Rozdział 1Współczesny obraz Układu Słonecznego
1.1 Powstanie i ewolucja
1.2 Dzieje poznawania
1.3 Nowe odkrycia
Układ Słoneczny to Słońce wraz z otaczającą je i związaną z nim grawitacyjnie materią w postaci: planet z ich księżycami, planetoid, komet i meteoroidów, a także pyłu i gazu, które wypełniają przestrzeń międzyplanetarną. Układ Słoneczny wchodzi w skład Galaktyki, czyli ogromnego zbiorowiska gwiazd, będącego jednym z miliardów takich - traktowanych jako podstawowe - elementów struktury Wszechświata. Znajduje się mniej więcej w płaszczyźnie dysku galaktycznego, w odległości około 30 tys. lat świetlnych od jej środka, na peryferiach jednego z tzw. ramion spiralnych. Jego pełny obieg wokół centrum Galaktyki trwa około 230 mln lat i odbywa się z prędkością około 220 km/s. Względem sąsiednich gwiazd porusza się z szybkością około 20 km/s w kierunku określonym przez punkt sfery niebieskiej zwany apeksem, położony na niebie w gwiazdozbiorze Herkulesa.
Prawie cała masa Układu Słonecznego (99,87%) jest skupiona w znajdującej się w jego centrum gwieździe o nazwie Słońce, będącej kulą zjonizowanego gazu składającego się głównie z wodoru i helu. Jej promień, równy około 700 tys. km, stanowi niemal 0,5% średniej odległości Ziemi od Słońca (którą przyjęto traktować jako jednostkę astronomiczną, w skrócie AU od ang. Astronomical Unit, jest ona równa około 150 mln km). Największymi, poza Słońcem, obiektami Układu Słonecznego są planety, krążące wokół Słońca w kierunku jego obrotu po prawie kołowych orbitach, położonych w płaszczyznach niemal pokrywających się z płaszczyzną równika słonecznego. Najbliżej Słońca, w przedziale odległości 0,4-1,5 AU, poruszają się cztery tzw. planety wewnętrzne grupy ziemskiej (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars), a w przedziale odległości 5-30 AU cztery tzw. planety zewnętrzne grupy jowiszowej, nazywane olbrzymami lub gigantami (Jowisz, Saturn, Uran, Neptun). Między tymi dwoma grupami planet rozpościera się tzw. pas główny planetoid, który tworzy bardzo dużo małych planet, krążących wokół Słońca podobnie jak planety; ogromna ich większość porusza się w odległościach 2-4 AU, a więc między orbitami Marsa i Jowisza. Poza orbitą Neptuna obiega Słońce także wiele małych planet tworzących drugi pas planetoid nazywany pasem Kuipera, do którego należy Pluton, do niedawna traktowany jak dziewiąta planeta, a obecnie nazywany planetą karłowatą. Przypuszcza się, że pas Kuipera przechodzi, być może w sposób ciągły, w kuliście otaczający Słońce tzw. obłok Oorta, czyli hipotetyczne zbiorowisko małych ciał Układu Słonecznego, krążących wokół Słońca w odległościach przewyższających kilkadziesiąt tysięcy razy odległość Ziemi od Słońca.
Okresy obiegu planet wokół Słońca mieszczą się w przedziale od ? roku (Merkury) do około 165 lat (Neptun). Okresy obiegu planetoid pasa głównego wynoszą przeważnie od 3 do 6 lat, a pasa Kuipera zwykle przewyższają 200 lat. Wszystkie planety, oprócz dwóch najbliższych Słońca (Merkurego i Wenus), a także niektóre planetoidy, mają naturalne księżyce. Większość bliskich satelitów planet obiega swe ciała macierzyste po prawie kołowych orbitach położonych w płaszczyznach na ogół pokrywających się z płaszczyznami odpowiednich równików planetarnych; satelity bardziej odległe często nie podlegają tym regułom. Wszystkie planety grupy jowiszowej otoczone są ponadto pierścieniami składającymi się z wielkiej liczby drobnych bryłek materii i pyłu.
Średnice kulistych globów planet wewnętrznych zawierają się w granicach od 4,9 tys. km (Merkury) do 12,8 tys. km (Ziemia), a znacznie od nich większych planet zewnętrznych od 48,6 tys. km (Neptun) do 142,8 tys. km (Jowisz). Największa planetoida pasa głównego (Ceres), od niedawna nazywana planetą karłowatą, ma średnicę około 950 km, a największym wśród znanych obiektów pasa Kuipera jest planeta karłowata Pluton o średnicy 2370 km. Rozmiary największych satelitów są porównywalne z rozmiarami najmniejszej planety i planet karłowatych.
Suma mas wszystkich planet stanowi mniej niż 0,2% masy całego Układu Słonecznego, przy czym masy największych planet, Jowisza i Saturna, wynoszą odpowiednio 71% i 21% tej sumy. Całkowita masa głównego pasa planetoid jest oceniana na zaledwie 0,2% masy Ziemi, a sumaryczną masę obiektów w pasie Kuipera i obłoku Oorta szacuje się na około 30 mas Ziemi.
Globy prawie wszystkich planet Układu Słonecznego rotują w tym samym kierunku, w którym odbywa się ich ruch wokół Słońca, przy czym odchylenia osi obrotu od prostopadłej do płaszczyzny orbity są mniejsze od 30?; jedynie Wenus i Uran obracają się w przeciwnym kierunku. Szybka rotacja największych planet (najkrótszy okres obrotu - nieco mniej niż 10 godzin - ma największa planeta Jowisz) powoduje wyraźne spłaszczenia biegunowe ich globów.
Krążące bliżej Słońca planety grupy ziemskiej są zbudowane głównie z gęstej, trudno topliwej materii skalno-metalicznej i mają wobec tego stałe powierzchnie; ich średnie gęstości są rzędu 4-5 g/cm3. Bardziej odległe od Słońca planety olbrzymy mają znacznie mniejsze średnie gęstości (rzędu 1-2 g/cm3), gdyż składają się przede wszystkim z najlżejszych pierwiastków wodoru i helu; pozbawione są stałej powierzchni, a materia ich globów przechodzi w sposób ciągły w otaczające je atmosfery. Atmosferami otoczone są też planety wewnętrzne z wyjątkiem Merkurego. Planetoidy mają zwykle nieregularne kształty; obiekty pasa głównego są ciałami przeważnie skalnymi, a pasa Kuipera najczęściej lodowymi. Składnikami księżyców planet grupy jowiszowej są skały i lody występujące w różnych proporcjach.
Liczne małe ciała Układu Słonecznego poruszają się wokół Słońca po nietypowych, często niestabilnych trajektoriach. Po orbitach niemal identycznych z orbitą Jowisza krążą planetoidy, zgrupowane w pobliżu dwóch punktów, które tworzą z tą planetą i ze Słońcem wierzchołki trójkąta równobocznego (określa się je mianem trojańczyków). Pomiędzy pasem głównym planetoid i pasem Kuipera, czyli w obszarze ruchu planet zewnętrznych, poruszają się po orbitach eliptycznych obiekty nazywane centaurami. W obszarze ruchu planet wewnętrznych obiegają Słońce, także po orbitach eliptycznych, tzw. planetoidy bliskie Ziemi. W przestrzeni międzyplanetarnej występują ponadto obiekty poruszające się wokół Słońca po bardzo różnych torach: od krótkookresowych orbit eliptycznych podobnych do orbit planetoid bliskich Ziemi po długookresowe orbity zbliżone do paraboli. Płaszczyzny ich trajektorii są na ogół dowolnie zorientowane, co oznacza, że kierunki ich ruchu mogą być zgodne lub przeciwne do kierunku ruchu planet. Obiekty te nazywa się kometami, gdyż znajdując się blisko Słońca (w odległościach zwykle mniejszych niż 3 AU), zostają spowite ogromnymi obłokami materii gazowo-pyłowej, przyjmującymi kształt otoczki części centralnej i wypływającego z niej warkocza skierowanego w przeciwną stronę niż Słońce. Zjawiska meteorów, znaczące ślady przelotu przez atmosferę ziemską okruchów materii napotykanych przez Ziemię podczas jej ruchu wokół Słońca, świadczą o istnieniu w przestrzeni międzyplanetarnej najmniejszych obiektów należących do małych ciał Układu Słonecznego zwanych meteoroidami. Poruszają się one wokół Słońca po różnorodnych orbitach (powodując tzw. meteory sporadyczne) z wyjątkiem meteoroidów pochodzenia kometarnego, które rozpraszają się wzdłuż orbit macierzystych komet, tworząc strumienie meteoroidów (dające na niebie tzw. roje meteorów).
Przestrzeń międzyplanetarna jest wypełniona ponadto zjonizowanym gazem, wypływającym ze Słońca jako tzw. wiatr słoneczny, oraz pyłem. Otaczający Słońce i obejmujący cały układ planetarny obszar dominacji wiatru słonecznego nad materią międzygwiazdową (tzw. heliosfera) sięga odległości rzędu 100 AU od Słońca w kierunku jego ruchu w Galaktyce i może dochodzić do kilku tysięcy AU w kierunku przeciwnym (tzw. ogon heliosfery). Pył międzyplanetarny koncentruje się głównie w płaszczyźnie ruchu planet, o czym świadczy m.in. obserwowane tzw. światło zodiakalne.
1.1 Powstanie i ewolucja
W lutym 1969 r. w pobliżu meksykańskiej wioski Pueblito de Allende spadł kamień z nieba. Nie byłoby nic nadzwyczajnego w tym wydarzeniu - do Ziemi stale dociera sporo materii z przestrzeni kosmicznej - gdyby nie ciekawe wnioski, do których doprowadziły wieloletnie, wnikliwe badania tego meteorytu. Okazało się bowiem, że powstał on w okresie formowania się Układu Słonecznego i zawiera ślady obecności nie tylko materii pierwotnej mgławicy gazowo-pyłowej, stanowiącej budulec tworzącego się Słońca i jego otoczenia, lecz także jej zanieczyszczeń, których źródłem mógł być jedynie bardzo silny wybuch jakiejś pobliskiej gwiazdy.
Gwiazdy kończące żywot czasem wybuchają. Największe z obserwowanych eksplozji, dotyczące tzw. gwiazd supernowych, są zwykle finalnym etapem ewolucji bardzo masywnych obiektów. W naszej Galaktyce supernowe wybuchają co kilkaset lat; ostatnio dostrzeżona rozbłysła na niebie w 1604 r. w gwiazdozbiorze Wężownika i znana jest dziś pod nazwą supernowej Keplera. Gwałtowne wydzielanie się ogromnych ilości energii podczas wybuchu supernowej powoduje rozproszenie w przestrzeni materii, z której była zbudowana umierająca gwiazda.
Obecność w meteorycie Allende, jak nazywa się dziś meksykańskie znalezisko, produktów wybuchu supernowej wskazało prawdopodobną przyczynę zapoczątkowania procesu, który doprowadził do powstania Układu Słonecznego. Nietrudno przecież wyobrazić sobie sytuację, że ponad 4,5 miliarda lat temu, w pobliżu jednego z licznie występujących w Galaktyce obłoków materii międzygwiazdowej, dobiegł kresu żywot jakiejś masywnej gwiazdy. Związana z tym eksplozja spowodowała nie tylko zanieczyszczenie sąsiedniej mgławicy materią ginącej gwiazdy, ale także wywołała różne zakłócenia występujących w niej ruchów. Wśród chaotycznie poruszających się cząstek gazu i pyłu pojawiła się bowiem tendencja swobodnego spadania w kierunku obszaru o wzrastającej gęstości. Zaczęło się tworzyć zgęszczenie.
Rys. 1.1 | Obłok materii gazowo-pyłowej w mgławicy Oriona jako przykład miejsca narodzin gwiazd. Courtesy NASA/JPL - Caltech/UCLA
Pierwotny obłok składał się przede wszystkim z atomów wodoru, ale występowały w nim także atomy helu i niewielkie ilości atomów cięższych pierwiastków (głównie w postaci ziaren pyłu). Gęstość tej mgławicy nie przekraczała 100 atomów na milimetr sześcienny (co odpowiada około 10-21 g/cm3), a temperatura była rzędu 10 stopni powyżej zera bezwzględnego (czyli 10 kelwinów). W obrębie zgęszczenia wzrastało oczywiście ciśnienie, którego działanie rozprężające było jednak tłumione siłami grawitacyjnymi skupiającej się masy. Sprężany gaz ogrzewał się, a powstające ciepło było emitowane w postaci promieniowania. Początkowo więc temperatura kurczącego się obłoku nie ulegała zmianie, rosła natomiast jego gęstość. Ale w miarę wzrostu gęstości gaz stawał się coraz mniej przezroczysty dla promieniowania i wobec tego gromadzącemu się ciepłu coraz trudniej było znaleźć ujście. Temperatura gazu zaczęła się więc podwyższać. Gdy po jakimś czasie unoszona promieniowaniem energia nie mogła już wydostać się na zewnątrz, powstający obiekt charakteryzował się temperaturą około dziesięć razy i gęstością około milion razy większą od pierwotnej. Z początkowo bezkształtnej mgławicy materii międzygwiazdowej zaczął wyłaniać się w ten sposób kulisty twór, którego stan fizyczny stawał się już niezależny od otoczenia. Nazywa się go dziś Protosłońcem.
Dalsze kurczenie się Protosłońca powodowało stosunkowo szybki wzrost temperatury w jego wnętrzu wskutek zamiany energii grawitacyjnej na energię cieplną. Transport tej energii na powierzchnię odbywał się już nie za pomocą promieniowania jak dotychczas, ale drogą konwekcji, czyli przemieszczania się mas gazu. Gdy powierzchnia została w ten sposób ogrzana do temperatury kilku tysięcy kelwinów, Protosłońce zaczęło świecić. Jego rozmiary przekraczały wtedy kilkadziesiąt razy rozmiary dzisiejszego Słońca. Proces zapadania się grawitacyjnego trwał nadal, ale przebiegał wolniej. W miarę jego postępowania coraz bardziej wzrastała gęstość i temperatura we wnętrzu Protosłońca. Gdy temperatura w centrum osiągnęła wartość ponad miliona kelwinów, zaczęły samorzutnie zachodzić reakcje jądrowe przemiany wodoru w hel. Pojawiło się tym samym nowe, bardzo wydajne źródło energii. Po pewnym czasie gęstość i temperatura w centrum wzrosły na tyle, że energia reakcji jądrowych przewyższyła dominującą dotychczas energię zapadania grawitacyjnego i wobec tego kurczenie się Protosłońca ustało. Utworzony obiekt osiągnął promień około 700 tys. km, a jego średnia gęstość wynosiła 1,4 g/cm3. Od momentu zapoczątkowania samograwitacyjnego zapadania się pierwotnego obłoku materii międzygwiazdowej minęło kilkadziesiąt milionów lat.
W mgławicy gazowo-pyłowej, z której zaczął się tworzyć Układ Słoneczny, występowały zapewne jakieś wielkoskalowe ruchy materii. Są też powody, by przypuszczać, że suma chaotycznych ruchów poszczególnych cząstek w tym obłoku nie była równa zeru. Istnienie takich początkowych, choćby nawet minimalnych, ruchów miało bardzo daleko idące konsekwencje. W trakcie kondensacji mgławicy jej moment pędu musiał być bowiem albo zachowany, albo przekazany w jakiś sposób otoczeniu (moment pędu jest jedną z podstawowych wielkości fizycznych charakteryzujących ruch ciał względem jakiegoś wyróżnionego punktu w układzie odniesienia). W wyniku grawitacyjnego kurczenia się obłok uzyskiwał więc coraz większą prędkość obrotową (co powodował ten sam mechanizm, który np. przyspiesza rotację łyżwiarza ściągającego wyciągnięte wcześniej ramiona). Wirując zaś coraz szybciej, mgławica przyjmowała stopniowo kształt dysku z centralną kondensacją Protosłońca. Mogłoby się więc wydawać, że uformowane w drodze kurczenia się Słońce powinno bardzo szybko rotować. Wiemy jednak, że jest przeciwnie: dziś okres jego obrotu wynosi prawie miesiąc. Procesem, który odebrał powstającemu Słońcu ponad 99% momentu pędu zmagazynowanego początkowo w pierwotnym obłoku materii międzygwiazdowej, było tworzenie się planet.
Przyjmowaniu przez rotującą mgławicę gazowo-pyłową kształtu dysku z centralną kondensacją Protosłońca towarzyszyło skupianie się ziaren pyłu w płaszczyźnie prostopadłej do osi obrotu. Powodowało to coraz częstsze zderzenia między nimi, które prowadziły do zlepiania się poszczególnych drobin w większe bryłki o rozmiarach rzędu milimetrów. Ich skład zależał od miejsca powstania. Najbliżej Protosłońca, gdzie panowały najwyższe temperatury, w pozbawionych substancji lotnych ziarnach dominowały trudnotopliwe metale i krzemiany. Dalej, w obszarach o niższej temperaturze, mogły już być one pokryte warstwą lodu, wody i dwutlenku węgla, a jeszcze dalej od Protosłońca również metanu i amoniaku, czyli związków wodoru, tlenu, węgla i azotu. Te wszystkie grudki materii, rozmieszczone w cienkiej, płaskiej warstwie pokrywającej się z główną płaszczyzną dysku i stanowiące niespełna 5% masy całej mgławicy, były jakby zanurzone w gazie złożonym przede wszystkim z wodoru oraz - w znacznie mniejszych ilościach - z helu, a także cięższych pierwiastków. Siły wzajemnego przyciągania grawitacyjnego między poszczególnymi grudkami prowadziły do kolejnych zagęszczeń, które zapoczątkowywały dalszy wzrost coraz to większych brył. Powstanie w ten sposób obiektu o kilometrowych rozmiarach trwało kilkaset tysięcy lat. Równocześnie ze Słońcem utworzyło się więc w ten sposób wiele krążących wokół niego tzw. planetozymali. Ich ruchy były niestabilne. Często więc dochodziło do zderzeń, których konsekwencją było bądź to zlepianie stykających się brył, bądź też ich fragmentacja. Powstawały też skupiska planetozymali, które wzajemnie się przenikając, mogły utworzyć coraz silniej związane grawitacyjnie obiekty. Po paru milionach lat wykrystalizowało się w ten sposób kilka wyraźnie gęstniejących centrów, wychwytujących z otoczenia, czyli z tzw. dysku protoplanetrnego, coraz więcej materii; nazywamy je protoplanetami.
W wewnętrznych rejonach tworzącego się Układu Słonecznego, czyli blisko Protosłońca, wyłoniły się cztery protoplanety, z których w stosunkowo długim, rzędu stu milionów lat procesie akrecji i rozwarstwiania powstały planety grupy ziemskiej. Zróżnicowanie składu ziaren pyłu pierwotnej mgławicy, a następnie dysku protoplanetarnego, znalazło odzwierciedlenie w ich budowie. Najbliższy Słońca Merkury, którego kondensacja rozpoczynała się w temperaturze około 1400 K, uzyskał największe jądro złożone głównie z żelaza w stanie metalicznym z domieszkami niklu. Żelazo stanowi prawdopodobnie 80% masy Merkurego, który wobec tego charakteryzuje się jedną z największych wśród planet gęstością. Inne pierwiastki ciężkie, jak magnez i krzem, nie zdołały się w tych warunkach skondensować i pozostały w mgławicy w stanie lotnym. Wenus zaczynała akrecję w temperaturze około 900 K, przy której mogła już nastąpić kondensacja magnezu i krzemu. Planeta ta ma więc mniejszy od Merkurego stosunek żelaza metalicznego do krzemianów, a tym samym charakteryzuje się mniejszą gęstością.
Rys. 1.2 | Zdjęcia planet ziemiopodobnych (zachowana skala wielkości), od lewej: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Courtesy NASA/JPL
Ziemia tworzyła się w obszarze o temperaturze około 600 K dopuszczającej istnienie, oprócz żelaza metalicznego, także utlenionych postaci żelaza, co mogłoby sugerować jeszcze mniejszą jej gęstość. Średnia gęstość Ziemi przewyższa jednak nawet średnią gęstość Merkurego z powodu obecności w jej jądrze sporych ilości siarki, czyli pierwiastka o stosunkowo dużej masie atomowej (średnia gęstość planety zależy także od jej wielkości: im większa jest planeta, tym wyższe są ciśnienia w jej wnętrzu, powodujące coraz większe zgniatanie materii jądra, a przez to większa jest średnia gęstość planety). W przypadku Marsa, którego akrecja następowała w rejonie mgławicy o temperaturze około 450 K, całe żelazo występowało w postaci siarczków lub krzemianów i wobec tego nie ma on już jądra zbudowanego z żelaza metalicznego. Jego średnia gęstość jest więc wyraźnie mniejsza od gęstości planet bliższych Słońca.
W bardziej odległych od centrum, czyli znacznie chłodniejszych obszarach powstającego Układu Słonecznego, także utworzyły się cztery protoplanety, które zapoczątkowały proces akrecji planet jowiszowych. W przeciwieństwie do planet grupy ziemskiej ich głównym budulcem były planetozymale bogate w zamrożone związki pierwiastków lekkich. Temperatury, które panowały w tych rejonach, były na tyle niskie, że dopuszczały kondensację lub umożliwiały przetrwanie przede wszystkim lodu wodnego, a także lodu dwutlenku węgla, metanu, amoniaku. Obfitość substancji lodowych (a było ich tu prawdopodobnie czterokrotnie więcej niż minerałów, z których powstawały planety grupy ziemskiej) zwiększyła wydajność procesu akrecji planetarnej, m.in. dzięki większej zdolności planetozymali lodowych do zlepiania się. Szybki wzrost masy tych protoplanet powodował, że wychwytywały one coraz więcej gazu mgławicy. Przypuszcza się, że gdy masa Protojowisza osiągnęła wartość co najmniej dziesięciokrotnie większą od masy Ziemi, wówczas dalsza akrecja tego coraz bardziej gazowego obiektu zaczęła przebiegać w sposób analogiczny do opisanej już wyżej kondensacji Protosłońca. Ponad 80% masy uformowanego w ten sposób Jowisza przypada na wodór i hel. Jego gęstość jest więc czterokrotnie mniejsza od gęstości Ziemi i niemal identyczna jak średnia gęstość Słońca. Maksymalna temperatura wnętrza Jowisza nie osiągnęła jednak nigdy wartości umożliwiającej zapoczątkowanie reakcji jądrowych; aby mogło do tego dojść, masa Jowisza musiałaby być znacznie większa. Jowisz nie stał się więc gwiazdą, ale pozostał planetą, mimo że pod względem składu chemicznego niewiele różni się do Słońca. W podobny sposób przebiegała też prawdopodobnie akrecja Saturna. Obie te największe planety, wraz ze swymi satelitami, ukształtowanymi zapewne w procesie analogicznym do opisanego, tworzą więc jakby miniatury Układu Słonecznego. W dalszych obszarach pierwotnej mgławicy, gdzie gęstość materii gazowo-pyłowej była mniejsza niż w rejonach bliższych Słońca, proces akrecji nie mógł już być tak wydajny i pewnie dlatego Uran i Neptun nie zdołały osiągnąć rozmiarów oraz mas Jowisza i Saturna.
Rys.1.3 | Zdjęcia planet olbrzymów (zachowana skala wielkości), od dołu: Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Courtesy NASA/JPL
Ostatnim etapem formowania się Układu Słonecznego było jakby wielkie sprzątanie terenu budowy z resztek budulca. Istotną rolę odegrało w tym Słońce, które w pierwszej fazie swej ewolucji (gdy głównym źródłem jego energii stała się termojądrowa przemiana wodoru w hel) okazało się szczególnie aktywne, wyrzucając ogromne ilości materii w postaci tzw. wiatru słonecznego. Początkowe podmuchy tego wiatru, znacznie silniejsze od obecnie obserwowanych, w ciągu zaledwie kilkuset tysięcy lat rozproszyły gaz i pył, które pozostały nieskondensowane w przestrzeni międzyplanetarnej. Drugim czynnikiem oczyszczającym Układ Słoneczny były oddziaływania grawitacyjne coraz bardziej masywnych planet, przede wszystkim Jowisza i Saturna. One to zapewne spowodowały wyrzucenie daleko poza obszar ruchu planet dużej części planetozymali, które uniknęły wchłonięcia przez protoplanety lub spadku na planety już uformowane. Dziś te pozostałości budulca planetarnego tworzą prawdopodobnie chmurę Oorta. Oddziaływanie grawitacyjne Jowisza jest też przypuszczalnie odpowiedzialne za uwięzienie między orbitami Marsa i Jowisza planetozymali, z których nie zdołała się uformować planeta. Pozostałościami po nich jest dziś pas główny planetoid. Usuwanie przez wiatr słoneczny i oddziaływania grawitacyjne planet resztek materiału, z którego powstał Układ Słoneczny, nie dosięgło planetozymali pozostałych na obrzeżach dysku pierwotnej mgławicy; tworzą dziś one pas Kuipera.
Efektem wtórnym tego czyszczenia i porządkowania oraz końcowym akordem procesu powstawania Układu Słonecznego, którego ślady przetrwały do dziś na wielu obiektach, było tzw. wielkie bombardowanie. Ziarna pyłu niesione wiatrem słonecznym i planetozymale poruszające się po torach ulegających nieraz radykalnym zmianom wskutek zderzeń i wzajemnych oddziaływań grawitacyjnych, stosunkowo często trafiały w powierzchnie planet i ich satelitów, wybijając w nich tzw. kratery uderzeniowe. Szczególnie wyraźnie widać je dziś na pozbawionych atmosfery Merkurym i ziemskim Księżycu. Mniej więcej 4 miliardy lat temu te wszystkie gwałtowne procesy powoli wygasły. Od tego czasu Układ Słoneczny ewoluuje na ogół spokojnie, nie przeżywając żadnych większych wstrząsów.
Nie znaczy to oczywiście, że lokalnie, np. na jakiejś planecie lub w określonym rejonie układu planetarnego, nie zachodziły, czy też nie zachodzą, różne przypadkowe wydarzenia bądź procesy, w tym także mające charakter katastroficzny. Przeciwnie, wydaje się, że dotychczasowa ewolucja Układu Słonecznego wręcz obfituje w tego typu sytuacje. Ale nie miały one nigdy zasięgu globalnego i nie zmieniły w sposób radykalny ukształtowanej cztery miliardy lat temu zasadniczej budowy i charakteru ewolucji. Układ Słoneczny jest strukturą dynamicznie stabilną w okresie rzędu kilku miliardów lat, czyli porównywalnym z jego wiekiem.
Ciekawego przykładu wydarzeń, uatrakcyjniających monotonny (jakby się mogło wydawać) żywot Układu Słonecznego, dostarczają obiekty, które w czasie końcowych porządków zostały odrzucone na dalekie peryferia. Od czasu do czasu zdarza się bowiem, iż (być może wskutek oddziaływań grawitacyjnych gwiazd sąsiadujących ze Słońcem czy też przechodzących blisko naszego układu jakichś masywnych obłoków materii międzygwiazdowej) pojedynczy członkowie chmury Oorta uzyskują takie prędkości i kierunki ruchu, że po wielu tysiącach, a nawet milionach lat znowu trafiają w pobliże Słońca. I wtedy z dawnymi planetozymalami zaczynają dziać się różne dziwne rzeczy. Gdy taka bryła pierwotnej materii dotrze mniej więcej do obszaru ruchu planet ziemskiej grupy, to promieniowanie słoneczne zdoła na tyle już ogrzać jej powierzchnię, że zamrożone w niej gazy i drobiny pyłu zaczynają się uwalniać. W miarę zbliżania się do Słońca wokół obiektu tworzy się więc coraz większa otoczka gazowo-pyłowa, z której z kolei wiatr słoneczny wydmuchuje strugi materii. Dzięki rozproszeniu na jej cząstkach światła słonecznego można czasem dostrzec na ciemnym tle nocnego nieba niezwykły twór przypominający wyglądem gwiazdę z warkoczem - jest to kometa.
Rys. 1.4 | Kometa Hale-Boppa (fot. Gerald Rhemann). Courtesy NASA/JPL
Na przelatujące przez układ planetarny komety czyhają różne pułapki. Oddziaływania grawitacyjne planet, głównie najmasywniejszego Jowisza, zmieniają ich ruch. Są to na ogół niewielkie odkształcenia pierwotnego toru. Czasem może się jednak zdarzyć, że kometa dość znacznie zbliży się do którejś z wielkich planet i wtedy może dojść do radykalnej zmiany jej orbity. Nawet takiej, która nie pozwoli już komecie powrócić w rejony, z których została wytrącona, tylko zmusi ją albo do okrążania Słońca po orbicie eliptycznej z okresem rzędu kilku, kilkunastu lub nawet kilkudziesięciu lat, albo wyrzuci ją już na zawsze z Układu Słonecznego. Komety uwięzione we wnętrzu układu planetarnego, czyli tzw. komety okresowe, stosunkowo szybko tracą swą masę, gdyż podczas każdego przejścia w pobliżu Słońca ubywa z nich trochę, głównie lotnych, substancji. Jeśli zbliżenie komety do planety było bardzo duże, to może także nastąpić jej rozpad. Trudno wreszcie wykluczyć ewentualność upadku komety na Słońce lub zderzenia z planetą i tym samym gwałtownego kresu jej życia, chociaż oczywiście liczba komet ulegających takim katastrofom, w porównaniu z liczbą komet przelatujących przez układ planetarny, jest bardzo mała.
Z naszego, ludzkiego punktu widzenia komety są zupełnie wyjątkowymi ciałami Układu Słonecznego. Choć czasem bywają traktowane jak odpadki tworzywa planetarnego czy też przybłędy z kosmosu - a w świetle tego, co o nich wiemy, trudno zaprzeczyć trafności tych niezbyt miłych określeń - to jednak musimy pamiętać, że właśnie kometom zawdzięczamy poniekąd swoje istnienie. Okazało się bowiem, że to one dostarczyły tworzącej się Ziemi ogromnych ilości materii organicznej niezbędnej przecież do zaistnienia życia. Dziś jeszcze nasza planeta jest wzbogacana rocznie około 300 tonami materii bogatej w złożone związki węgla, która została rozproszona w przestrzeni międzyplanetarnej przez komety, a ocenia się, że w początkowym okresie jej ewolucji tej materii docierało do Ziemi znacznie więcej. Obecnie wiadomo, że znajdujące się w kometach różne skomplikowane molekuły organiczne są starsze od Układu Słonecznego, a więc musiały już istnieć w pierwotnym obłoku materii międzygwiazdowej (dziś w takich obłokach obserwuje się ich bardzo wiele). Dzięki kometom przetrwały burzliwy okres formowania się Słońca i układu planetarnego oraz zostały dostarczone planecie, na której znalazły warunki odpowiednie do dalszego rozwoju. Jego konsekwencją było pojawienie się na Ziemi życia prawdopodobnie już 3,5 miliarda lat temu.
1.2 Dzieje poznawania
Nie wiemy, kiedy człowiek zaczął świadomie patrzeć w niebo i - zadziwiony jego widokiem - zastanawiać się nad zjawiskami, wśród których pierwszymi były zapewne tajemnicze ruchy Słońca, Księżyca i planet. Wiemy, że astronomia jest najstarszą z nauk. Jej dzieje pokazują, jak mozolnie i jak krętymi ścieżkami ogarniała myśl ludzka niezwykłości świata otaczającego Ziemię oraz ile trudu, a nawet ofiar, pochłonęło odkrywanie i zgłębianie jego natury.
Podwaliną współczesnego obrazu oraz nowożytnych koncepcji powstania i ewolucji Układu Słonecznego stało się odkrycie Mikołaja Kopernika (1473-1543), że planety, a wśród nich i nasza Ziemia, krążą wokół Słońca. Zrozumienie i przyjęcie faktu, że centralnym ciałem Układu jest Słońce, a nie - jak wcześniej sądzono - Ziemia, która okazała się jedną z planet, umożliwiło Johannesowi Keplerowi (1571-1630) wydedukowanie z obserwacji ruchu planet po niebie prawideł, którym podlegają rzeczywiste ruchy planet wokół Słońca. Te empiryczne zależności znalazły teoretyczne wytłumaczenie w odkrytych przez Isaaca Newtona (1642-1727) zasadach dynamiki i prawie powszechnego ciążenia.
Model Układu Słonecznego zbudowany przez Kopernika oraz objaśniony i uzasadniony przez Keplera i Newtona składał się z sześciu obiegających Słońce planet, które można zobaczyć gołym okiem (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn), oraz z krążących wokół nich satelitów: najpierw tylko ziemskiego Księżyca, a od 1610 r., w którym Galileusz (Galileo Galilei, 1564-1642) po raz pierwszy skierował na niebo lunetę, także czterech księżyców Jowisza i wkrótce potem jeszcze pięciu księżyców Saturna. Rozszerzenie możliwości obserwacyjnych w XVII w. doprowadziło też do odkrycia niezwykłej struktury materii wokół Saturna, której właściwą interpretację - jako pierścienia planety - podał Gian Domenico Cassini (1625-1712). Począwszy od dostrzeżenia przez Edmonda Halleya (1656-1742) okresowości komet, w heliocentrycznym obrazie Układu Słonecznego zaczęły pojawiać się nowe obiekty. Wiek XVIII wzbogacił go nie tylko o słynną kometę Halleya, lecz także o jeszcze jedną planetę: dostrzeżonego przypadkowo przez Friedricha W. Herschla (1738-1822) w 1781 r. Urana, o którym początkowo sądzono, że jest kometą.
Korzenie dominującego dziś w astronomii poglądu na powstanie Układu Słonecznego sięgają rozważań Kartezjusza (Rene Descartes, 1596-1650) poświęconych wirom w pierwotnej materii Wszechświata, które miały doprowadzić do utworzenia się planet. Ale koncepcje kosmogoniczne, zasługujące, z dzisiejszego punktu widzenia, na miano hipotez naukowych, sformułowane zostały dopiero w drugiej połowie XVIII w. Georges L. Buffon (1707-1788) uważał, że planety powstały z materii wyrzuconej ze Słońca w wyniku zderzenia z kometą. Gdy później zrozumiano, że kometa nie jest w stanie wywołać takiego wyrzutu, zamieniono ją na blisko przelatującą gwiazdę. Jej oddziaływanie grawitacyjne miało doprowadzić do wyrwania ze Słońca strug materii, która stygnąc, kondensowała się w planety. Immanuel Kant (1724-1804) wyraził natomiast pogląd, że Słońce i planety tworzyły się równocześnie z rotującego dysku pierwotnej mgławicy słonecznej. Z kolei Pierre Simon de Laplace (1749-1827), nie znając sugestii Kanta, opracował model kurczącej się i wobec tego coraz szybciej obracającej się mgławicy, odrzucającej kolejno pierścienie materii, które dawały początek planetom, podczas gdy jej części centralne tworzyły Słońce.
Mające charakter spekulatywny koncepcje Kanta i Laplace'a stały się jednak podstawą najbardziej dziś wiarygodnej hipotezy powstania Układu Słonecznego omówionej w poprzednim paragrafie. Tłumaczy ona stosunkowo najpełniej nie tylko prawidłowości obserwowane w Układzie Słonecznym, lecz także umożliwia zrozumienie osobliwości obserwowanych od niedawna w Galaktyce obiektów protogwiazdowych otoczonych dyskami materii, w których prawdopodobnie i dziś zachodzą analogiczne procesy formowania się systemów planetarnych.
Początek XIX w. zapisał się w historii astronomii odkryciem, które zmieniło obraz najbliższego sąsiedztwa kosmicznego Ziemi: w dniu 1 stycznia 1801 r. astronom sycylijski Giuseppe Piazzi (1746-1826) zaobserwował pierwszą planetoidę. Rzeczywiste znaczenie tego i następujących po nim odkryć małych ciał Układu Słonecznego, stało się zrozumiałe i ujawniło dalekosiężne konsekwencje chyba jednak dopiero w drugiej połowie minionego stulecia. Odkrycie pierwszej planetoidy, którą nazwano imieniem rzymskiej bogini wegetacji i urodzajów Ceres, a w ślad za nią następnych - Pallas (1802), Junony (1804) i Westy (1807) - wypełniło w ówczesnym obrazie Układu Słonecznego lukę między Marsem a Jowiszem, która wynikała z rozpowszechnionej pod koniec XVIII w. empirycznej reguły Titiusa-Bodego określającej odległości planet od Słońca. Na odkrycie kolejnej planetoidy trzeba było czekać aż do 1845 r., ale potem ruszyła lawina. Do końca 1850 r. znanych już było 13 planetoid, a w stulecie odkrycia Ceres katalog małych planet zawierał 463 obiekty. Wiek XX powiększył tę liczbę aż do 20 957.
Zaobserwowanie w 1846 r. przez Johanna G. Gallego (1812-1910) kolejnej planety w pobliżu miejsca na niebie wskazanego drogą obliczeń zakłóceń ruchu Urana powodowanych przez hipotetyczny obiekt, nie tylko stało się wielkim tryumfem mechaniki newtonowskiej, lecz także uzupełniło obraz Układu Słonecznego o Neptuna. Druga połowa XIX i początek XX w., poprzez liczne odkrycia wielu nowych planetoid, zawdzięczane przede wszystkim zastosowaniu fotografii do obserwacji astronomicznych, wnoszą do modelu Układu Słonecznego coraz lepiej zarysowany obraz pasa małych planet z jego różnymi osobliwościami. Spektakularnym sukcesem metod fotograficznych było znalezienie w 1930 r. przez Clyde'a W. Tombaugha (1906-1997) obiektu jeszcze bardziej odległego od Słońca niż Neptun, który uznano za dziewiątą planetę i nazwano Plutonem.
Rys. 1.5 | Obraz Układu Słonecznego w połowie XX w. (podziałki na osiach prawej części odpowiadają 1 AU). "Astrofizyka układów planetarnych" Paweł Artymowicz, Wydawnictwo Naukowe PWN, 1995, str. 21
Taki właśnie obraz Układu Słonecznego (dziewięć wielkich planet obiegających Słońce wraz ze swymi księżycami oraz setki małych planet, krążących wokół Słońca między orbitami Marsa i Jowisza) utrwalił się na długo w powszechnej świadomości, zajmując należne mu miejsce w podręcznikach, encyklopediach oraz różnych publikacjach astronomicznych zarówno naukowych, jak i popularnych. Oczywiście inne obiekty (np. komety, satelity planet, meteoroidy) oraz różnorodność obserwowanych lub tylko hipotetycznych struktur (np. heliosfera, magnetosfery i pierścienie planet) stale wzbogacają współczesny model Układu Słonecznego, czyniąc go znacznie bardziej interesującym, niż mógłby się wydawać na podstawie tak uproszczonego sformułowania. Niemniej jednak zasadniczy zarys tego obrazu pozostał właściwie niezmieniony niemal do samego końca XX w.
Osiągnięcia ostatnich dziesięcioleci w badaniach Układu Słonecznego zmuszają dziś jednak do pewnej modyfikacji tego spojrzenia na jego strukturę i ewolucję. Wydaje się, że ułatwiły one, a czasem nawet po prostu umożliwiły dostrzeżenie i zrozumienie wzajemnych powiązań i współzależności pomiędzy różnymi zjawiskami i faktami, zarówno obserwacyjnymi, jak i pochodzącymi z dociekań teoretycznych, prowadząc w konsekwencji do coraz wyraźniejszego krystalizowania się nowego obrazu naszego najbliższego otoczenia kosmicznego i jego ewolucji. Warto więc pokusić się o próbę nakreślenia zasadniczych elementów tego obrazu, wyłaniających się z dorobku drugiego półwiecza minionego stulecia. Nie zapominajmy przy tym, że był to czas rozpoczęcia eksploracji Układu Słonecznego metodami technik kosmicznych i to one przede wszystkim wycisnęły piętno nowości na współczesnym jego obrazie.
1.3 Nowe odkrycia
Obiektami, które pierwsze zmąciły klarowny i prosty obraz Układu Słonecznego pierwszej połowy XX w., były planetoidy poruszające się po orbitach nieraz dość znacznie wykraczających poza typowy obszar ruchu małych planet znajdujący się między orbitami Marsa i Jowisza. Wprawdzie pierwsza tego rodzaju planetoida, (433) Eros, została odkryta jeszcze w 1898 r., ale przez długi czas była wyjątkiem, który - jak się wydawało - potwierdza regułę. Główną osobliwością Erosa jest możliwość jego zbliżeń do Ziemi na odległość dochodzącą do zaledwie 22 milionów kilometrów. Peryhelium jego orbity znajduje się bowiem w niewiele większej odległości od Słońca niż średnia odległość od niego Ziemi. Następną tego typu planetoidę dostrzeżono dopiero po dwudziestu latach: odkryta w 1918 r. (887) Alinda przechodzi jeszcze bliżej orbity Ziemi niż Eros, a ponadto - w przeciwieństwie do Erosa - porusza się po torze o wyraźnie eliptycznym kształcie, co uczyniło ją tym bardziej niezwykłym obiektem wśród dotąd odkrytych planetoid (mimośród orbity Alindy, czyli wielkość charakteryzująca stopień jej eliptyczności, wynosi 0,6; dla porównania warto przypomnieć, że mimośród orbity kołowej jest równy 0, a parabolicznej 1).
Innego rodzaju osobliwość w świecie małych planet ukazało odkrycie w ciągu zaledwie jednego roku, od lutego 1906 do lutego 1907 r., trzech planetoid obiegających Słońce po orbitach niemal takich samych jak orbita Jowisza, przy czym dwie z nich, (588) Achilles i (624) Hektor, poruszają się za Jowiszem, podczas gdy (617) Patroklos go wyprzedza. Okazało się ponadto, że ich odległości od tej planety są stale mniej więcej równe odległości Jowisza od Słońca. Oznacza to, że trzy ciała niebieskie: Słońce, Jowisz i tak poruszająca się planetoida, znajdują się zawsze w wierzchołkach trójkąta równobocznego. Dostrzeżenie tej niezwykłości nowych obiektów stało się w nauce nie lada sensacją, zrozumiano bowiem, że stanowią one przyrodnicze potwierdzenie - znalezionych teoretycznie jeszcze w 1772 r. przez Josepha L. Lagrange'a (1736-1813) - rozwiązań tzw. ograniczonego zagadnienia trzech ciał będącego do dziś jednym z najdonioślejszych problemów mechaniki nieba. Do końca XX w. odkryto ponad 800 tego typu obiektów, a ponieważ nadawane im nazwy są imionami bohaterów wojny trojańskiej, planetoidy te często nazywa się trojańczykami. W połowie 2016 r. znanych już było prawie 6,5 tys. trojańczyków.
Kolejnym obiektem, który wzbudził spore zainteresowanie, była planetoida (944) Hidalgo odkryta w 1920 r. Ona też porusza się po orbicie eliptycznej, której mimośród nawet nieco przewyższa mimośród orbity Alindy, oddala się ona od pasa planetoid nie po jego wewnętrznej stronie, jak Eros i Alinda, lecz na zewnątrz aż do odległości od Słońca równej 9,6 AU (punkt orbity najbardziej oddalony od Słońca nosi nazwę aphelium). Okres obiegu Hidalgo wokół Słońca wynosi więc aż 14 lat, podczas gdy Eros i Alinda potrzebują na pełne okrążenie Słońca odpowiednio 1,8 roku i 4 lata. Dodatkową osobliwością tej planetoidy jest bardzo duży, wynoszący aż 42?, kąt nachylenia płaszczyzny jej ruchu do płaszczyzny ruchu Ziemi (tzw. płaszczyzny ekliptyki). Dodajmy, że typową wartością tego kąta dla planetoid jest kilka stopni.
Dalsze odkrycia niezwykłych obiektów przyniósł rok 1932, w którym dostrzeżono planetoidy (1221) Amor i (1862) Apollo. Amor, którego odległość peryhelium wynosi 1,08 AU, jest dziś traktowany jako główny przedstawiciel całej grupy planetoid, określanej mianem grupy Amora, która - najogólniej mówiąc - charakteryzuje się tym, że jej członkowie w peryhelium przybliżają się do orbity Ziemi. Apollo, po odkryciu w 1932 r., został na długo zgubiony. Po usilnych poszukiwaniach odnaleziono go dopiero w 1973 r. Ponieważ odległości peryhelium i aphelium jego orbity wynoszą odpowiednio 0,65 i 2,3 AU, a ruch odbywa się w płaszczyźnie nachylonej do płaszczyzny ruchu Ziemi pod niewielkim kątem zaledwie 6?, więc Apollo podczas swego ruchu wokół Słońca może zbliżać się aż do trzech wielkich planet: Marsa, Ziemi i Wenus. Planetoidy, których odległości peryhelium są mniejsze od 1 AU (o których często, ale niezbyt ściśle, mówi się, że ich orbity przecinają orbitę Ziemi), określa się mianem planetoid typu Apolla.
Jeszcze dziwniejszym niż Apollo obiektem okazała się planetoida (1566) Ikar odkryta w 1949 r. W peryhelium przybliża się ona do Słońca na odległość zaledwie 0,19 AU, czyli bliżej niż najbliższa planeta Merkury, w aphelium zaś oddala od Słońca do odległości tylko 2 AU. Okres jej obiegu wokół Słońca wynosi 1,1 roku. Orbita Ikara jest silnie spłaszczoną elipsą (mimośród wynosi 0,8) i "przecina" orbity wszystkich czterech planet ziemskiej grupy. W czerwcu 1968 r. Ikar przeleciał w odległości jedynie 0,04 AU (czyli około 6,5 mln km) od Ziemi.
Rys. 1.6 | Przykłady orbit planetoid bliskich Ziemi: Apollo, Ateny i Amora. Courtesy NASA/JPL
Warto też wspomnieć o odkrytej w 1976 r. planetoidzie (2062) Atena, która - podobnie jak Amor i Apollo - była pierwszym członkiem dziś już całej grupy obiektów, których okresy obiegu wokół Słońca są krótsze od jednego roku, czyli ich średnie odległości od Słońca są mniejsze od 1 AU. Ze względu na wyraźną najczęściej eliptyczność ich orbit również "przecinają" orbitę Ziemi, czasem Wenus, a nawet Merkurego. Obiekty należące do grup Amora, Apolla i Ateny nazywa się wspólnie planetoidami bliskimi Ziemi (NEA, ang. Near Earth Asteroids). Ich liczebność ocenia się na kilkadziesiąt tysięcy przy założeniu rozmiarów powyżej 0,5 km.
W połowie 2016 r. znanych już było prawie 15 tys. planetoid bliskich Ziemi, a dzięki specjalnym programom obserwacyjnym odkrywa się ich coraz więcej. Głównym powodem szczególnego nimi zainteresowania jest możliwość zbliżeń do Ziemi tego typu obiektów, a nawet ich zderzeń z nią. Wprawdzie prawdopodobieństwo zderzenia jest bardzo małe ale dobrze wiadomo, że w przeszłości do takich kataklizmów już dochodziło. Świadczą o tym kratery uderzeniowe na powierzchni Ziemi, których do tej pory zdołano zidentyfikować około 150. Znacznie więcej śladów uderzeń znajduje się na powierzchniach Księżyca, Marsa czy Merkurego, a więc tych obiektów, które od bardzo dawna pozbawione już są tak silnej aktywności tektonicznej i erozji atmosferycznej, jakie występują na Ziemi czy Wenus.
Możliwość zderzeń planetoid bliskich Ziemi z planetami, a także wpływ na ich ruch oddziaływań grawitacyjnych planet, szczególnie silny podczas dużych zbliżeń, do których może stosunkowo często dochodzić, powodują, że czas życia tych obiektów na ich obecnych orbitach jest znacznie krótszy od wieku Układu Słonecznego. Ocenia się, że jest on rzędu kilkudziesięciu milionów lat. Kresem życia planetoid bliskich Ziemi może być nie tylko zderzenie z planetą, lecz także upadek na Słońce lub wyrzucenie z obszaru dotychczasowego ruchu. Z faktu, że dziś obserwujemy planetoidy bliskie Ziemi, wynika więc, że musiały one tu skądś przybyć. Co więcej, wydaje się oczywiste, że również obecnie z ich populacji jedne obiekty ją opuszczają, a inne ją uzupełniają. O ciągłym procesie takiej wymiany dziś jeszcze nie potrafimy jednak zbyt wiele powiedzieć, chociaż zagadnienie to jest już od wielu lat przedmiotem wnikliwych dociekań.
Najnowsze rozważania wskazują przede wszystkim na dwa źródła planetoid bliskich Ziemi. Pierwszym może być pas główny planetoid. Mechanizmem, który wydaje się dostatecznie wydajnym do zapewnienia stałości populacji tych obiektów, są zderzenia między członkami pasa głównego. Energie przekazywane podczas zderzeń okazały się jednak za małe na to, aby spowodować odpowiednią zmianę orbity uczestników zderzeń lub fragmentów rozpadu będącego ich konsekwencją. Proces przebiega więc pewnie dwuetapowo. Najpierw w wyniku zderzenia jakiś obiekt może zacząć obiegać Słońce po tzw. orbicie rezonansowej i dopiero później oddziaływanie grawitacyjne Jowisza powoduje przeniesienie go na orbitę typową dla planetoid bliskich Ziemi. Zarówno teoretycznie, jak i za pomocą modelowania cyfrowego stwierdzono, że szczególnie wydajnymi pod tym względem rezonansami jest współmierność 3:1 średnich ruchów planetoidy i Jowisza (odpowiadająca jednej z tzw. przerw Kirkwooda w pasie głównym planetoid) oraz jeden z tzw. rezonansów wiekowych (współmierność nie tylko średnich ruchów planetoidy i Jowisza, lecz także precesyjnych zmian długości ich peryheliów).
Drugim źródłem planetoid bliskich Ziemi mogą być komety krótkookresowe. Najbardziej oczywistym faktem potwierdzającym tę koncepcję jest rzucające się w oczy podobieństwo orbit obu tych rodzajów małych ciał Układu Słonecznego. Ale dopiero wnikliwe badania ostatnich dziesięcioleci dotyczące ewolucji jąder kometarnych - spośród których trudno nie wspomnieć pamiętnej eksploracji słynnej komety Halleya za pomocą kilku sond kosmicznych w 1986 r. (o czym jest mowa w rozdziale 7) - pokazały, że aktywność komety może ustać m.in. w wyniku pokrycia całej powierzchni jądra skorupą materii nielotnej, która uniemożliwia dalsze "parowanie" pozostałych wewnątrz materiałów lotnych. Kres życia komety może też nastąpić po całkowitym wyczerpaniu się substancji lotnych w jądrze. Pozostałością jest obiekt - określany czasem mianem drzemiącej (w pierwszym przypadku) lub martwej (w drugim) komety - który ziemskiemu obserwatorowi jawi się oczywiście jak planetoida. Najnowsze oceny wskazują, że pochodzenie kometarne może mieć nie więcej niż 40% populacji planetoid bliskich Ziemi.
W październiku 1977 r. dokonano odkrycia, które z dzisiejszego punktu widzenia może być uznane za przełom w kształtowaniu nowego obrazu Układu Słonecznego. Astronom amerykański polskiego pochodzenia Charles T. Kowal (1940-2011), poszukując nowych planetoid bliskich Ziemi, dostrzegł obiekt, którego bardzo wolny ruch po niebie wskazywał, że jest odległy od Ziemi znacznie dalej niż jakakolwiek ze znanych dotychczas planetoid. Dość szybko udało się wiarygodnie wyznaczyć jego orbitę, gdyż znaleziono wiele przedodkryciowych obserwacji sięgających wstecz aż do roku 1895. Okazało się, że w peryhelium zbliża się on do Słońca na odległość 8,5 AU, a w aphelium oddala od niego aż do 18,9 AU. Porusza się więc całkowicie poza pasem głównym planetoid, pomiędzy orbitami Jowisza i Urana w płaszczyźnie nachylonej do płaszczyzny ruchu Ziemi pod kątem zaledwie 7?. Okres obiegu wokół Słońca tego obiektu sięga prawie 51 lat. Jego rozmiary oceniono na kilkaset kilometrów i pewnie to przesądziło o zakwalifikowaniu go - mimo nietypowej orbity - do populacji planetoid. Niezwykła planetoida otrzymała numer katalogowy 2060 i nazwę Chiron będącą w mitologii greckiej imieniem najsłynniejszego z centaurów.
Przez wiele lat Chiron był jedyną znaną planetoidą poruszającą się po zewnętrznej stronie i zdala od pasa głównego małych planet (nie licząc oczywiście trojańczyków, o których była wyżej mowa). Dopiero lata dziewięćdziesiąte ubiegłego wieku, dzięki wydatnemu zwiększeniu możliwości obserwacyjnych w wyniku coraz powszechniejszego użycia tzw. detektora CCD zamiast kliszy fotograficznej, przyniosły odkrycia dalszych tego typu obiektów. Do połowy 2016 r. zaobserwowano już około 650 takich planetoid i obecnie traktuje się je jako wyróżnioną grupę obiektów określanych mianem centaurów. Podobnie jak ich główny przedstawiciel Chiron, centaury poruszają się w obszarze ruchu Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna po wyraźnie eliptycznych orbitach, położonych na ogół w płaszczyznach nachylonych pod niewielkimi kątami do płaszczyzny ruchu Ziemi. Liczebność tej populacji małych ciał Układu Słonecznego ocenia się na co najmniej kilka tysięcy obiektów o rozmiarach co najmniej kilkudziesięciu kilometrów.
Rys. 1.7 | Przykłady orbit centaurów (Chiron, Pholus) i planetoid pasa Kuipera (Pluton, 1994 TB). Ponieważ płaszczyzny orbit tych obiektów są wyraźnie odchylone od płaszczyzny ruchu wielkich planet, linią przerywaną zaznaczono części ich orbit znajdujące się pod tą płaszczyzną. CBK PAN
Możliwość zbliżeń centaurów do wielkich planet powoduje, że ich orbity mogą ulegać dużym zmianom w stosunkowo krótkim czasie. Podobnie jak w przypadku planetoid bliskich Ziemi, prowadzi to do wniosku, że czas życia centaurów musi być znacznie krótszy od wieku Układu Słonecznego. Na przykład analiza statystyczna ewolucji orbit podobnych do orbity Chirona wskazuje, że w okresie ?100 tys. lat od chwili obecnej Chiron może zmienić swój ruch w taki sposób, że okres jego obiegu wokół Słońca będzie krótszy od 20 lat. Co więcej, oszacowano, że prawdopodobieństwo przejścia Chirona na orbitę krótkookresową jest pięciokrotnie większe od prawdopodobieństwa wyrzucenia go poza obszar ruchu planet. Powstaje więc pytanie, skąd pochodzą centaury i w jaki sposób zostały wprowadzone na orbity, po których obecnie się poruszają.
Wśród różnych koncepcji pochodzenia centaurów dużym stopniem wiarygodności wydawała się początkowo cieszyć hipoteza upatrująca źródeł tych obiektów w dwóch grupach planetoid trojańskich, o których była wyżej mowa. W 1989 r. dokonano jednak odkrycia, które wykluczyło możliwość długotrwałej obecności centaurów w odległościach od Słońca mniejszych niż obecne. Wokół Chirona dostrzeżono bowiem otoczkę pyłową, co w połączeniu ze stwierdzonym nieco wcześniej pojaśnieniem tej planetoidy nieodparcie sugerowało, że zbliżając się do Słońca, zaczyna się ona zachowywać jak jądro kometarne (przez peryhelium Chiron przeszedł w 1996 r.). Wkrótce potem doniesiono również o zaobserwowaniu w widmie Chirona śladów cyjanu, co wskazywało na emisję gazu z jego powierzchni. Odkrycie niewątpliwej aktywności kometarnej Chirona pokazało, że po obecnej orbicie porusza się on od niedawna (rzędu kilkudziesięciu tysięcy lat), a przedtem nie mógł być trojańczykiem, gdyż znajdując się stale w odległości od Słońca porównywalnej z odległością Jowisza, nie mógłby do dziś zachować materiałów lotnych. Chiron musi więc pochodzić z jakichś zewnętrznych rejonów Układu Słonecznego, gdzie niska temperatura umożliwiła przetrwanie w nim substancji lotnych, które obecnie obserwujemy.
Jeśli Chiron jest rzeczywiście kometą, to jednak zupełnie niepodobną do żadnej z dotychczas poznanych. Wśród komet wyróżnia się on przede wszystkim rozmiarami. Z wielu różnego rodzaju obserwacji, m.in. zakryć gwiazd przez Chirona, które nastąpiły 7 listopada 1993 r. i 9 marca 1994 r., wynika, że jego średnica powinna zawierać się w granicach od 165 do 310 km. Tak dużych jąder kometarnych dotychczas nie stwierdzono; zwróćmy uwagę, że np. jądro komety Halleya ma rozmiary 16×8×7 km i wydaje się jednym z największych. Chiron jest więc być może przykładem tzw. wielkich komet, o których istnieniu dotychczas nic właściwie nie wiadomo, ale których hipotetyczna obecność w Układzie Słonecznym okazała się przydatna do wytłumaczenia pochodzenia np. tzw. kompleksu Taurydów (do którego należy kometa Enckego i związane z nią strumienie meteoroidowe, wiele planetoid bliskich Ziemi, a także prawdopodobnie jednopojawieniowa kometa Rudnickiego).
Zrozumienie tego, że centaury winny pochodzić z zewnętrznych rejonów Układu Słonecznego, zbiegło się z następnym odkryciem, które wskazało ich możliwe źródło i w zasadniczy sposób wpłynęło na współczesny obraz Układu Słonecznego. W sierpniu 1992 r. astronomowie amerykańscy David C. Jewitt i Jane X. Luu dostrzegli obiekt o jeszcze wolniejszym ruchu po niebie niż zaobserwowany 15 lat wcześniej ruch Chirona, co sugerowało, że jego odległość od Słońca jest większa niż centaurów i może być porównywalna z odległościami najdalszych planet. Pewnie trudno było oprzeć się pokusie podejrzenia, że jest to być może dziesiąta planeta, której poszukiwania od lat spędzały sen z oczu niejednego astronoma, nie wspominając o rzeszy amatorów marzących o powtórzeniu błyskotliwej kariery C.W. Tombaugha, miłośnika astronomii, który odkrył Plutona.
Nowy obiekt został jednak potraktowany jak planetoida i otrzymał prowizoryczne oznaczenia 1992 QB1, a jego średnia odległość od Słońca, równa 44 AU, okazała się rzeczywiście przewyższać nawet średnią odległość Plutona (39 AU). Obiega on Słońce w okresie 290 lat po prawie kołowej orbicie o mimośrodzie 0,07 położonej w płaszczyźnie nachylonej do płaszczyzny ruchu Ziemi pod niewielkim kątem 2?. Jasność obiektu 1992 QB1, wynosząca zaledwie 23 mag., pozwoliła oszacować jego średnicę na prawie 200 km (przy założeniu, że albedo jest równe 0,04). Obiekt o takich rozmiarach trudno byłoby uznać za planetę; wkrótce potem nadano mu numer 15760 w katalogu planetoid.
Pół roku później zaobserwowano następną tego typu planetoidę, a we wrześniu 1993 r. cztery dalsze. Do 2016 r. poznano już ponad 1700 obiektów transneptunowych. Ich odkrycie jest spektakularnym potwierdzeniem przypuszczenia Gerarda P. Kuipera (1905-1973), sformułowanego w połowie minionego stulecia, że w zewnętrznych rejonach układu planetarnego, a więc poza orbitami najdalszych planet, znajduje się wiele planetozymali, czyli małych ciał lodowych, które nie zdołały uformować już planety ze względu na zbyt małą gęstość tych obszarów dysku protoplanetarnego i coraz mniejsze prędkości ich ruchu w miarę oddalania się od Słońca. Większość tych ciał krąży wokół Słońca po orbitach bliskich rezonansowi 2:3 z Neptunem, co chroni je przed dużymi zbliżeniami z tą planetą. Słabe oddziaływania grawitacyjne wielkich planet nie zdołały więc odrzucić ich w rejony znacznie bardziej odległe od Słońca tworzące dziś obłok Oorta, który prawdopodobnie powstał z planetozymali pochodzących z bliższych Słońca obszarów i stanowiących resztki tworzywa planet. Hipotezę sferycznego otoczenia całego Układu Słonecznego tzw. chmurą kometarną sformułował w 1950 r. holenderski astronom Jan H. Oort (1900-1992), nawiązując do znacznie wcześniejszych koncepcji pochodzenia komet estońskiego astronoma Ernsta Öpika (1893-1985).
Odkrywane od ponad dwudziestu lat obiekty transneptunowe tworzą więc tzw. pas Kuipera. Poznane dotychczas jego składniki muszą mieć stosunkowo duże rozmiary, gdyż współczesne możliwości obserwacyjne nie pozwoliłyby dostrzec tak odległego obiektu o średnicy mniejszej niż 100 km. Ocenia się, że w pasie obejmującym odległości od Słońca od 30 do 50 AU znajduje się około 70 tys. planetoid o rozmiarach ponad 100 km. Za pomocą teleskopu kosmicznego Hubble'a spróbowano natomiast zrobić oszacowanie liczebności obiektów mniejszych. Stosując wyrafinowaną technikę detekcji i przetwarzania obrazu, zdołano sięgnąć jasności 28 mag. Taką jasność może mieć planetoida poruszająca się w pasie Kuipera po orbicie rezonansowej 2:3 z Neptunem o rozmiarach porównywalnych z wielkością jądra komety Halleya. Gęstość na niebie obiektów jaśniejszych od tej wartości granicznej wyniosła 60 tys. na stopień kwadratowy, co przekłada się na liczbę około 100 mln obiektów w całym pasie wzdłuż ekliptyki.
Jedną z najciekawszych konsekwencji odkrycia pasa Kuipera jest niejako wymuszenie uznania Plutona za członka tej populacji małych ciał Układu Słonecznego. Zważywszy bowiem podobieństwo jego orbity do orbit obserwowanych obiektów transneptunowych (Pluton również porusza się w rezonansie 2:3 z Neptunem), a także rzucające się w oczy odmienności jego ruchu, rozmiarów i własności fizycznych w porównaniu z ośmioma wielkimi planetami, trudno znaleźć argumenty uzasadniające traktowanie nadal Plutona jako dziewiątej planety Układu Słonecznego (o losach Plutona jest mowa na początku rozdziału 9). Wydaje się także, że jest to już chyba ostateczne przypieczętowanie od dawna wysuwanych podejrzeń o obecności na krańcach układu planetarnego kilku nietypowych obiektów o wspólnym - być może - pochodzeniu, lecz odmiennych losach. Oprócz Plutona i jego satelity Charona są to księżyce Neptuna Tryton i Nereida, satelita Saturna Phoebe oraz Chiron. Pomijając szczegóły, trzeba jednak podkreślić, że coraz bardziej wiarygodna staje się hipoteza, że źródłem tych wszystkich obiektów jest właśnie pas Kuipera. Z niego też zapewne wywodzą się centaury.
Ogromnym problemem pozostaje naturalnie sprawa transportu obiektów z pasa Kuipera w rejony bliższe Słońca. Niewiele na ten temat potrafimy obecnie powiedzieć. Szczególnie trudnym zagadnieniem wydaje się znalezienie mechanizmu przeniesienia z pasa Kuipera dużych ciał, o rozmiarach np. Chirona, na orbity charakterystyczne dla centaurów. Pewne sugestie pojawiły się natomiast odnośnie do mniejszych obiektów, które mogłyby dać początek kometom okresowym. Jeszcze przed odkryciem planetoidy (15760) 1992 QB1 wskazywano, że najbardziej wiarygodnym ich źródłem może być hipotetyczny jeszcze wtedy rezerwuar komet na krańcach układu planetarnego. Drogą modelowania cyfrowego pokazano, że zderzenia obiektów pasa Kuipera o rozmiarach 1-10 km są dostatecznie wydajnym procesem dla wyjaśnienia obserwowanej populacji komet krótkookresowych. Być może istnieje tu pewna analogia z omówionym wyżej dwuetapowym procesem powstawania planetoid bliskich Ziemi w wyniku zderzeń w pasie małych planet między orbitami Marsa i Jowisza. Wszystko to jest aktualnie przedmiotem wnikliwych badań.
W drugiej połowie 1996 r. odkryto pierwsze nietypowe obiekty transneptunowe. Wszystkie dotychczas zaobserwowane składniki pasa Kuipera poruszają się po prawie kołowych orbitach położonych niemal w płaszczyźnie ruchu wielkich planet. Obiekt 1996 RQ20 wyróżnił natomiast stosunkowo duży, wynoszący aż 32?, kąt nachylenia płaszczyzny orbity do płaszczyzny ruchu Ziemi. Jeszcze dziwniejszy okazał się obiekt 1996 TL66, który w katalogu małych planet został już wpisany pod numerem 15874. Wprawdzie nachylenie płaszczyzny jego orbity do płaszczyzny ruchu Ziemi jest trochę mniejsze i wynosi 24?, ale duży mimośród orbity, równy 0,6, powoduje, że chociaż odległość jego peryhelium wynosi 35 AU, to jednak w aphelium obiekt ten oddala się od Słońca do odległości aż 131 AU. Wiemy już, że pas Kuipera stanowią najprawdopodobniej planetozymale z obrzeży pierwotnej mgławicy protoplanetarnej, które nie zdołały utworzyć planety. Badania modelowe pokazały, że wśród nich powinny też się znaleźć planetozymale odrzucone w te rejony oddziaływaniami grawitacyjnymi Urana i Neptuna. Silniejsze wpływy masywniejszych planet, Jowisza i Saturna, przerzuciły te pozostałości tworzywa planetarnego znacznie dalej od Słońca, tworząc hipotetyczny obłok Oorta. Możliwe więc, że pas Kuipera przechodzi niejako w sposób ciągły w kuliście otaczający Słońce obłok Oorta, a nietypowe obiekty 1996 RQ20 i 1996 TL66 mogą być właśnie jego członkami najbardziej wysuniętymi ku Słońcu i pochodzącymi z obszaru mgławicy protoplanetarnej, w którym nastąpiło uformowanie się Urana i Neptuna.
Jasność obiektu 1996 TL66 okazała się jedną z największych wśród obserwowanych do dziś obiektów transneptunowych, a oszacowana stąd jego średnica - przy założeniu wartości albedo 0,04 - sięga aż 500 km. Jeszcze większym obiektem, prawdopodobnie nieco przewyższającym rozmiarami nawet największą w pasie głównym planetoid Ceres, okazał się odkryty w końcu 2000 r. obiekt transneptunowy 2000 WR106, któremu w katalogu małych planet nadano "okrągły" numer 20000 i nazwę Varuna. Ale największym zaskoczeniem było odkrycie w październiku 2003 r. planetoidy 2003 UB313, której wielkość - jak początkowo szacowano - wydawała się przewyższać nawet Plutona. Jej średnicę oceniono później na 2326 km, a więc - jak wynika z najnowszych badań - jest o 48 km mniejsza niż średnica Plutona. Obiega Słońce co 558 lat po wyraźnie eliptycznej orbicie o mimośrodzie 0,4 i odległościach peryhelium i aphelium wynoszących odpowiednio 38 i 97 AU. Odkrywcy (amerykańscy astronomowie Michael E. Brown, Chadwick A. Trujillo i David L. Rabinowitz) mieli nawet nadzieję, że zostanie okrzyknięta dziesiątą planetą Układu Słonecznego, ale ostatecznie wpisano ją w katalogu małych planet pod numerem 136199 i nazwano Eris; obecnie traktuje się ją - podobnie jak Plutona i Ceres - jako planetę karłowatą.
Rok 2003 przyniósł ponadto odkrycie jeszcze jednego niezwykłego obiektu transneptunowego, ale zupełnie inaczej poruszającego się wokół Słońca niż dotychczas znani członkowie pasa Kuipera. W połowie listopada tego roku wspomnianej wyżej trójce odkrywców Eris udało się dostrzec małą planetę znajdującą się w odległości od Słońca prawie 90 AU (czyli 3 razy dalej niż Neptun!). Oznaczona prowizorycznie 2003 VB12 wkrótce otrzymała numer katalogowy 90377 i nazwę Sedna. Znalezienie kilku obserwacji przedodkryciowych wykonanych od września 2001 r. pozwoliło na wiarygodne wyznaczenie elementów jej orbity. Dziś wiadomo, że Sedna obiega Słońce w okresie około 11400 lat po silnie wydłużonej i spłaszczonej elipsie o mimośrodzie 0,85, oddalając się od Słońca do odległości aż 936 AU i przybliżając do niego na odległość jedynie 76 AU; jej najbliższe przejście przez peryhelium jest spodziewane w kwietniu 2076 r. Sedna musi być stosunkowo dużym obiektem skoro została zaobserwowana w tak dużej odległości od Słońca: ocenia się, że jej średnica wynosi około 1000 km.
Rys. 1.8 | Obraz Układu Słonecznego na początku XXI wieku. Courtesy NASA/JPL - Caltech
O równie intrygującym odkryciu doniesiono na początku 2007 r. W ramach wielkiego programu obserwacyjnego SDSS (ang. Sloan Digital Sky Survey), poświęconego tworzeniu trójwymiarowej mapy Wszechświata, zupełnie przypadkowo znaleziono obiekt należący do Układu Słonecznego, którego ruch wskazywał, że znajduje się między orbitami Urana i Neptuna; oznaczono go prowizorycznie 2006 SQ372, a po wpisaniu do katalogu planetoid nadano numer 308933. Pierwsze obliczenia orbity wskazywały, że obiega Słońce po jeszcze bardziej niż Sedna wydłużonej orbicie w czasie znacznie przewyższającym okres obiegu Sedny. Późniejsze rachunki, oparte na 98 obserwacjach pozycyjnych wykonanych od września 2005 r. do lipca 2015 r., pokazały, że planetoida ta okrąża Słońce w okresie 20257 lat po orbicie eliptycznej o mimośrodzie 0,97, położonej w płaszczyźnie nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem prawie 20?. W peryhelium, przez które przeszła 29 lipca 2006 r., była oddalona od Słońca o ponad 24 AU (i w tym mniej więcej czasie została dostrzeżona), a odległość aphelium jej orbity nieco przewyższa 14 tys. AU. Szacuje się, że rozmiary (308933) 2006 SQ372 nie przekraczają 100 km.
Oba te niezwykłe obiekty, 2003 VB12 (Sedna) i 2006 SQ372, wydają się sięgać w swych apheliach być może wewnętrznego skraju hipotetycznej chmury Oorta. Czyżby więc można było je traktować jako pierwsze obserwacyjne potwierdzenie - sformułowanej jeszcze w połowie XX w. - koncepcji otoczenia całego Układu Słonecznego kulistym obłokiem małych ciał, będących resztkami tworzywa, z którego 4,5 mld lat temu uformowała się struktura stanowiąca nasze środowisko kosmiczne? Słuszność tego przypuszczenia umocniły dalsze odkrycia planetoid, podobnie do nich poruszających się wokół Słońca, a wśród nich może najbardziej, odkryty w 2012 r., obiekt 2012 VP113, który wprawdzie w aphelium nie sięga tak daleko jak wymienione wyżej, ale peryhelium ma oddalone od Słońca aż 80 AU, czyli dalej nawet niż Sedna. Podobnie do niej obiega więc Słońce całkowicie poza pasem Kuipera, którego zewnętrzna granica wydaje się znajdować w odległości od Słońca mniej więcej 50 AU.
W 2014 r., gdy znanych już było 13 takich ekstremalnie oddalonych od Słońca obiektów, zauważono, że ich okołosłoneczne orbity charakteryzuje ciekawa właściwość: peryhelia tych planetoid grupują się mniej więcej w płaszczyźnie ekliptyki. Mogło to sugerować istnienie w jeszcze dalszych odległościach od Słońca jakiejś dużej masy, która swym oddziaływaniem grawitacyjnym prowadzi do takiego właśnie ukształtowania ruchów tych wszystkich intrygujących obiektów. Trzeba jeszcze dodać, że orbity sześciu z nich są niemal jednakowo zorientowane w przestrzeni, a poruszające się po nich planetoidy, przechodząc przez peryhelium, przecinają płaszczyznę ekliptyki z południa na północ. Wnikliwa analiza matematyczna tych osobliwości, której wyniki opublikowali amerykańscy astronomowie Konstantin Batygin i Michael E. Brown na początku 2016 r. w jednym z najbardziej prestiżowych czasopism naukowych "Astronomical Journal", pokazała, że prawdopodobieństwo, iż taka konfiguracja jest przypadkowa wynosi zaledwie 0,007%. Innymi słowy, wydaje się prawie pewne, że musi istnieć jakaś fizyczna tego przyczyna: Batygin i Brown nazwali ją dziewiątą planetą Układu Słonecznego. Drogą modelowania cyfrowego stwierdzili, że taka planeta powinna mieć masę przewyższającą masę Ziemi od 5 do 20 razy i krążyć wokół Słońca w średniej odległości mieszczącej się w przedziale od 380 do 980 AU, po orbicie eliptycznej, której peryhelium jest od niego oddalone od 150 do 350 AU. Hipoteza dziewiątej planety wzbudziła oczywiście ogromne zainteresowanie. Pojawiła się już nawet koncepcja, że może nią być obiekt, pochodzący z przestrzeni międzygwiazdowej, schwytany przez Słońce w jego polu grawitacyjnym. Poszukiwania dziewiątej planety trwają.
Te wszystkie interesujące odkrycia ostatnich lat i dziesięcioleci sugerują, że charakterystycznym elementem ewolucji Układu Słonecznego jest jakby powolna dyfuzja ku Słońcu odrzuconych pierwotnie na zewnątrz pozostałości materii, z której został uformowany. Tłumaczy ona obecne istnienie obiektów, których czas życia jest znacznie krótszy od wieku Układu Słonecznego, jak np. komet, centaurów czy planetoid bliskich Ziemi. Obłok Oorta jest najbardziej prawdopodobnym źródłem komet, które okrążają Słońce po orbitach bliskich paraboli. Mechanizmami, które obiekty obłoku Oorta skierowują ku Słońcu, są oddziaływania pływowe Galaktyki, a także wpływy grawitacyjne bliskich gwiazd, albo jakichś masywnych obłoków materii międzygwiazdowej. Za źródło komet okresowych uważa się pas Kuipera, przy czym proces przenoszenia obiektów z tego zbiorowiska w obszary bliskie Słońcu odbywa się zapewne wieloetapowo, a obiektami pośrednimi są m.in. centaury. Ostatnim etapem ewolucji komet okresowych mogą być niektóre planetoidy bliskie Ziemi. Źródłem tych ostatnich jest ponadto pas główny planetoid, a mechanizmem, który wydaje się dostatecznie wydajny do zapewnienia stałości ich obserwowanej dziś populacji, są zderzenia i rezonanse ich ruchów z ruchami największych planet. Dyfuzja ta jest przykładem procesów chaotycznych w Układzie Słonecznym, który - mimo powszechności chaosu - jest strukturą stabilną w czasie rzędu kilku miliardów lat, czyli w okresie porównywalnym z jego wiekiem.
Rys. 1.9 | Schemat Układu Słonecznego. Courtesy NASA/JPL
