Ocena brak

Układ Słoneczny - Małe ciała Układu Słonecznego

Autor /Tytus Dodano /30.09.2011

Cechami charakterystycznymi ciał tej grupy są: zależność składu chemicznego od odległości od Słońca (dalsze ciała zawierają więcej lotnych substancji), ich nieregularny kształt silnie odbiegający od kształtu kuli, a także brak oznak aktywności wulkanicznej, tektonicznej oraz dyferencjacji grawitacyjnej materii (patrz rozdział: Średnie ciała Układu Słonecznego).

Pierwsza z wymienionych cech małych ciał jest konsekwencją sposobu ich powstawania. Ciała tej grupy powstały z cząstek pyłu obłoku gazowo-pyłowego w wyniku procesu nazywanego akrecją (Układ Słoneczny, powstanie). Z uwagi na małą masę ciała te nie były w stanie przechwycić gazu. Dlatego ich skład chemiczny został określony przez temperaturę obłoku. W pobliżu protosłońca (lub wielkich planet grupy Jowisza) temperatura obłoku nie pozwalała na kondensację składników lotnych. W stanie stałym znajdowały się jedynie trudno lotne związki (głównie związki krzemu i żelazo). Dalej od protosłońca mogła kondensować woda, a jeszcze dalej bardziej lotne związki, takie jak amoniak i metan.

Nieregularne kształty i brak aktywności wulkanicznej małych ciał Układu Słonecznego są głównie wynikiem niskiej temperatury ich wnętrza. Przy łączeniu się ciał energia ich względnego ruchu wydziela się w postaci ciepła, a spowodowany tym wzrost temperatury ciała jest proporcjonalny do jego masy. Małe ciała, w odróżnieniu od ciał dużych, ogrzewały się jedynie nieznacznie, ponieważ zderzenia pomiędzy nimi prowadziły do ich połączenia tylko wówczas, gdy ich względna prędkość była mała, a zatem mała była też ich energia zamieniana na ciepło. Przy zderzeniach z dużymi prędkościami zamiast łączenia następowało rozbicie ciała (słabe pole grawitacyjne nie jest w stanie utrzymać ciała w całości). Drugim czynnikiem współdecydującym o niskiej temperaturze wnętrza małych ciał jest ich stygnięcie. W przestrzeni kosmicznej utrata ciepła następuje przez promieniowanie z powierzchni ciała. Dla małych ciał stosunek pola powierzchni ciała do jego objętości jest duży, dlatego też stygną one znacznie szybciej niż większe.

Czas stygnięcia rośnie proporcjonalnie do kwadratu średnicy ciała. Dla planetoidy o rozmiarach 1 km wynosił ok. kilkadziesiąt tysięcy lat, ale w przypadku ciała 10-kilometrowego już kilka milionów lat. Szybka ucieczka ciepła z małych ciał sprawia również, że ciepło pochodzące z rozpadu radioaktywnych pierwiastków nie odgrywa istotnej roli. Z powyższych powodów wnętrza małych ciał nigdy nie były stopione, nie mogły więc tam wystąpić ani zjawiska wulkaniczne, ani dyferencjacja materii. Ze względu na niską temperaturę i niskie ciśnienie skały zawarte w ich wnętrzu były zawsze dosyć sztywne i ciała nie przybrały kulistego kształtu charakterystycznego dla większych ciał niebieskich.

Od momentu powstania planetoid głównym czynnikiem kształtującym ich powierzchnie były zderzenia z meteroidami. Dowodem tego są liczne kratery uderzeniowe. Dla komet ważnym czynnikiem są zbliżenia do Słońca, w czasie których kometa traci znaczną część swojej materii. Zbliżenia do innych planet mogą powodować rozerwanie małych ciał wskutek sił pływowych.

Podobne prace

Do góry