Πλανήτης νάνος
_without_labels.jpg)
Πλανήτης νάνος ή νάνος πλανήτης (dwarf planet), όπως έχει οριστεί από τη Διεθνή Αστρονομική Ένωση (ΔΑΕ), είναι το ουράνιο σώμα το οποίο περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο, διαθέτει αρκετή μάζα και βαρύτητα ώστε να έχει σφαιρικό σχήμα, η ζώνη τροχιάς που διανύει δεν είναι «καθαρή» από άλλα σώματα και δεν είναι δορυφόρος άλλου πλανήτη.[1]
Αυτός ο όρος προέκυψε το 2006 ως τρόπος κατηγοριοποίησης των σωμάτων του ηλιακού συστήματος, έπειτα από την ανακάλυψη όλο και μεγαλύτερων μεταποσειδώνιων αντικειμένων, με αποκορύφωμα την ανακάλυψη της Έριδας το 2005. Τα σώματα που έχουν «καθαρίσει» την τροχιά τους λέγονται πλανήτες, ενώ αυτά που δεν έχουν αρκετή μάζα για να έχουν σφαιρικό σχήμα αποτελούν τα μικρά σώματα του ηλιακού συστήματος. Οι νάνοι πλανήτες είναι ανάμεσα σε αυτές τις δύο κατηγορίες.
Η ΔΑΕ αναγνωρίζει πέντε πλανήτες νάνους, τη Δήμητρα, τον Πλούτωνα, την Έριδα, το Μακεμάκε και τη Χαουμέια[2], όμως μόνο η Δήμητρα και ο Πλούτωνας έχουν παρατηρηθεί αρκετά ώστε να γνωρίζουμε ότι ανήκουν στην κατηγορία αυτή. Η Έρις έγινε δεκτή επειδή έχει μεγαλύτερη μάζα από τον Πλούτωνα. Επιπλέον, η ΔΑΕ αποφάσισε ότι όλα τα σώματα με όνομα και απόλυτο μέγεθος μικρότερο από +1 είναι νάνοι πλανήτες, όπως ο Μακεμάκε και η Χαουμέια. Προς το παρόν υπάρχουν περίπου 40 υποψήφιοι πλανήτες νάνοι.
Χαρακτηριστικά
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Τροχιακή κυριαρχία
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
_(cropped).jpg)
Ο Άλαν Στερν και ο Χάρολντ Φ. Λέβισον εισήγαγαν μία παράμετρο Λ, που εκφράζει την πιθανότητα μίας προσέγγισης με αποτέλεσμα μία αλλαγή στην τροχιά. Η τιμή της παραμέτρου στο μοντέλο του Στερν είναι ανάλογη με το τετράγωνο της μάζας και αντιστρόφως ανάλογο με την περίοδο[3]. Σύμφωνα με τους συγγραφείς, αυτή η τιμή μπορεί να βοηθήσει στην εκτίμηση της ικανότητας ενός αντικειμένου να καθαρίσει την τροχιά του. Ένα κενό πέντε μονάδων της λαμπρότητας στο Λ βρέθηκε ανάμεσα στον μικρότερο βραχώδη πλανήτη και τους μεγαλύτερους αστεροειδής και μεταποσειδώνια αντικείμενα.[4]
Χρησιμοποιώντας αυτή την παράμετρο, ο Στίβεν Σότερ και άλλοι αστρονόμοι επιχειρηματολόγησαν για τον διαχωρισμό μεταξύ των πλανητών νάνων και τους άλλους οκτώ πλανήτες που βασίζεται στην ανικανότητά τους να «καθαρίσουν τη γειτονιά γύρω από τις τροχιές τους»: οι πλανήτες μπορούν να απομακρύνουν μικρότερα αντικείμενα κοντά στην τροχιά τους με σύγκρουση, σύλληψη ή βαρυτική διαταραχή, ενώ οι πλανήτες νάνοι δεν έχουν αρκετή μάζα για να το πετύχουν.[3] Με άλλα λόγια, ο Σότερ πρότεινε μία παράμετρο που αυτός ονόμασε planetary discriminant, που προσδιορίζεται με το σύμβολο μ, που αναπαριστά μία πειραματική μέτρηση του βαθμού καθαρότητας της τροχιακής ζώνης (όπου το μ υπολογίζεται διαιρώντας τη μάζα του υποψήφιου σώματος με τη συνολική μάζα των υπόλοιπων σωμάτων με τα οποία μοιράζεται την τροχιακή ζώνη του).[4] Υπάρχουν πολλές άλλες μέθοδοι που προσπαθούν να διαφοροποιήσουν τους πλανήτες από τους πλανήτες νάνους,[3] αλλά αυτή η μέθοδος χρησιμοποιείται από τη ΔΑΕ για τον διαχωρισμό του 2006.
Μέγεθος και μάζα
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Όταν ένα αντικείμενο πετυχαίνει υδροστατική ισορροπία δεν υπάρχουν βαρυτικές ανισορροπίες στην επιφάνειά του. Αν ένα παγκόσμιο στρώμα υγρού τοποθετούνταν στην επιφάνειά του (υποθέτοντας ότι θα έμενε υγρό), θα σχημάτιζε μία υγρή επιφάνεια με το ίδιο σχήμα με το σώμα, με την εξαίρεση μικρής κλίμακας χαρακτηριστικά όπως κρατήρες. Αυτό όμως δεν σημαίνει ότι το σώμα αυτό είναι σφαίρα: όσο πιο γρήγορα ένα σώμα περιστρέφεται τόσο πιο πεπλατυσμένο ή ακόμη και επίμηκες γίνεται, αλλά τέτοιες δυνάμεις επηρεάζουν και την υγρή επιφάνεια επίσης. Ένα ακραίο παράδειγμα ενός μη σφαιρικού σώματος με υδροστατική ισορροπία είναι η Χαουμέια, που είναι δύο φορές πιο μακριά στον μέγιστο άξονα από ότι είναι στους πόλους της.
Το ανώτερο και το κατώτερο όριο μεγέθους και μάζας για τους πλανήτες νάνους δεν έχει καθοριστεί από τη ΔΑΕ. Δεν έχει καθοριστεί ανώτερο όριο, και έτσι ένα σώμα μεγαλύτερο ή με περισσότερη μάζα από τον Ερμή που δεν έχει «καθαρίσει τη γειτονιά γύρω από την τροχιά του» μπορεί να ταξινομηθεί ως πλανήτης νάνος. Στην πραγματικότητα ο Μάικλ Μπράουν ψάχνει ένα τέτοιο αντικείμενο [5]. Το κατώτερο όριο καθορίζεται από τις απαιτήσεις για να καταλήξει σε σχήμα υδροστατικής ισορροπίας, ωστόσο το μέγεθος ή η μάζα στην οποία το αντικείμενο παίρνει αυτό το σχήμα εξαρτάται από τη σύνθεσή του και τη θερμική ιστορία του. Το πρωτότυπο πόρισμα της απόφασης της ΔΑΕ το 2006 ανακαθόρισε ότι το σχήμα σώματος σε υδροστατική ισορροπία υφίσταται «μόνο σε σώματα με μάζα πάνω από 5x1020 κιλά και διάμετρο μεγαλύτερη από 800 χιλιόμετρα»,[6], αλλά αυτό δεν έχει συμπεριληφθεί στο τελικό πόρισμα.
Εμπειρικές παρατηρήσεις δείχνουν ότι το κατώτερο όριο μπορεί να διαφέρει ανάλογα με τη σύσταση του αντικειμένου. Για παράδειγμα, στη ζώνη των αστεροειδών, η Δήμητρα, με διάμετρο 950 χιλιόμετρα, είναι το μόνο σώμα γνωστό προς το παρόν, που έχει σφαιρικό σχήμα λόγω της βαρύτητάς της (αν και η Εστία μπορεί κάποτε να ήταν και αυτή). Για αυτό, έχει προταθεί ότι το όριο στο οποίο άλλα σώματα που αποτελούνται από βράχο και πάγο όπως η Δήμητρα που παίρνουν σφαιρικό σχήμα είναι τα 900 χιλιόμετρα. Άλλα σώματα με περισσότερο πάγο όπως τα μεταποσειδώνια αντικείμενα έχουν λιγότερο στιβαρά εσωτερικά μεγέθη και έτσι μπορούν πιο εύκολα να αποκτήσουν σφαιρικό σχήμα χάρις στη βαρύτητά τους. Το μικρότερο παγωμένο σώμα που έχει καταφέρει υδροστατική ισορροπία είναι ο Μίμας, ενώ το μεγαλύτερο ακανόνιστο είναι ο Πρωτέας: και τα δύο σώματα έχουν διάμετρο λίγο πάνω από 400 χιλιόμετρα (250 μίλια). Ο Μάικλ Μπράουν (ένας από τους κορυφαίους επιστήμονες στο πεδίο που ανακάλυψε την Έριδα και άλλα σώματα) προτείνει ότι το κατώτερο όριο για ένα παγωμένο πλανήτη νάνο είναι κοντά στα 400 χιλιόμετρα.
Δεν είναι γνωστό σε ποιον βαθμό οι αποκλίσεις από την τέλεια ισορροπία είναι αποδεκτές ή το να έχουν πετύχει ισορροπία ή όχι, είναι αρκετό για να θεωρούνται πλανήτες νάνοι. Όλα τα στερεά σώματα του ηλιακού συστήματος, όπως ο Ιαπετός με την ισημερινή οροσειρά και ο Άρης με τα ηφαίστεια, αποκλίνουν σε κάποιον βαθμό. Αυτό μπορεί να είναι σημαντικό όσον αφορά την ταξινόμησης του αστεροειδή 4 Εστία, που αποκλίνει από την ισορροπία εξαιτίας μίας τεράστιας σύγκρουσης που έχει απομακρύνει μέρος του ενός ημισφαιρίου, ως πλανήτη νάνο.
Πλανήτες νάνοι
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Η ΔΑΕ κατέταξε το 2008 πέντε ουράνια σώματα στην κατηγορία των πλανητών νάνων. Ο Πλούτωνας και η Δήμητρα κατατάχθηκαν έπειτα από απευθείας παρατηρήσεις, ενώ οι υπόλοιποι τρεις, η Έρις, η Χαουμέια και ο Μακεμάκε, κατατάχθηκαν βάσει μαθηματικών μοντέλων, του μεγαλύτερου μεγέθους τους σε σχέση με τον Πλούτωνα (περίπτωση της Έριδας) και των κανόνων για τη λαμπρότητά τους.
- Δήμητρα
– Ανακαλύφθηκε την 1 Ιανουαρίου 1801, και εθεωρείτο πλανήτης για μισό αιώνα, πριν αναταξινομηθεί ως αστεροειδής. Ταξινομήθηκε ως πλανήτης νάνος στις 13 Σεπτεμβρίου 2006. - Πλούτωνας
– Ανακαλύφθηκε στις 18 Φεβρουαρίου 1930 και ταξινομήθηκε ως πλανήτης για 76 χρόνια. Επαναταξινομήθηκε ως πλανήτης νάνος στις 24 Αυγούστου 2006. - Έρις– Ανακαλύφθηκε στις 5 Ιανουαρίου 2005. Αρχικά αναφερόταν από τα ΜΜΕ ως ο δέκατος πλανήτης. Έγινε δεκτή ως πλανήτης νάνος στις 13 Σεπτεμβρίου 2006.
- Μακεμάκε – Ανακαλύφθηκε στις 31 Μαρτίου 2005. Έγινε δεκτός ως πλανήτης νάνος στις 11 Ιουλίου 2008.
- Χαουμέια – Ανακαλύφθηκε στις 28 Δεκεμβρίου 2004. Έγινε δεκτή ως πλανήτης νάνος στις 17 Σεπτεμβρίου 2008.
.svg){kind=small}
Μέχρι τώρα διαστημοσυσκευές έχουν επισκεφθεί δύο από τους πλανήτες νάνους. Το Dawn και οι Νέοι Ορίζοντες έφτασαν στη Δήμητρα και τον Πλούτωνα, αντίστοιχα, το 2015. Το Dawn επίσης επισκέφθηκε και τον πιθανό πλανήτη νάνο 4 Εστία το 2011.
| Τροχιακά χαρακτηριστικά των νάνων πλανητών | |||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Όνομα | Περιοχή του Ηλιακού συστήματος |
Τροχιακή ακτίνα (AΜ) |
Περίοδος περιφοράς (χρόνια) |
Μέση τροχιακή ταχύτητα (km/s) |
Κλίση προς την εκλειπτική (°) |
Εκκεντρότητα | Planetary discriminant (μ) | ||||
| Δήμητρα | Κυρίως Ζώνη Αστεροειδών | 2,77 | 4,60 | 17,882 | 10,59 | 0,079 | 0,33 | ||||
| Πλούτωνας | Ζώνη του Κάιπερ | 39,48 | 248,09 | 4,666 | 17,14 | 0,249 | 0,077 | ||||
| Χαουμέια | Ζώνη του Κάιπερ | 43,13 | 283,28 | 4,484 | 28,22 | 0,195 | 0,02 | ||||
| Μακεμάκε | Ζώνη του Κάιπερ | 45,79 | 309,9 | 4,419 | 28,96 | 0,159 | 0,02 | ||||
| Έρις | Διασκορπισμένος Δίσκος | 67,67 | 557 | 3,436 | 44,19 | 0,442 | 0,1 | ||||
| Φυσικά χαρακτηριστικά των νάνων πλανητών | |||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Όνομα | Ισημερινή διάμετρος σε σχέση με τη Σελήνη |
Ισημερινή διάμετρος (km) |
Μάζα σε σχέση με τη Σελήνη |
Μάζα (x1021 kg) |
Πυκνότητα (x 103 g/m³) |
Επιφανειακή βαρύτητα (m/s2) |
Ταχύτητα διαφυγής (km/s) |
Κλίση άξονα |
Περίοδος περιστροφής (μέρες) |
Φεγγάρια | Επιφανειακή θερμοκρασία (K) |
Ατμόσφαιρα | |
| Δήμητρα | 27% | 946 | 1,3% | 0,94 | 2,17 | 0,27 | 0,51 | ~3° | 0,38 | 0 | 167 | όχι | |
| Πλούτωνας | 68% | 2.372 ± 2 | 17,8% | 13,05 | 1,87 | 0,58 | 1,2 | 119,59° | -6,39 | 5 | 44 | προσωρινή | |
| Χαουμέια | ~36% | 1.240+69-58 | 5,5% | 4,01 ± 0,04 | 2,6–3,3 (;) | 0.44 | 0.84 | 0,16 | 2 | 32 ± 3 | ; | ||
| Μακεμάκε | 41% | 1.430 ± 14 | ~4% ; | ~3 ; | > 1,4 | ; | 0,32 | 1 | ~30 | προσωρινή ; | |||
| Έρις | ~67% | 2.326 ± 12 | 22,7% | 16,7 | 2,5 | ~0,8 | 1,3 | ~1 | 1 | 42 | προσωρινή? | ||
Υποψήφιοι πλανήτες νάνοι
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- Από τη Ζώνη των αστεροειδών είναι η 4 Εστία, η 2 Παλλάς και η 10 Υγιεία.
- Πολλά μεταποσειδώνια αντικείμενα με διάμετρο πάνω από 400 χλμ. Τα έξι μεγαλύτερα από αυτά θεωρούνται ήδη από μερικούς επιστήμονες ως βέβαιοι πλανήτες νάνοι. Αυτά είναι: ο 90482 Όρκος, ο 50000 Κουάοαρ, η 90377 Σέντνα, ο 225088 Γκόνγκονγκ, ο (307261) 2002 MS4 και η 120347 Σαλάσια.
Συγκρίσεις μεγεθών
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]-
Κατάλογος υποψηφίων πλανητών νάνων και οπτική σύγκριση μεγέθους με τη Γη, μαζί με τιμές AU για απόσταση από τη Γη, κωδικές ονομασίες και σχόλια -
Οι πλανήτες του Ηλιακού συστήματος κατά σειρά από τον Ήλιο, και με σήμανση των πλανητών νάνων. Οι αποστάσεις δεν είναι υπό κλίμακα -
Σύγκριση μεγέθους της Γης με τους υπόλοιπους βραχώδεις πλανήτες, τους φυσικούς δορυφόρους άλλων πλανητών, και τους πλανήτες νάνους του Ηλιακού συστήματος -
Απεικόνιση των μεγαλύτερων μεταποσειδώνιων σωμάτων
Παραπομπές
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- ↑ «Dwarf Planet». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 4 Ιουλίου 2012. Ανακτήθηκε στις 16 Οκτωβρίου 2009.
- ↑ USGS:Dwarf Planets and their systems, ανακτήθηκε 16 Οκτωβρίου 2009
- ↑ 3,0 3,1 3,2 Stern, S. Alan· Levison, Harold F. (2002). «Regarding the criteria for planethood and proposed planetary classification schemes» (PDF). Highlights of Astronomy. σελίδες 205–13, as presented at the XXIVth General Assembly of the IAU–2000 Manchester, UK, 7–18 August 2000. Ανακτήθηκε στις 22 Ιανουαρίου 2008.
- ↑ 4,0 4,1 Soter, Steven (16 Αυγούστου 2006). «What is a Planet?». The Astronomical Journal. σελίδες 2513–19. doi:10.1086/508861. Ανακτήθηκε στις 22 Ιανουαρίου 2008.
- ↑ «Julia Sweeney and Michael E. Brown». Hammer Conversations: KCET podcast. 2007. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 26 Ιουνίου 2008. Ανακτήθηκε στις 28 Ιουνίου 2008.
- ↑ «The IAU draft definition of "planet" and "plutons"». International Astronomical Union. 16 Αυγούστου 2006. Ανακτήθηκε στις 17 Μαΐου 2008.
Εξωτερικοί σύνδεσμοι
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
- NPR: Dwarf Planets May Finally Get Respect (David Kestenbaum)
- BBC News: Q&A New planets proposal, August 16, 2006
- Ottawa Citizen: The case against Pluto Αρχειοθετήθηκε 2007-02-24 στο Wayback Machine. (P. Surdas Mohit) August 24, 2006
- James L. Hilton, When Did the asteroids Become Minor Planets? Αρχειοθετήθηκε 2007-09-21 στο Wayback Machine.
- NASA: IYA 2009 Dwarf Planets
