij aby rozwinąć ▼

Diamentowa cytryna z najgorszej dzielni kosmosu – grawitacja rwie ją jak komornik, a rok mija szybciej niż flaszka pod sklepem.

45
Diamentowa cytryna z najgorszej dzielni kosmosu – grawitacja rwie ją jak komornik, a rok mija szybciej niż flaszka pod sklepem.
W otchłani kosmosu, tam gdzie światło nie dochodzi, a grawitacja rwie ciało jak komornik meblościankę, teleskop Jamesa Webba namierzył niedawno absolutny fenomen natury. 

Obiekt LHS 475 b, po najnowszych analizach, okazał się planetarnym odpowiednikiem najtańszej kiełbasy z dyskontu – składa się prawie wyłącznie z gołego metalu i nie posiada żadnej atmosfery, bo gwiazda wypaliła ją szybciej niż pensja schodzi na automatach.

Naukowcy drapali się po głowach, i nie tylko podobno, licząc na tlen czy wodę, a dostali wielką, gorącą kulę żelaza, która krąży wokół swojego słońca tak blisko, że rok trwa tam zaledwie dwa dni. 

Jest to świat tak beznadziejny, że nawet bakteria by tam nie postawiła nogi, bo temperatura na powierzchni sprawia, że kamienie miękną jak charakter po dwóch piwach. Z resztą bakterie nie mają nóg...

Najgorsze w tym wszystkim jest to, że ta metalowa patelnia, jako jedna z niewielu, jest niemal identycznej wielkości co Ziemia. 

To ostateczny dowód na to, że wszechświat ma poczucie humoru godne najgorszego sortu kosmitów – tworzy idealną kopię naszej planety, ltorej szukamy latami, po czym zalewa ją płynnym żelazem i wystawia na promieniowanie, które smaży elektronikę w ułamku sekundy. Dzidki tam nie poprzegladasz....
Diamentowa cytryna z najgorszej dzielni kosmosu – grawitacja rwie ją jak komornik, a rok mija szybciej niż flaszka pod sklepem.
Zapytasz: czemu ma taki ksztalt to to to?

Otóż, ma kształt cytryny, bo krąży tak blisko swojej gwiazdy, że potężna grawitacja dosłownie wyciąga ją jak ciasto. Gwiazda ciągnie jedną stronę planety mocniej niż drugą, przez co z idealnej kuli zrobiła się rozciągnięta elipsa.

Można badać miliardy lat świetlnych i budować teleskopy za miliardy dolarów, a na koniec i tak okaże się, że najbliższa „druga Ziemia” to po prostu jałowy, metalowy czajnik, na którym jedyne co można zrobić, to spektakularnie wyparować.
Obrazek zwinięty kliknij aby rozwinąć ▼

Duzo wolnego czasu i odpierdala

38
Siema dzidki.

Mam pewną myśl, która od jakiegoś czasu nie daje mi spokoju i chciałbym ją tu wrzucić do dyskusji. To nie jest „teoria naukowa”, raczej sposób patrzenia na rzeczywistość, który wydaje mi się logiczny i spójny.
Zauważyłem coś bardzo prostego, ale moim zdaniem kluczowego.
W całej historii nauki ciągle odkrywamy to samo:
coś okazuje się być budulcem czegoś innego.
Najpierw myśleliśmy, że atom to fundament.
Potem wyszło, że atom składa się z elektronów i jądra.
Jądro z protonów i neutronów.
Protony z kwarków.
Kwarki z pól, wzbudzeń energii itd.
Za każdym razem byliśmy przekonani, że „to już koniec, dalej się nie da zejść”.
I za każdym razem okazywało się, że to tylko kolejny poziom.
I teraz najważniejsze pytanie:
dlaczego mielibyśmy zakładać, że ta hierarchia musi się gdzieś kończyć?
Z drugiej strony widzimy dokładnie to samo, tylko w większej skali:
Ziemia jest częścią Układu Słonecznego.
Układ Słoneczny częścią galaktyki.
Galaktyka częścią gromad.
Gromady częścią sieci kosmicznej.
I nagle… stop.
Mówimy: „Wszechświat – to już wszystko”.
Ale dlaczego akurat tutaj miałby być koniec?
Dlaczego Wszechświat miałby być jedynym poziomem, który nie jest budulcem niczego większego?
Nie mamy na to żadnych dowodów. To jest założenie.
Stąd moja myśl:
Może Wszechświat nie jest czymś absolutnym, tylko bytem pośrednim.
Tak jak atom nie „wie”, że jest częścią komórki, a komórka nie „wie”, że jest częścią organizmu, tak my możemy nie widzieć, że nasz Wszechświat jest elementem większej struktury.
Może:
Wszechświat buduje coś większego
to coś większego buduje coś jeszcze większego
i tak dalej, bez ostatecznego „szczytu”
Nie dlatego, że „nieskończoność brzmi fajnie”, tylko dlatego, że dokładnie tak już wygląda rzeczywistość, którą odkrywamy.
W takim podejściu pytania typu:
„skąd to wszystko się wzięło?”
„po co istnieje?”
„co było na początku?”
po prostu przestają mieć sens w klasycznym znaczeniu.
Bo jeśli nie ma ostatecznego poziomu, to:
nie musi być pierwszego początku
nie musi być finalnego bytu
nie musi być jednego „po co”
Jest tylko ciągły proces organizowania energii w coraz inne struktury.
I jeszcze jedna rzecz, która mnie w tym uderza.
My – jako inteligentne istoty – zadajemy pytania o sens istnienia.
Ale może:
na innych poziomach tej hierarchii
w innych skalach
również istnieją byty, które zadają dokładnie to samo pytanie:
„co jest dalej?”
Tak jak my patrzymy „w górę” i „w dół”, tak one mogą robić dokładnie to samo, tylko z innej perspektywy.
Nie twierdzę, że to jest prawda.
Nie twierdzę, że da się to udowodnić.
Twierdzę tylko, że:
mamy realne dowody na istnienie hierarchii budulców
nie mamy żadnych dowodów na istnienie „ostatniego poziomu”
ten sposób myślenia nie generuje pytania „a skąd to?”, bo nie zakłada absolutnego początku
Jestem ciekaw, co o tym myślicie i gdzie według Was to rozumowanie się sypie.

Wypierdalam
Obrazek zwinięty kliknij aby rozwinąć ▼
0.088464021682739