Malá tělesa > Planetky > Vznik a vývoj planetek, interakce s planetami

Vznik a vývoj planetek, interakce s planetami

Pravděpodobná hypotéza vzniku planetek a jejich hlavních pásu.

Na začátku protosolární mlhovina, jejíž hustota se plynule mění s rostoucí vzdáleností od protoslunce. Kondenzují a rostou planetesimály, a to jak ve drahách současných velkých planet, tak i v oblasti hlavního pásu. Jupiter, Saturn atd. roste rychleji, než se akumulují (spojují planetesimály mezi Marsem a Jupiterem. Dříve dorostlé velké planety svým gravitačním působením zvětší vzájemnou rychlost již narostlých asteroidů (větší, než jsou ty dnešní) a zabrání tím jejich dalšímu ("měkému") spojování do větších těles (a tím i případnému vzniku další planety). Planetky získávají průměrnou relativní rychlost vůči sobě kolem 5 km/s. Občasné srážky jsou již katastrofické a nedochází při nich ke spojování, ale naopak rozbíjení planetek. Kolizní vývoj planetkové populace - od větších k menším tělesům. První čtyři fáze tohoto vývoje proběhly za dobu cca 1 miliónu let. Poslední, pátá fáze, trvá dodnes, tj. cca 4,5 miliardy let. Nejrychlejší byl její průběh na začátku, nyní je již množství planetek v hlavním pásu podstaně nižší a kolizní vývoj je mnohem pomalejší.

"Geologický" vývoj větších planetek

Srážky planetek, zahřívání vlastní gravitací i vnitřní radioaktivitou vedlo ke změně složení a stavby planetek.

Srážky - rozšířený způsob vzniku některých (nebo snad mnohých) planetek. Jsou to bud'to přímo "haldy kamení" držené pohromadě vlastní gravitací, nebo jsou složené často z několika kusů s vnitřními zlomy. Povrch je poset krátery a pokryt regolitem. Část planetky je přetavena. Postiženy jsou menší planetky. Ty největší mohou mít stále většinu svého objemu nedotčenou. Původní zahřátí asteroidů díky spádu teploty od centru k okraji protosolární mlhoviny. Planetky vzniklé ve vnitřích částech sluneční soustavy jsou přeměněny, vzdálenější mají složení bližší původnímu.

Zahřívání radionuklidy s dlouhými poločasy rozpadu: 40K, 232Th, 235U, 238U - význam jen pro největší asteroidy - zahřívání jádra.

Zahřátí elektrickou indukcí - Slunce ve fázi T - Tauri (před dosažením hlavní sekvence) - velmi silný tok plazmy od Slunce způsobuje elektrickou indukci uvnitř planetek a zahřívání jejich objemu. Jde ovšem jen o hypotézu, která musí být ještě ověřena.

Tepelná metamorfóza některých planetek, zatím pozorována jen u menšího počtu planetek typu T, B, G, F.

Spíše pozorováno rozdělení na primitivní tělesa (typy C, D, P, K, Q), a na přetavené (S, M, E, A, V, R).

Skupiny planetek a jejich vznik

Dynamické skupiny

Dynamické skupiny většinou vznikly působením gravitačních poruch velkých planet na některé planetky. Ve směru zvětšující se vzdálenosti od Slunce to jsou:

  • skupina Apollo-Amor-Aten - dráhy v okolí Země
  • skupina Nurtgaria - blízko za drahou Marsu izolovaná skupina s velkými sklony (16 až 34 st.), malé a střední excentricity (do 0,18).
  • skupina Mm-s-Crossers - kříží dráhu Marsu
  • skupina Phocaea - ve vnitřní části hlavního pásu izolovaná skupina planetek s vysokými sklony (18 až 32 st.) a malými excentricitami (do 0,10).
  • skupina Cybele - těsně vně hlavního pásu
  • skupina Hilda - kolem rezonance 3:2 s Jupiterem (velká poloosa kolem 4,0 AU)
  • skupina Trojanů - v rezonanci 1:1 s Jupiterem (velká polosa kolem 5,2 AU), librační body La LS - skupina Kentaurů - za drahou Jupitera
  • skupina trans-neptunských těles - vně planetární soustavy

Některé dynamické skupiny nejsou stálé a tělesa se v nich nacházejí jen dočasně (AAA, MC, nékteří Trojané, asi i Kentaurové).

Kolizní rodiny a zóny

Kolizní rodiny a zóny jsou produktem srážek planetek. Bud' jsou tvořeny fragmenty jednoho velkého tělesa, vzniklé při mohutné srážce, nebo jsou produktem více srážek v hustých částech hlavního pásu. Pojmenovány jsou podle největší či nejznáméjší planetky, která do dané rodiny či zóny patří. Největší rodiny a zóny jsou:

  • rodina Flora - nejvnitřnější část hlavního pásu ( velká poloosa kolem 2,2 AU), nevelké sklony (do 11°)
  • rodita Nýsa - vnitřnější střed hlavního pásu (kolem 2,45 AU), velmi malé sklony (do 4°) - zóna Pallas - střed hlavního pásu (kolem 2,7 AU), vysoké sklony (33° až 38°)
  • zóna Koronis - uprostřed vnější části hlavního pásu (kolem 2,85 AU), velmi malé sklony (do 3,5°), malé excentricity (do 0,11)
  • zóna Eos - vnější část hlavního pásu (kolem 3,0 AU), střední sklony (mezi 8° a 12°), nevelké excentricity (do 0,13)
  • zóna Themis - vnější okraj hlavního pásu (kolem 3,15 AU), velmi malé sklony (do 3°), mírné až středně velké excentricity (mezi 0,09 a 0,22)

Rovněž rodiny a zóny jsou obecně nestálé, dráhy jejich členů se s časem rozbíhají až dojde k rozptýlení do okolních částí hlavního pásu.

Vztah mezi planetkami a kometami

Komety vznikly z planetesimál z oblasti kolem Uranu a Neptunu. Liší se tedy složením, voda, těkavé látky. Mohou být pokryty krustou, která při přiblížení ke Slunci brání zahřátí a sublimaci vody. Při pozorování z dálky pak připomínají planetky. Rovněž na velkých vzdálenostech (řádově 4 a více AU) jsou komety neaktivní a pozorujeme opět jen jejich jádro. Proto mezi známými planetkami je velmi pravděpodobně i jistý podíl neaktivních komet. Na jejich přítomnost lze usuzovat podle nepřímých důkazů: kometární charakter drah některých planetek (např. 3552 Don Quixote), proudy meteroidů v nebo poblíž drah některých z nich (zejména Geminidy koletn dráhy planetky 3Z00 Phaethon) aj. Zatím jen v případě planetky (4015) Wilson-1-larrington bylo prokázáno, že jde o v současnosti neaktivní kometu, protože na snímcích z roku 1949 byl u  ní nalezen chvost. Skupiny, mezi nimiž by se neaktivní komety mohly nacházet, jsou zejména Apollo-Amor-Aten skupina (zejména ty z nich s velkými excentricitami), Mars-Crossers (opět ty s velkou excentricitou), tmavé a barevně neutrální planetky s  primitivním povrchem, Trojané, Keutaurové a transneptunské objekty.

Srážky planetek s planetami

Nebezpečí hrozí od těles na drahách křížicích dráhy planet. Hrubý odhad frekvence dopadů na Zemi. Těleso o průměru 0,1 km (srovnatelné s Tunguzským tělesem) dopadne cca jednou za 500 let. U tělesa o průměru 1 km je pravděpodobnost dopadu na Zemi 100 000 let. Jednou za několik miliónů let počítá statistika s tělesem o průměru 10 km.

Stránka byla naposledy editována 15. ledna 2010 v 19:41.
Stránka byla od 15. 1. 2010 zobrazena 9376krát.

Vytištěno ze stránky projektu Planety (astronomia.zcu.cz/planety/planetky/1814-vznik-a-vyvoj-planetek-interakce-s-planetami)
Nahrávám...