Księżyc

- Naturalny satelita Ziemi. Najbliższe ciało niebieskie .Jedyne miejsce poza Ziemią, gdzie stanęła

noga człowieka. Materia księżycowa była badana w ziemskich laboratoriach

2. Orbita Księżyca

- ruch obiegowy Księżyca jest zsynchronizowany z jego ruchem obrotowym

- Księżyc obiega Ziemię po orbicie eliptycznej o półosi wielkiej a=384 400 km i mimośrodzie

e=0.055,

- Nachylenie orbity Księżyca do ekliptyki jest stałe i wynosi 5^o 09^'', natomiast nachylenie do

równika zmienia się od 18^o 18^' do 28^o 36^' ,

- Okres obiegu, czyli odstęp czasu, w którym Księżyc dokonuje pełnego obiegu wokół Ziemi

i zajmuje to samo położenie względem ustalonego kierunku w przestrzeni wynosi 27^d,3217 i nazywa się miesiącem gwiazdowym,

- Linia węzłów orbity Księżyca dokonuje pełnego obrotu w kierunku przeciwnym do jego ruchu

w okresie 18.6 lat, '

- Linia absyd orbity Księżyca: prosta leżąca w płaszczyźnie orbity, przechodząca przez perygeum i apogeum orbity Księżyca,

- Linia węzłów orbity Księżyca: prosta przechodząca przez węzły, czyli punkty przecięcia

orbity Księżyca z płaszczyzną ekliptyki,

- Miesiąc smoczy = 27^d,2122: interwał czasu,jaki upływa między dwoma kolejnymi przejściami Księżyca przez ten sam węzeł,

- Miesiąc anomalistyczny = 27^d,5556: interwał czasu, jaki upływa między dwoma kolejnymi

przejściami Księżyca przez perygeum

- Wskutek libracji Księżyca widzimy z Ziemi ok. 59% całej jego powierzchni,

- libracja w szerokości: jest skutkiem tego, że oś obrotu Księżyca tworzy z normalną do płaszczyzny jego orbity kąt 6,7^o, dzięki czemu możemy oglądać okolice biegunów,

- libracja w długości: jest to skutek nierownomiernego ruchu Księżyca po orbicie eliptycznej,

- Teoria ruchu Księżyca - jedno z podstawowych, klasycznych zadań mechaniki nieba.

3. Fazy Księżyca

Miesiąc synodyczny = 29^d,5306 - odstęp czasu między kolejnymi nowiami (lub innymi fazami)

- Światło popielate: tuż po nowiu, widoczna nieoświetlona część tarczy Księżyca; jest to efekt oświetlenia Księżyca przez Ziemię

4. Rozmiary i kształt Księżyca

- liniowe rozmiary Księżyca można wyznaczyć znając odległość i rozmiary kątowe,

- wartość średnia średnicy kątowej Księżyca wynosi 31^' 05^” ,a zmienia się ona od 29^' 21^”

do 33^' 30^” ,stąd średnica Księżyca - 3476 km,tj. ok. ¼ średnicy Ziemi

5. Masa i gęstość Księżyca

- klasyczna metoda wyznaczania masy polega na analizie ruchu Słońca, który jest odbiciem

ruchu barycentrum układu Ziemia-Księżyc,

- współcześnie wyznacza się ją z analizy ruchu sztucznych satelitów Ziemi i Księżyca,

- w ten sposób wyznacza się także modele pola grawitacyjnego Księżyca,

- masa Księżyca: 7.35x10²²=1/81 masy Ziemi, średnia gęstość: 3.3 g/cm³

6. Budowa wewnętrzna Księżyca

- znamy ją z analizy badań sejsmologicznych, aparatura sejsmiczna pozostawiona przez

załogi Apollo zarejestrowała trzęsienia,

- Księżyc zbudowany jest kilku koncentrycznych warstw:

* najbardziej zewnętrzna o grubości ok.25 km,tworzą ją skały bazaltowe,

* skorupa do głębokości 150-200 km,

* płaszcz: łącznie ze skorupą ok. 90% masy,

*jądro niewielkie, zbudowane z bazaltu w stanie stałym, temp. ok. 1600 K

- Cały Księżyc jest zbudowany w sposób mało zróżnicowany. Gęstość materii na powierzchni

jest bliska średniej gęstości.

Maskony - obszary o zwiększonym przyciąganiu grawitacyjnym. Prawdopodobnie pod powierzchnią,

na niewielkiej głębokości zalegają duże meteoryty o średnicach 50-200 km.

7.1 Zaćmienia Słońca

Na obszarze Polski ostatnie całkowite zaćmienia

Słońca wystąpiły:28 lipca 1851 r.,19 sierpnia 1887 r.,30 czerwca 1954 r. a najbliższe będzie widoczne 13 lipca 2075 r.

8. Powierzchnia Księżyca

- albedo: stosunek światła odbitego od powierzchni ciała niebieskiego do padającego światła słonecznego, często wyrażany w procentach,

- średnie albedo całej powierzchni: 0.07=7%,

- morza i oceany - rozległe równiny - obszary najciemniejsze, albedo ok. 5%,

- najjaśniejsze obszary, albedo 17%,

- Obok dominujących na powierzchni Księżyca równin, nazywanych morzami , najbardziej

charakterystycznymi tworami są kratery o średnicach od kilku centymetrów do ponad 200 km,

- łączna liczba kraterów o średnicy większej niż 2 km wynosi ponad 200 000,

- oprócz kraterów na powierzchni Księżyca występują; łańcuchy górskie, uskoki tektoniczne, rowy, szczeliny, pęknięcia powierzchni itp.

- dwie teorie pochodzenia kraterów księżycowych: wulkaniczna i meteorytowa,

- Księżyc nie posiada atmosfery, duże różnice temperatur na powierzchni między obszarami oświetlonymi i nieoświetlonymi w granicach 100 - 410K,

- grunt księżycowy ma niewielkie przewodnictwo cieplne - wahania temperatury wnikają jedynie

na głębokość ok. 1 metra,

- najbardziej rozpowszechnione związki na powierzchni to: tlenki krzemu, glinu,żelaza, wapnia i tytanu, wśród znajdowanych minerałów najbardziej rozpowszechnione są pirokseny

Ziemia

1. Kulistego kształtu Ziemi domyślało się wielu filozofów starożytności. Dowody na przedstawił Arystoteles w IV w pne, a Erastotenes około 230 r pne obliczył długość promienia Ziemi.

III w. p.n.e. Erastotenes (ok. 273 p.e.e - ?) dokonuje pierwszego pomiaru promienia Ziemi.

2. W 1686 Francuz Jean Richer odkrył spłaszczenie Ziemi przy biegunach, a Izaak Newton określił bryłę Ziemi jako elipsoidę obrotową, obliczył spłaszczenie Ziemi i stwierdził, że jej kształt jest

wynikiem ruchu wirowego planety.

3. Niemiec Johann Listing w XiX wieku wprowadził pojęcie geoidy - bryły , która powstałaby, gdyby

poziom swobodnej powierzchni mórz przedłużyć pod lądami.

4. Współcześnie kształt Ziemi opisuje się za pomocą elipsoidy lub geoidy.

5. Obecnie przyjmowane są następujące parametry elipsoidy ziemskiej:

a = półoś wielka (promień równikowy) = 6378,136 km

b = półoś mała (promień biegunowy) = 6356.755 km

spłaszczenie α = (a-b)/a = 1/298.257 = 0.00335

6. Współczesna definicja geoidy : powierzchnia prostopadła w każdym punkcie do lokalnego pionu,

przebiega na średnim poziomie niezaburzonych oceanów

geoida a elipsa

7. Długość łuku 1^o

na równiku - 110.6 km

na równoleżniku 50^o - 111.2 km

na biegunie - 111.7 km

8 Masa Ziemi

- Można wyznaczyć z prawa powszechnego ciążenia:

F = G m₁m₂/r² ,

gdy znamy stałą ciążenia G. Stała G została wyznaczona poraz pierwszy w 1798 roku przez H. Cavendisha za pomocą tzw. wagi skręceń. Współcześnie wyznacza się ją np. z badania ruchu sztucznych satelitów Ziemi.

Przyjmowana wartość:

G = 6.67 x 10^-11m^3'kg^-1s^-2

Oznaczając przez M masę Ziemi, przez m masę dowolnego ciała przyciąganego przez Ziemię oraz

zastępując siłę F iloczynem masy m i przyspieszenia ziemskiego g mamy:

mg = G mM/R²,

gdzie R jest promieniem Ziemi. Stąd

M = R²g/G.

- Masa Ziemi M = 5.975 10²⁴ kg ,Średnia gęstość Ziemi = 5500kg/m³ = 5.5 g/cm³

- Gęstość warstw leżących blisko powierzchni: 2.7 g/cm³

2. Pole grawitacyjne Ziemi

Potencjał grawitacyjny Ziemi:

gdzie GM = 3.986005 x 10¹⁴ m³s^-2 jest parametrem grawitacyjnym Ziemi.

III Budowa wnętrza Ziemi

Jak możemy badać wnętrze Ziemi ?

- W ograniczony sposób.

- Odwierty - do głębokości kilkunastu kilometrów

- Badania sejsmologiczne

Ziemia zbudowana jest z kilku koncentrycznych warstw o różnej grubości

Skorupa

grubość: 5 - 60 km; na kontynentach 20 - 60 km, pod oceanami 5 -10 km

tworzą ją skały głównie krzemowe i glinowe

Płaszcz

sięga do głębokości 2900 km ,skupia ok. 80% objętości i ok. 70% masy Ziemi

gęstość 3.5 - 5.5 g/cm³ składa się głównie z krzemu i magnezu

Jądro

zewnętrzne: głębokość 2900 - 5000 km, gęstość 10 - 14 g/cm³ metale w stanie ciekłym

wewnętrzne: kula o promieniu ok. 1400 km, gęstość 17 g/cm³ metale w stanie stałym

- Temperatura wzrasta wraz z głębokością o 25 K na każdy kilometr osiągając w środku Ziemi

wartość 4000 K

- Ciśnienie w środku Ziemi wynosi ponad 3,6x10¹¹ Nm^-2 (ok. 3.6 mln atmosfer)

Zjawiska zachodzące w warstwach powierzchniowych Ziemi:

- ruchy płyt tektonicznych,

- ruchy kontynentów,

- trzęsienia Ziemi,

- wybuchy wulkanów

IV Atmosfera Ziemi

1. Skład chemiczny atmosfery

azot N₂ - 78.03%

tlen O₂ - 20.99%

argon Ar - 0.94%

pozostałe gazy: wodór, neon,krypton,hel, xeon, i inne - < 0.04%

oprócz tego: para wodna, kropelki wody, kryształki lodu, drobne pyłki,zanieczyszczenia przemysłowe, drobny piasek, cząstki organiczne,materia meteorytowa itp.

2. Masa atmosfery : 5 x 10¹⁸kg = ok. jedna milionowa masy Ziemi

- W warstwie do 5 km mieści się prawie 50%,a do 15 km - 90% masy całej atmosfery

3. Budowa atmosfery

Troposfera - najniższa warstwa, sięga 7-10 km na biegunach, 16-18 km nad równikiem

- znajduje się tu 90% całej pary wodnej zawartej w atmosferze

- średni gradient temperatury -0.65^oC/100m

- temperatura na górnej granicy troposfery: -56^oC

- zachodzą w niej niemal wszystkie zjawiska meteorologiczne: chmury, opady, burze,itp.

Tropopauza - izotermiczna warstwa przejściowa o grubości 1-2 km

Stratosfera - sięga do wysokości ok. 50km, temp w dolnych warstwach stratosfery wynosi -55^oC i wzrasta z wysokością, osiągając 0^oC w statopauzie

- na wysokości 20-30 km nad Ziemią zalega warstwa ozonu O₃ powstająca pod wpływem ultrafioletowego promieniowania słonecznego. Ozon całkowicie pochłania promieniowanie elektromagnetyczne o długościach fal mniejszych niż 300 nm (3000Å),co ma istotne znaczenie dla ochrony organizmów żywych.

Stratopauza -następuje zahamowanie wzrostu temperatury z wysokością.

Mezosfera - warstwa atmosfery sięgająca od ok. 50 km do ok. 80 km

- temperatura ponownie spada z wysokością osiągając na górnej granicy ok. -80^oC do -90^oC

Mezopauza -zahamowanie spadku temperatury z wysokością i ponowny jej wzrost

Termosfera - warstwa atmosfery sięgająca od ok. 80km do ok. 500 km.

- w tej warstwie wystepuje jednostajny wzrost temperatury z wysokością do ok. 1000^oC

W mezosferze i termosferze na wysokościach 80-400 km znajduje się kolka zjonizowanych nazywanych łącznie jonosferą.

Egzosfera - warstwa atmosfery leżąca powyżej 500 km dzieli się na metasferę: 500-1500 km

oraz protosferę: powyżej 1500 km

Protosfera stopniowo przechodzi w przestrzeń międzyplanetarną.

4. Znaczenie atmosfery dla obserwacji astronomicznych

- atmosfera przepuszcza do powierzchni Ziemi promieniowanie tylko w przedziale „okna optycznego” i „okna radiowego” ,

- światło ulega w atmosferze załamaniu, czyli refrakcji; ulega pochłanianiu,

- swiatło ulega rozproszeniu, czyli ekstynkcji

- w atmosferze zachodzi zjawisko turbulencji, wywołane pionowymi ruchami mas powietrza, dzięki czemu obraz ciała niebiesjiego jest niespokojny, drga, oscyluje wokół pewnego średniego położenia,

- w obserwacjach astronomicznych należy wprowadzić odpowiednie poprawki uwzględniające te wpływy

5. Modele atmosfery: temperatura, gęstość

- stacjonarne

- dynamiczne

V Wiek Ziemi ok. 4.6 mld lat

VI Pole magnetyczne i magnetosfera Ziemi

- Pole magnetyczne Ziemi może być rozumiane jako pole pochodzące od dipola magnetycznego znajdującego się wewnątrz Ziemi. Mniej więcej na osi tego dipola znajdują się na powierzchni Ziemi bieguny magnetyczne.Nie pokrywają się one z biegunami geograficznymi.

Bieguny magnetyczne

- Miejsca przecięcia osi symetrii ziemskiego pola magnetycznego z powierzchnią Ziemi nazywa się biegunami geomagnetycznymi.

- Bieguny cały czas przesuwają się po powierzchni Ziemi z prędkością około 15 km na rok zataczając kręgi.

- Bieguny magnetyczne nie leżą dokładnie po przeciwnych stronach Ziemi, ich położenie przedstawia tabela:

Północny biegun (1965) 73,5° N 100,6° W

(2001) 81,3° N 110,8° W

(2004) 82,3° N 113.4° W

(2005 ) 82,7° N 114,4° W

Południowy biegun (1965) 66,5° S 140,3° E

(1998) 64,6° S 138,5° E

(2004) 63,5° S 138,0° E

5.Istnienie pola magnetycznego Ziemi wyjaśnia się teorią samowzbudzającego się dynama.

* Pole magnetyczne powstaje wskutek prądów konwekcyjnych płynących w płynnym, metalicznym

jądrze Ziemi, o stosunkowo wysokiej temperaturze i znacznym przewodnictwie elektrycznym.

6.Oprócz regularnego pola, w pobliżu Ziemi obserwuje się również pole magnetyczne związane z silnymi wiatrami wiatrami wiejącymi w jonosferze z prędkością ok. 100 m/s

7. Pasy radiacyjne Van Allena

- odkryte w 1958 r. przez satelitę Explorer I

- wewnętrzny: 2400 - 5000 km nad Ziemią, zewnętrzny: 12000 - 25000 km nad Ziemią

- wypełnione są protonami i elektronami o bardzo wysokich energiach

VII Ruchy Ziemi

1. Ruch obiegowy Ziemi wokół Słońca

- płaszczyzna ekliptyki: płaszczyzna w której następuje obieg Ziemi,

- prędkość ruchu orbitalnego: ok. 30 km/s,

- orbita Ziemi: elipsa o półosi wielkiej równej 149 600 000 km,mimośród orbity e=0.017

- odległość do Słońca w peryhelium:147 100 000 km (początek stycznia),

- odległość do Słońca w aphelium:152 100 000 km (początek lipca)

2. Paralaksa heliocentryczna (roczna,trygonometryczna)

3. Jednostki odległości

- jednostka astronomiczna (j.a.) -AU: półoś wielka orbity Ziemi 1 j.a. = 149.6 mln km

- parsek (pc) - odległość obiektu którego paralaksa równa się 1^” lub - odległość z której 1 j.a. jest widziana pod kątem 1^” 1 pc = 206 265 j.a. 1 kpc - kiloparsek 1 Mps - megaparsek

- rok świetlny - odległość jaką światło przebiegaw ciągu 1 roku

1 pc = 3.2615 lat świetlnych = 3.0857 x 10¹³ km

4. Ruch obrotowy

- dowód na istnienie tego ruchu: doświadczenie Foucaulta (1851 r.) - wahadło Foucaulta w

paryskim Panteonie (67 metrów),

- zmiany płaszczyzny wahań wahadła Focaulta są obrazem efektu Coriolisa,

- oś obrotu Ziemi jest nachylona do płaszczyzny orbity Ziemi pod kątem 66^o,5,

- okres obrotu: doba gwiazdowa 23^h56^m, nieregularności w ruchu obrotowym Ziemi,

- zegary atomowe a czas uniwersalny

-zmiany osi obrotu względem bryły Ziemi: ruchy biegunów Ziemi

Pochodzenie Układu Słonecznego

- Obecnie przyjmuje się, że Słońce wraz z otaczającym je Układem Planetarnym powstało około 4,5 mld lat temu. Wtedy Galaktyka miała za sobą już około 9 mld lat ewolucji.

- W jednym z licznych obłoków molekularnych występujących w jej dysku powstało zagęszczenie materii, które, kondensując się, stopniowo przekształcało się najpierw w Protosłońce, a później stało się centralną gwiazdą Układu.

- Zarówno Słońce, jak i wszystkie inne ciała Układu Słonecznego, a w tym i Ziemia, powstały z tej samej materii skupionej w pierwotnym obłoku.

- Obecne różnice między poszczególnymi ciałami są wynikiem odmiennych procesów, które doprowadziły do ich uformowania się, a także różnic w ich dalszej ewolucji.

1. Dysk protoplanetarny

-Formujące się gwiazdy są otoczone kokonem materii gazowo-pyłowej.

- Kondensujące się protogwiazdy skupiają tylko część materii należącej do pierwotnego obłoku molekularnego, reszta materii pozostaje natomiast wokół nich.

- Zgodnie z zasadą zachowania momentu pędu kurczący się obłok zaczyna coraz szybciej wirować. Materia otaczająca tworzącą się protogwiazdę, wirując wraz nią, formuje się w postaci dysku. W ten

sposób siły grawitacji doprowadzają do ukształtowania się dysków protoplanetarnych wokół powstających gwiazd.

- Tak było zapewne również w wypadku formującego się Protosłońca.

- Materia międzygwiazdowa, z której ukształtowało się Protosłońce, składała się z wodoru, helu oraz pierwiastków od nich cięższych, tworzących się w reakcjach syntezy termojądrowej we wnętrzach gwiazd poprzednich generacji.

- Te cięższe pierwiastki były zawarte głównie w ziarnach pyłu, który stanowił około 2% masy obłoku. Resztę obłoku stanowiły gazy: wodór (ok. 77% masy) i hel (ok. 21% masy). Był to obłok bardzo zimny,

jego temperatura wynosiła zaledwie 10 K.

- Wraz z kurczeniem się najpierw obłoku, a potem Protosłońca wzrastało ciśnienie i temperatura w jego centrum. Gdy rozpoczęły się reakcje termojądrowe, czyli gdy Protosłońce stało się już Słońcem, temperatura w jego jądrze wynosiła około 10 mln K, a gęstość materii była 10²⁰ razy większa niż w obłoku pierwotnym.

- Wraz z kurczeniem się obłoku wzrastała też prędkość jego ruchu wirowego. Spowodowało to uformowanie się wokół centralnego Protosłońca gazowo-pyłowego dysku.

- Spłaszczony dysk materii, z której później utworzyły się planety, wirował w tym samym kierunku, w którym wirowało centralne Protosłońce w płaszczyźnie prostopadłej do jego osi obrotu. Obserwowane obecnie cechy ruchu orbitalnego i obrotowego (jednakowy kierunek i niemal wspólna płaszczyzna) Słońca, planet, ich księżyców, planetoid, a także innych ciał Układu Słonecznego zostały więc uzależnione od ruchu wirowego dysku protoplanetarnego.

2. Planetezymale

- W procesie tworzenia się planet istotną rolę odegrały ziarna pyłu międzygwiazdowego, znajdujące się w dysku protoplanetarnym. Ich rozmiary sięgają 0,1 mikrometra.

- To z nich utworzyły się planety, w tym Ziemia i żywe organizmy.

- W wirującym obłoku materii - oprócz centralnego zagęszczenia, z którego formowało się Protosłońce - powstawały również liczne lokalne zagęszczenia.

- W stosunkowo cienkim dysku gęstość materii była na tyle duża, że mikrometrowej wielkości ziarna pyłu, zderzając się ze sobą, zlepiały się i tworzyły małe grudki. Z czasem stawały się one coraz większe. W ciągu około 1000 lat osiągnęły rozmiary dochodzące do jednego metra.

- Następnie siły wzajemnego przyciągania grawitacyjnego między poszczególnymi grudkami doprowadziły do utworzenia się jeszcze większych ciał.

- W ten sposób powstała ogromna liczba niekształtnych zlepków materii o rozmiarach rzędu kilometra, które nazwano planetezymalami.

- Ocenia się, że tylko w rejonie planet ziemskich po prawie kołowych orbitach obiegało Słońce około 10¹² tych ciał. W ciągu blisko 10 000 lat podobne procesy doprowadziły do powstania planetezymali o rozmiarach sięgających 500 km, które nazywa się czasami „embrionami planet”.

3. Protoplanety

- Po uformowaniu się planetezymali dalsze procesy zachodziły już nieco wolniej.

- Choć odległości między planetezymalami stawały się większe niż wcześniej, to nadal dochodziło między nimi do częstych zderzeń, które powodowały bądź to ich zlepianie się, bądź ich fragmentację.

- W połączeniu z oddziaływaniami grawitacyjnymi, zachodzącymi między poszczególnymi planetezymalami, doprowadziło to w ciągu kilkudziesięciu milionów lat do utworzenia się kilku masywnych skupisk wychwytujących coraz więcej materii. W ten sposób powstały protoplanety.

- Pod względem rozmiarów były one zapewne większe od obecnych planet. Dopiero później procesy zachodzące w ich wnętrzach doprowadziły do ukształtowania planet w obecnej postaci.

-- W podobny sposób, tylko w mniejszej skali, wokół wielkich protoplanet zewnętrznych uformowały się systemy księżyców.

- Protoplanety, zanim przybrały kształty obecnych planet, przeszły zasadnicze przekształcenia wewnętrzne. Dowodem na to są układające się koncentrycznie warstwy o różnym składzie chemicznym, z których składają się wnętrza tych ciał.

- Przeszły one etap, w którym materia, z jakiej się składają, była w stanie płynnym.

- Wówczas substancje cięższe opadły do jądra, lżejsze natomiast wypłynęły na powierzchnię.

- Źródłem ciepła doprowadzającym do stopienia się pierwotnej materii skupionej w planetezymalach były prawdopodobnie pierwiastki promieniotwórcze. Pewne ilości ciepła powstawały także w trakcie

licznych kolizji tych ciał.

- Zderzeniom mającym miejsce we wczesnych etapach ewolucji Układu Słonecznego przypisuje się także inne obecnie obserwowane efekty.

- Wsteczny ruch wirowy Wenus, ruch wirowy Urana zachodzący prawie w płaszczyźnie ekliptyki, a także pozbawienie Merkurego jego otoczki zewnętrznej oraz powstanie Księżyca, to - według współczesnych poglądów wielu astronomów - efekty zderzeń wielkich planetezymali lub protoplanet.

4. Różnice w budowie protoplanet

- W zależności od odległości od Protosłońca temperatura skupiającej się materii sięgała od około 2000 K w jego otoczeniu do 20 K w rejonie Plutona.

- Miało to istotny wpływ na skład chemiczny formujących się planetezymali.

- Na obszarsze formowania się planet grupy ziemskiej temperatura była na tyle wysoka, że lekkie atomy gazu (wodór, hel) z łatwością uzyskały prędkość ucieczki, opuszczając dysk. Zlepiające się grudki materii były więc pozbawione substancji lotnych, składały się głównie z metali i krzemianów.

- W dalszej odległości od Protosłońca, przy niższej temperaturze, pokrywały się lodami wody i dwutlenku węgla, a w rejonach formowania się najdalszych planet również lodami amoniaku i metanu.

- Ucieczka gazu była tam mała i dlatego zachowała się duża ilość wodoru.

- Zróżnicowanie temperatury występowało również w ramach poszczególnych grup planet.

- Merkury na przykład powstawał w temperaturze 1400 K, stąd jego duże jądro jest zbudowane głównie z żelaza.

- W rejonie formowania się Marsa w mgławicy panowała temperatura około 450 K, dlatego jego jądro ma dużo mniejszą wielkość i nie zawiera metalicznego żelaza. Również z tego powodu średnia gęstość Marsa jest mniejsza od gęstości Merkurego.

- Opisany mechanizm nie do końca jednak wyjaśnia formowanie się planet zewnętrznych, ich rozmiary i skład chemiczny.

- Opisany mechanizm nie do końca jednak wyjaśnia formowanie się planet zewnętrznych, ich rozmiary i skład chemiczny.

- Oprócz temperatury prawdopodobnie istotnym czynnikiem w tym procesie był wiatr słoneczny, wiejący znacznie intensywniej we wczesnych etapach ewolucji Słońca niż obecnie.

- Za jego przyczyną lekka materia gazowa, składająca się z wodoru i helu, została „zdmuchnięta” z rejonów bliższych Protosłońcu w obszary dalsze, a więc tam, gdzie formowały się planety olbrzymy, a potem jeszcze dalej - poza granice Układu.

5. Powstanie pasa planetoid

- Między orbitami Marsa i Jowisza nie powstała jedna duża planeta, lecz wiele tysięcy małych ciał, które nazwano „planetoidami”.

- Nie wiadomo, dlaczego tak się stało, prawdopodobnie potężne siły grawitacyjne Protojowisza nie pozwoliły na uformowanie się w tym miejscu planety.

- Największe planetoidy przybrały prawie sferyczne formy, mniejsze pozostały niekształtnymi bryłami.

- Między tymi ciałami dochodziło wielokrotnie do zderzeń. Powodowało to bądź fragmentację i powstawanie rodzin planetoid, bądź zlepianie się obiektów, a w niektórych wypadkach duże zmiany orbity, czego skutkiem są na przykład planetoidy przecinające orbitę Ziemi.

6. Powstanie Księżyca

- Istnieje kilka hipotez opisujących powstanie Księżyca.

- Jedna z nich, zyskująca popularność w ostatnich latach, głosi, że w okresie, w którym Ziemia była jeszcze w stanie płynnym, ale z wykrystalizowanymi już warstwami o różnej gęstości, zderzyła się z innym ciałem o porównywalnej wielkości. Od Ziemi oderwała się część materii z lżejszych warstw zewnętrznych i z niej uformował się Księżyc. Stąd mniejsza średnia gęstość Księżyca.

- Alternatywna hipoteza, wyjaśniająca różnice gęstości między Ziemią i Księżycem, sugeruje, że te dwa ciała powstały w różnych miejscach, a siły grawitacyjne Ziemi przechwyciły Księżyc.

7. Wielkie bombardowanie

- Między utworzonymi protoplanetami poruszały się miliardy planetezymali, drobniejszych grudek oraz resztki pyłu.

- Zanim doszło do oczyszczenia przestrzeni międzyplanetarnej z tych ciał, planety i ich księżyce przeszły przez tak zwane wielkie bombardowanie.

- Na ich powierzchnie, które jeszcze nie zastygły, często spadały poruszające się chaotycznie planetezymale.

- W miejscu upadku tworzyły się kratery uderzeniowe. Niektóre z nich pozostały do dzisiaj. Szczególnie wyraźne efekty wielkiego bombardowania widać na powierzchniach Merkurego i Księżyca. Także na wielu innych mniejszych ciałach, nawet na planetoidach i jądrach komet

łatwo zauważyć liczne kratery uderzeniowe.

- „Wielkie bombardowanie” zakończyło się około 3,5 mld lat temu.

8. Wielkie sprzątanie

- Proces formowania Układu Słonecznego zakończyło „wielkie sprzątanie”.„Sprzątanie” Układu Słonecznego z resztek pierwotnej materii nastąpiło dzięki dwom mechanizmom.

- Pierwszy to wiatr słoneczny, który we wczesnych etapach ewolucji Słońca był znacznie intensywniejszy niż obecnie i spowodował rozproszenie w przestrzeni międzygwiazdowej lekkich cząstek obłoku otaczającego Słońce.

- Drugi mechanizm to oddziaływanie grawitacyjne wielkich planet, które wraz z wiatrem słonecznym wymiotło planetezymale z wnętrza Układu Słonecznego daleko poza sferę planet. Z nich prawdopodobnie powstał obłok jąder komet nazywany obłokiem Oorta.

- Ten proces oczyszczania Układu nie dosięgnął najbardziej zewnętrznych obszarów dysku protoplanetarnego. Pozostałe tam planetezymale tworzą pierścień Kuipera.

- Tak więc jądra komet w obłoku Oorta i obiekty pierścienia Kuipera to świadkowie powstania planet: zawierają nie przetworzoną, pierwotną materię, z której formował się Układ Planetarny.

Pierwsze planety pozasłoneczne

- Odkrywca: A. Wolszczan (1990) 3 planety wokół pulsara PSR B1257 +12

Jak poszukuje się planet pozasłonecznych?

- Bezpośrednia obserwacja - jeszcze niemożliwa

• Pomiar prędkości radialnych - z analizy widma

- Przejście na tle tarczy gwiazdy - fotometria

- Zakrycia gwiazd przez planety - mikrosoczewkowanie grawitacyjne - fotometria

- Obserwacja bezpośrednia - astrometria

Wyniki poszukiwań układów planetarnych (28 październik 2008 r.)

-Łącznie: 319 planet, w tym:

Planety odkryte metodą prędkości radialnych

- 258 układów planetarnych, 300 planet,30 układów wielokrotnych

Planety odkryte przez mikrosoczewkowanie - 8

Planety odkryte przez obrazowanie - 6

Planety wokół pulsarów- 2 układy, 4 planety

Poszukiwania planet - obecnie i w najbliższej przyszłości

Obserwacje naziemne - 41 projektów badawczych Obserwacje z przestrzeni kosmicznej - 16 misji

Małe ciała Układu Słonecznego

- W Układzie Słonecznym oprócz planet i ich księżyców znajduje się duża liczba ciał: planetoid, komet i meteoroidów - nazywanych przez astronomów małymi ciałami naszego Układu, choć rozmiary niektórych planetoid i wielu księżyców planet są porównywalne.

- Trudno oszacować liczbę komet i planetoid w Układzie Słonecznym. Dotychczas obserwowano około 3400 komet, z czego około 400 to komety okresowe, a w tym prawie 200 to komety krótkookresowe badane wielokrotnie. Prawdopodobnie liczba komet znajdujących się w naszym Układzie jest znacznie

większa. Cały Układ Słoneczny otacza hipotetyczny obłok zawierający 10¹² - 10¹³ komet, zwany obłokiem Oorta.

- Od odkrycia pierwszej planetoidy w 1800 r. do chwili obecnej zaobserwowano ponad 400 tysięcy planetoid. Wśród nich jest około 181 000 numerowanych planetoid o potwierdzonych orbtach. W ich głównym pasie, między orbitami Marsa i Jowisza, znajduje się prawdopodobnie bardzo duża liczba obiektów - odłamków skalnych osiągających rozmiary do kilku kilometrów. Ocenia się że jest to liczba rzędu kilku milionów

- Dolna granica wielkości planetoid nie jest ściśle określona. W wypadku małych obiektów, rzędu paru kilometrów, trudno rozstrzygnąć, czy dany obiekt jest planetoidą czy jądrem komety. W wypadku obiektów jeszcze mniejszych umowna staje się granica między ciałami zwanymi w astronomii planetoidami i meteoroidami.

- Łączna masa wszystkich planetoid w pasie głównym oceniana jest na 2.3x10²¹kg, co stanowi ok. 3% masy Księżyca, z tego 40% to masa największej planetoidy - Ceres.

- Planetoidy stanowią ciała o większych rozmiarach, które można obserwować za pomocą teleskopów. Meteoroidy to poruszające się w przestrzeni międzyplanetarnej mniejsze odłamki skalne. O ich istnieniu można się dowiedzieć dopiero wtedy, gdy wpadając do ziemskiej atmosfery, wywołują zjawisko meteoru lub bolidu. Zwiększające się możliwości obserwacji coraz mniejszych obiektów

sprawiają, że planetoidami nazywa się ciała, które jeszcze niedawno uważano za meteoroidy.

- Podział ciał Układu Słonecznego na planety, księżyce, planetoidy oraz komety jest umowny i wynika głównie z charakteru ich ruchu orbitalnego. Niektóre księżyce mają bowiem rozmiary większe od rozmiarów Merkurego i Plutona, uznawanych za planety, z kolei wiele planetoid przewyższa swoimi rozmiarami niektóre księżyce.

Planetoidy - planetki, małe planety, asteroidy

1. Odkrycia planetoid - Zanim odkryto pierwsze planetoidy, spodziewano się, że między orbitami Marsa i Jowisza istnieje jeszcze jedna planeta. Ze znanej empirycznej reguły Titiusa-Bodego wynika bowiem, że brakuje planety dla indeksu n = 3.

- Pod koniec XVIII w. prowadzono poszukiwania hipotetycznej planety.

- Nie było więc zaskoczenia, gdy 1 I 1801 r. sycylijski astronom Giuseppe Piazzi, obserwując w obserwatorium w Palermo przejścia gwiazd przez południk, przypadkowo odkrył nowy obiekt w Ukł Słonecznym w odległości 2,77 jednostki astronomicznej od Słońca, prawie dokładnie takiej, jaka wynika z prawa Titiusa-Bodego. Nazwał go Ceres - imieniem mitologicznej bogini, opiekunki Sycylii.

- W następnych latach poznano kolejne obiekty poruszające się w podobnych odległościach od Słońca. Nadawano im również imiona bogiń: Pallas, Juno i Westa. Zamiast jednej planety, co było sporym zaskoczeniem, odkryto kilka ciał.

- Ponieważ, stosując nawet największe teleskopy, żadne z nich nie było widoczne w postaci wyraźnej tarczy, nazwano je małymi planetami. Obecnie dla określenia tych obiektów używa się również kilku innych równorzędnych nazw: planetki, planetoidy lub asteroidy.

- Kolejne planetoidy odkryto dopiero po prawie czterdziestu latach. Najpierw dokonywano tego za pomocą żmudnych obserwacji wizualnych, wyszukując wśród mrowia gwiazd te, które zmieniają swoje położenie względem innych. Na niebie planetoidy od gwiazd można odróżnić wyłącznie po ich ruchu podobnym do ruchu dużych planet.

- Zastosowanie fotografii spowodowało, że liczba nowo odkrytych małych planet gwałtownie wzrosła. Porównując zdjęcia nieba wykonane w pewnych odstępach czasu, można stosunkowo prosto zidentyfikować planetoidę. Liczba jasnych planetoid jest jednak ograniczona i dalsze odkrycia obiektów coraz słabszych były możliwe jedynie dzięki zastosowaniu coraz większych teleskopów.

- Obecnie fotografia została zastąpiona głównie przez detektory CCD, które z jednej strony pozwalają na zwiększenie zasięgu teleskopów (tzn. umożliwiają obserwacje słabszych obiektów), a z drugiej pełną automatyzację obserwacji.

- Efektem tego jest ogromny wzrost liczby odkrywanych planetoid, w dodatku coraz słabszych i mniejszych.

- Współczesne, automatyczne teleskopy umożliwiają odkrycia planetoid w skali masowej. W ciągu miesiąca odkrywa się obecnie ok. 5 000 nowych planetoid. 21 marca 2008 roku liczba zarejestrowanych planetoid wynosiła 403 356, z czego 181 699 po weryfikacji orbity otrzymało swoje numery (planetoidy numerowane, a 14 438 otrzymało nazwy własne.

2. Orbity planetoid

- Zdecydowana większość planetoid obiega Słońce po orbitach eliptycznych, leżących prawie w płaszczyźnie ekliptyki, w tak zwanym głównym pierścieniu planetoid - między Marsem i Jowiszem.

- Niewiele spośród nich ma orbity o nachyleniu do płaszczyzny ekliptyki większym niż 20^o, również niewiele ma orbity silnie ekscentryczne.

- Planetoidy nie poruszają się wyłącznie w głównym pierścieniu między Marsem i Jowiszem. Odkryto wiele małych planet, których orbity przecinają nie tylko orbitę Marsa, ale również Ziemi (NEA - Near Earth Asteroids), oraz takie, które obiegają Słońce po torach zbliżonych do orbit najdalszych

planet Układu Słonecznego (planetoidy pasa Kuipera).

3. Główny pierścień planetoid

- Ciekawy jest rozkład półosi wielkich orbit, czyli średnich odległości od Słońca planetoid należących do głównego pierścienia. Pierścień planetoid rozciąga się od około 1,8 j.a. do 4,0 j.a., a średnia wartość półosi wielkich orbit wszystkich planetoid należących do tego pierścienia wynosi około 2,8 j.a., tak jak to wynika z reguły Titiusa-Bodego.

- Jednak planetoidy w tym pierścieniu nie są rozmieszczone równomiernie. Ich orbity grupują się wokół pewnych wartości półosi wielkiej i unikają innych wartości. Dla pewnych wartości półosi wielkiej liczba planetoid spada prawie do zera. Miejsca te na wykresie nazywa się lukami Kirkwooda od nazwiska ich odkrywcy.

4. Rodziny planetoid

- Uważna analiza katalogów orbit tysięcy małych planet doprowadziła do wyłonienia spośród nich grup o podobnych orbitach, które nazwano rodzinami planetoid. Rodziny noszą nazwy planetoid, które pierwsze zostały do nich zakwalifikowane. Planetoidy należące do danej rodziny mają nie tylko zbliżone półosie wielkie swoich orbit, ale także mimośrody i nachylenia.

- Dotychczas wyłoniono co najmniej kilkadziesiąt rodzin planetoid. Do najliczniejszych należą rodziny związane z planetoidami Themis, Flora i Koronis.

- Przypuszcza się, że członkowie poszczególnych rodzin to fragmenty większych planetoid, które w przeszłości zderzały się i rozpadły na mniejsze części. Wskazują na to również zbliżone cechy fizyczne planetoid należących do danej rodziny.

5. Planetoidy zbliżające się do Ziemi (NEA - Near Earth Asteroids)

- Niektóre z planetoid mogą zbliżać się na niewielką odległość do Ziemi. Ze względu na rodzaj orbity wyróżnia się wśród nich trzy grupy: Apollo,Ateny i Amora. Planetoidy należące do tych grup zbliżają się albo przecinają orbitę Ziemi. Mają one na ogół orbity o dużych mimośrodach, znacznie większych niż planetoidy głównego pierścienia.

- Półosie wielkie grupy Ateny są mniejsze od półosi wielkiej orbity Ziemi.

- Orbity planetoid grup Apollo i Amora mają większe półosie, ich aphelia przebiegają w okolicach głównego pierścienia, natomiast różnią się odległościami peryheliów. Grupa Apollo przecina orbitę Ziemi, a więc jej peryhelia są mniejsze od jednej jednostki astronomicznej, podczas gdy grupa Amora peryhelia ma nieco większe niż jedna jednostka astronomiczna, czyli do orbity Ziemi może się zbliżać, ale jej nie przecina.

6. Planetoidy trojańskie

- Szczególnie interesujące pod względem dynamiki są dwie grupy planetoid, poruszające się prawie dokładnie po orbicie Jowisza. Jedna z nich o 60^o wyprzedza Jowisza, a druga o tyleż samo pozostaje za nim.

- Istnienie w tych właśnie miejscach planetoid stanowi przyrodnicze potwierdzenie rozwiązań szczególnych - tak zwanego zagadnienia trzech ciał.

- Dwie grupy planetoid znajdują się w pobliżu trójkątnych punktów libracji układu Słońce-Jowisz, a więc wykonują swój ruch orbitalny w ten sposób, że zawsze pojawiają się w jednakowej odległości od Słońca i od Jowisza.

- Obiekty należące do tych grup noszą nazwę planetoidy trojańskie, ponieważ pierwszym członkom tych grup nadano imiona bohaterów Iliady, a odkrywanym później planetoidom nazwy będące imionami uczestników walki pod Troją (tak Greków, jak i Trojańczyków). Obecnie znanych jest ponad 1800 planetoid trojańskich.

7. Planetoidy z pasa Kuipera

- W 1992 r., po kilku latach poszukiwań, David Jewitt i Jane Luu za pomocą teleskopu o 2,2-metrowej średnicy w obserwatorium na Mauna Kea na Hawajach odkryli pierwszą planetoidę należącą do pasa Kuipera.

- Pracujący w USA holenderski astronom Gerard Kuiper (1905-1973) w 1952 r. wysunął hipotezę, według której w przestrzeni rozpościerającej się za orbitą Plutona, w odległości 500-1000 j.a., znajduje się 10⁸ -10⁹ obiektów będących rezerwuarem jąder komet krótkookresowych.

- Jest to hipoteza analogiczna do hipotezy istnienia obłoku Oorta, który ma znajdować się jednak w znacznie większej odległości od Słońca.

- Dotychczas odkryto już ponad 1000 obiektów w odległości około 40 j.a. Oszacowano, że ich rozmiary sięgają kilkuset kilometrów, czyli przypominają planetoidy a nie komety.

9. Własności fizyczne planetoid

- Najdokładniejszą metodą określania średnic planetoid jest obserwowanie ich przejść na tle gwiazd. Znacznie mniej dokładne są oszacowania rozmiarów planetoid na podstawie ich jasności przy założeniu pewnej wartości albedo.

-Spośród planetoid największe rozmiary ma Ceres. Jej średnica wynosi 970 km.

- Jest to wartość znaczna, bowiem zaledwie kilka planetoid ma rozmiary większe niż 300 km, a średnice tylko około dwustu małych planet wynoszą więcej niż 100 km. Ogromna większość planetoid to ciała niewielkie o rozmiarach od kilkudziesięciu do kilku kilometrów.

- Kształt i okres obrotu planetoid wokół własnej osi wyznacza się na podstawie fotometrycznych pomiarów zmian jasności tych ciał. Tylko planetoidy największe mają kształty zbliżone do kuli.

- W wypadku planetoid mniejszych odstępstwa od kształtu kulistego są większe. Wiele małych planetoid to prawdopodobnie fragmenty większych ciał, rozbitych na części wskutek wzajemnych zderzeń - mają więc nieforemne kształty odłamków skalnych.

- Okresy obrotu planetoid wokół własnej osi wynoszą od kilku do kilkudziesięciu godzin.

- Na podstawie analizy widma światła odbitego od powierzchni planetoid oraz pomiaru wartości albedo można wyciągać pewne wnioski odnośnie do składu chemicznego materii, z której są zbudowane --Większość planetoid (około 75%) ma powierzchnie utworzone z minerałów zawierających węgiel - są to planetoidy typu C. Ich widma przypominają widma czarnych meteorytów, chondrytów węglistych. -- Powierzchnie tego typu planetoid są bardzo ciemne, ich albedo wynosi zaledwie 0,035-0,04.

- Mniej licznie (ok. 17%) występują planetoidy typu S, zbudowane z krzemianów żelaza i magnezu z domieszką żelaza i niklu. Ich albedo jest większe i wynosi 0,065-0,23.

- Istnieją jeszcze planetoidy innych typów, w szczególności typu M, których powierzchnie utworzyły się przede wszystkim z żelaza i niklu. Mają one cechy podobne do meteorytów żelaznych.

Komety

- Najbardziej tajemniczymi ciałami w Układzie Słonecznym są komety. W przeszłości z pojawianiem się komet łączono różne nieszczęśliwe zdarzenia. Wierzono w ich niezwykłą moc. Miały przynosić na Ziemię choroby i epidemie, zapowiadały rzekomo nadejście wojen i kataklizmów.

- Jeszcze na początku XX w., gdy astronomowie ogłosili, że w 1910 r. Ziemia ma przejść przez warkocz komety Halleya, oczekiwano niezwykłych wydarzeń. Tymczasem ani pojawienie się tej komety, ani żadnej innej nie spowodowało jakichkolwiek nieszczęść na Ziemi i dla Ziemi.

- Wiadomo jednak, że kometa może być przyczyną katastrofy, nawet na wielką skalę, gdy zderzy się z innym ciałem. Przykładem jest kometa Shoemaker-Levy 9, która w lipcu 1994 r. zderzyła się z Jowiszem.

- Podobne zdarzenie, choć na mniejszą skalę, miało prawdopodobnie miejsce w 1908 r. na Syberii, gdzie, jak się przypuszcza, jądro komety spadło na las tunguski.

- Pierwsze informacje o pojawieniu się na niebie komet znaleziono w najstarszych dokumentach pisanych. Na podstawie starych kronik chińskich można odtworzyć nawet orbity ówczesnych komet

- Po wprowadzeniu teleskopów do obserwacji astronomicznych okazało się, że oprócz wzbudzających powszechne zainteresowanie i pojawiających się co kilka lub kilkadziesiąt lat komet bardzo jasnych znacznie częściej można obserwować na niebie komety słabsze.

- Obecnie każdego roku odkrywa się kilkdziesiąt komet. Niektóre są tak słabe, że dostrzega się je tylko za pomocą największych teleskopów. Dotychczas obserwowano około 3500 komet.

- Dużą liczbę komet (ok. 1300) odkryła sonda SOHO, która obserwuje Słońce i jego najbliższe otoczenie. Dlatego te komety czasami nazywa się muskającymi Słońce

1. Obserwowane własności komet

- Kometę od innych obiektów na niebie odróżnia jej szczególny wygląd. Gdy jest bardzo oddalona (znajduje się wówczas na ogół w odległości kilku j.a. od Słońca), wygląda jak mała, okrągła lub owalna mgiełka - rozmyta plamka.

- Gdy mgiełka zbliża się do Słońca, staje się coraz większa i jaśniejsza. W jej środku można wówczas wyróżnić jądro o bardzo niewielkich rozmiarach.

- Sama mgiełka otaczająca jądro nosi nazwę komy, a wraz z nim tworzy głowę komety. Średnica głowy może osiągnąć kilkaset tysięcy kilometrów, gdy kometa jest już dostatecznie blisko Słońca, pojawia się na ogół warkocz ułożony w kierunku przeciwnym Słońcu.

- Warkocze jasnych komet rozciągają się czasami kilkadziesiąt stopni na sferze niebieskiej, a ich długości mogą dochodzić nawet do kilkuset milionów kilometrów. Czasami pojawia się również drugi

warkocz skierowany do Słońca. a w przypadku dużych komet nawet milion kilometrów.

- Po przejściu przez peryhelium swej orbity kometa zaczyna się oddalać od Słońca. Wtedy w jej wyglądzie obserwuje się proces odwrotny: warkocz słabnie i znika, a kometa staje się coraz mniejszą mgiełką, aż wreszcie w pewnym momencie przestaje być w ogóle widoczna.

2. Orbity komet

- Orbity komet różnią się znacznie od orbit innych ciał Układu Słonecznego.

- Orbity planet i większości planetoid przypominają koło lub lekko spłaszczoną elipsę (ich mimośrody są na ogół mniejsze od 0,25) i leżą w pobliżu płaszczyzny ekliptyki.

- Orbity większości komet mają kształt bardzo wydłużonych elips (o mimośrodach bliskich 1,0) lub hiperbol, a ich nachylenie do ekliptyki przyjmuje różne wartości.

- Ze względu na obserwowany ruch orbitalny komety dzieli się na: okresowe i jednopojawieniowe.

3. Komety okresowe

- Komety okresowe mogą być obserwowane wielokrotnie. Pojawiają się na niebie okresowo w mniej więcej równych odstępach czasu.

- Ich orbity są zbliżone do elips o mimośrodach wyraźnie mniejszych od jedności.

- Stanowią około 15% populacji wszystkich obserwowanych komet. Obecnie znanych jest około 190 tego typu komet.

- Okresy ich obiegu wokół Słońca wynoszą kilka lub kilkanaście lat, a w niektórych wypadkach nawet kilkadziesiąt lat. Najkrótszym okresem (3,3 roku) charakteryzuje się kometa Enckego.

- Do komet o długim okresie obiegu należy natomiast kometa Halleya, której jeden pełny obieg wokół Słońca trwa około 75 lat.

- Komety okresowe mogą przybliżać się do planet, co wywiera duży wpływ na ich dalszy ruch orbitalny. W trakcie znacznego zbliżenia siły grawitacyjne planet, w szczególności tych największych - Jowisza i Saturna - mogą bardzo silnie zmienić orbitę komety.

- Wskutek tych oddziaływań komety poruszające się pierwotnie po orbitach hiperbolicznych lub bardzo wydłużonych eliptycznych, mogą zmienić na przykład orbity na okresowe i w ten sposób zostać przechwycone w wewnętrznej części Układu Słonecznego

- Może także wystąpić zjawisko odwrotne - komety okresowe zostaną wyrzucone z Układu z powodu zmiany orbity na hiperboliczną.

68

---