Athugaðu, opna í nýjum glugga. Prenta útSenda hlekk á þessa síðu til vinar

Digg This! Del.icio.us; Reddit Stumble It! Facebook

Útstirni

Það er göfugt að kenna sjálfum sér, en enn göfugra að kenna öðrum - og minni fyrirhöfn.
- Mark Twain

Efnisyfirlit
Meira um útstirni

Handan Neptúnusar, ystu reikistjörnu sólkerfisins, leynast milljónir smárra íshnatta sem nefnd eru útstirni á íslensku (Trans-Neptunian object). Útstirnin eru hluti af sólkerfinu okkar líkt og reikistjörnurnar og smástirnin en eiga það sammerkt að vera svo agnarsmá og fjarlæg að aðeins á síðustu árum hefur tæknin til að greina þau verið til staðar.

Árið 1930 fann bandaríski stjörnufræðingurinn Clyde Tombaugh Plútó, fyrst útstirna. Eftir uppgötvun Plútós gerðu menn sér grein fyrir að möguleiki væri á að fleiri keimlíkir hnettir fyndust svo utarlega í sólkerfinu. Ekkert gerðist hins vegar í yfir 60 ár eða allt þar til stjörnufræðingar fundu útstirnið 1992 QB1 árið 1992. Síðan hafa yfir þúsund útstirni fundist, flest frekar smá en nokkur álíka stór og Plútó og eitt þeirra stærra. Uppgötvun á stærsta útstirninu, Eris, varð til þess að Plútó var sviptur reikistjörnutigninni

Útstirnin eru flokkuð í hópa eftir fjarlægð þeirra frá sólu. Í milli 30 til 55 stjarnfræðieininga fjarlægð er Kuipersbeltið, enn lengra er svonefnd dreifskífa sem teygir sig yfir 100 stjarnfræðieiningar frá sólinni. Yst er svo líklega að finna Oortsskýið sem nær ef til vill um 100.000 stjarnfræðieiningar út í geiminn.

Flokkun

Eins og áður sagði er útstirnum skipt í hópa eftir brautareinkennum þeirra, þ.e. fjarlægð, umferðartíma, brautarhalla og brautarherma. Þau útstirni sem eru næst Neptúnus eða innan þyngdaráhrifa frá reikistjörnunni, tilheyra Kuipersbeltinu. Þessir hnettir eru á nærri hringlaga brautum og liggja einnig við sólbauginn. Hnettir innan dreifskífunnar, sem eru einnig innan þyngdaráhrifa Neptúnusar, eru á mun ílangari og hallandi brautum en Kuipershnettirnir. Handan þessara tveggja svæða er sennilega stór geil en að lokum tekur Oortsskýið við. Oortsskýið hefur aldrei sést en er talið marka ystu hluta sólkerfisins.

Myndin hér fyrir neðan sýnir dreifingu þekktra útstirna í innan við 70 stjarnfræðieininga fjarlægð og vensl þeirra við brautir risareikistjarnanna. Einnig hefur nokkrum Kentárum verið bætt inn á myndina. Mismunandi flokkar eru táknaðir með mismunandi litum. Dreifskífan teygir sig langt út fyrir myndina en þekkt fyrirbæri innan hennar eins og Sedna eru í yfir 500 stjarnfræðieininga fjarlægð.

Dreifing útstirna í allt að 70 stjarnfræðieininga fjarlægð frá sólinni.

Kuipersbeltið

Menn hafði lengi grunað að handan reikistjarnanna væri að finna svæði þar sem frumstæðir íshnettir, leifar frá myndun sólkerfisins, væru til staðar. Töldu menn að hnettirnir í þessu svæði hafi verið of dreifðir og kaldir til þess að reikistjörnur gætu myndast þar. Plútó var fyrsti hnötturinn sem fannst á þessu svæði árið 1930 en svo gerðist ekkert í langan tíma. Snemma árs 1992 tóku stjörnufræðingar eftir rauðleitum depli í um 42 stjarnfræðieininga fjarlægð frá sólinni. Þessi íshnöttur, sem nefndur var 1992 QB1, var fyrsti hnötturinn í svonefndu Kuipersbelti sem stjörnufræðingar fundu en síðan hafa yfir þúsund slíkir hnettir fundist.

Kuipersbeltið nær yfir um 20 stjarnfræðieininga breitt svæði handan brautar Neptúnusar, í milli 30 til 50 stjarnfræðieininga fjarlægð frá sólu. Þetta svæði er er nógu nálægt Neptúnusi til þess að þyngdaráhrifa hans gæti á hnettina í beltinu. Sárafáir hnettir hafa fundist mikið utar. Þar af leiðandi hafa stjörnufræðingarnar gjarnan kallað 50 stjarnfræðieininga mörkin "Kuipersbjargið". Hvort Kuipersbjargið marki ytri mörk upphaflegu sólþokunnar, eða hvort það sé aðeins innri brún stórrar geilar sem teygir sig minnsta kosti 70 til 80 stjarnfræðieingar frá sólu er ekki vitað. Í þessari fjarlægð og utar nýtur þyngdaráhrifa Neptúnusar ekki lengur við og þar hafa hnettir borð við Erisi og Sednu fundist.

Flestir hnettir í Kuipersbeltinu fylgja nokkurn veginn hringlaga brautum nærri brautarfleti sólkerfisins. Þessir hnettir eru klassískir Kuipersbeltishnettir sem oft eru nefndi “cubewanos” eftir 1992 QB1, fyrsta hnettinum sem fannst.

Plútínóar

Óvænt niðurstaða athugana á útstirnum í Kuipersbeltinu sýnir að mörg þeirra eru í 3:2 brautarherma með Neptúnusi. Það þýðir að þessir hnettir ljúka tveimur hringferðum um sólina á sama tíma og Neptúnus lýkur þremur. Plútó hefur sama brautarherma og því hefur þessi hópur hnatta verið nefndur Plútínóar (Plutinos). Hafa ber í huga að flokkunin á eingöngu við um brautarherma hnattanna en ekki eðliseinkenni. Hugtakið var eingöngu fundið upp til þess að lýsa smærri hnöttum en Plútó á keimlíkum brautum. Plútó og tungl hans falla í þennan flokk.

Plútínóar mynda innri hluta Kuipersbeltisins og telja fjórðung þekktra Kuipershnatta. Stærstur hluti Plútínóa hafa milli 10 til 25 gráðu brautarhalla sem er tiltölulega lítið miðað við það sem gengur og gerist í þessum hluta sólkerfisins. Miðskekkja allra hnattanna er milli 0,2 til 0,25 sem þýðir að þegar hnettirnir eru næst sólu eru þeir nálægt eða innan við braut Neptúnusar en nærri ytri brún Kuipersbeltisins við sólfirð. Umferðartími þeirra er í kringum 250 ár.

Fyrir utan Plútó sjálfan eru 90482 Orkus og 28978 Ixion stærstu þekktu Plútínóarnir. Fyrsti Plútínóinn, 1993 RO, fannst þann 16. september 1993.

Dreifskífan

Dreifskífan er, líkt og nafnið ber með sér, mjög dreift skífulaga svæði þar sem litlir íshnettir eru á sveimi í kringum sólina. Þessir hnettir hafa mjög ílangar brautir, með miðskekkju upp á allt að 0,85 og upp undir 40 gráðu brautarhalla miðað við sólbauginn. Það þýðir að við sólnánd eru þessir hnettir innan Kuipersbeltisins í um 30 stjarnfræðieininga fjarlægð, en langt utan þess við sólfirð í meira en 100 stjarnfræðieininga fjarlægð. Umferðartíminn getur þar af leiðandi verið mjög langur (560 ár hjá Erisi en 12059 ár hjá Sednu). Stjörnufræðingar telja margir hverjir að hnettir í dreifskífunni hafi upphaflega tilheyrt Kuipersbeltinu en síðar dreifst utar af völdum þyngdaráhrifa frá gasrisunum, sér í lagi Neptúnusi. Telja má líklegt að flestar skammferðarhalastjörnur eigi rætur að rekja til dreifskífunnar og Kuipersbeltisins.

Dvergreikistjarnan Eris tilheyrir dreifskífunni og einnig Sedna. Sedna er á mjög ílangri braut (0,855 miðskekkju) sem þýðir að þegar Sedna er næst sólu er hún í 76 SE fjarlægð en hvorki meira né minna en 975 SE fjarlægð við sólfirð.

Oortsskýið

Mestur hluti þeirra halastjarna sem finnast ár hvert eru langferðahalastjörnur. Langferðahalastjörnur hafa mjög ílangar brautir og verja þar af leiðandi stærstum hluta ævi sinnar í um 10.000 til 100.000 stjarnfræðieininga fjarlægð frá sólu. Þessi gríðarlega vegalengd er tæplega 20% af fjarlægðinni til Proxima Centauri, nálægustu fastastjörnunni við sólina. Brautir þessara halastjarna teygja sig því langt út fyrir Kuipersbeltið og dreifskífuna. Sú staðreynd varð til þess að árið 1950 setti hollenski stjörnufræðingurinn Jan Oort fram tilgátu um tilvist risavaxins hnattlaga skýs sem teygði sig allt að þrjú ljósar eða 30 billjón km frá sólinni og nefnt hefur verið Oortsskýið (frb. Úrtsskýið). Oort komst að þessari niðurstöðu eftir að hafa rannsakað brautir nítján þekktra halastjarna.

Stjörnufræðingar uppgötva að meðaltali eina langferðahalastjörnu á mánuði. Það bendir til þess að fjöldi íshnatta eða halastjarna í Oortsskýinu skipti milljörðum. Þessi mikli fjöldi útskýrir hvers vegna við langferðahalastjörnur koma nokkuð títt inn í innra sólkerfið, jafnvel þó svo að umferðartími þeirra nemi þúsundum eða milljón árum. Oortsskýið er órafjarri og hnettirnir í því agnarsmáir svo engan skyldi undra að aldrei hefur verið komið auga á stakan hnött innan þess.

Eðliseinkenni

Útstirnin eru mjög fjarlæg og smávaxin, svo erfitt getur reynst að varpa ljósi á eðliseinkenni þeirra. Sýndarbirtustig allra útstirnanna, nema þeirra stærstu, er undir +20 og takmarkast þar af leiðandi rannsóknir við eftirfarandi:

  • Mælingu á varmageislun stærri hnatta. Þessar mælingar gera okkur kleift að áætla stærð útstirnanna.
  • Litmælingar eru gerðar með samanburði á birtustigi hnattar í gegnum mismunandi litsíur. Þessar mælingar gera okkur kleift að finna út uppruna útstirnanna og vísbendingar um efnasamsetningu yfirborðsins.
  • Litrófsmælingar gera stjörnufræðingum meðal annars kleift að finna út úr hverju hnötturinn er.

Erfitt er að áætla stærðir útstirna vegna fjarlægðar þeirra frá sólu.  Sjónaukar okkar í dag hafa ekki nægjanleg greinigæði til þess að greina útstirnin sem stakar skífur. Hægt er að mæla stærð stærstu útstirnanna sem einnig eru á vel þekktum brautum, eins og Plútó og Karon, við sjtörnumyrkva, þ.e. þegar hnettirnir ganga fyrir stjörnu í bakgrunni.

Hægt er að áætla stærðir annarra útstirna með varmamælingum. Styrkur sólarljóss sem fellur á hnöttinn er þekkt út frá fjarlægð hans frá sólinni. Stór hnöttur geislar frá sér meiri varma en lítill. Ef endurskinshlutfall hnattarins er þekkt er mögulegt að áætla yfirborðshitastigið og út frá því styrk varmageislunarinnar. Tveir óvissuþættir eru engu að síður enn til staðar, endurskinshlutfallið og stærðin, en þá má áætlega með öðrum sjálfstæðum mælingum, t.a.m. magn endurvarpaðs sólarljóss og innrauða varmageislun sem hnötturinn gefur frá sér.

Því miður er útstirnin svo fjarlæg að þau eru mjög köld. Því hefur varmageislunin um 60 míkrómetra öldulengd sem ómögulegt er að mæla frá yfirborði jarðar, þar sem lofthjúpurinn dregur mjög í sig innrauða geislun. Þess vegna hafa geimsjónaukar á borð við Hubble og Spitzer reynst stjörnufræðingum sannkallaður happafengur.

Nokkur þekkt útstirni

Hér fyrir neðan er tafla yfir nokkur þekkt útstirni. Útstirni sem falla í hóp dvergreikistjarna eru feitletruð.

Heiti:
Tímabundið heiti
Sólnánd (SE)
Sólfirð (SE)
Brautarhalli
Þvermál (km)
Uppgötvað af
Árið
(136199) Eris 2003 UB313
38,17
97,61
43,993
~2600
Brown o.fl.
2003
(134340) Plútó   30,164 48,494
17,16 ~2350 Tombaugh 1930
(136472) Makemake 2005 FY9
38,666
52,809
29
~1600
Brown o.fl. 2005
(136108) 2003 EL61 35,161
51,252
28,2 ~1450 Brown o.fl.
2003
Karon S/1978 P1
30,164
48,494
17,16 1207 Christy
1978
90377 Sedna 2003 VB12
76,032
928,048
11,932
~1600
Brown o.fl.
2003
90482 Orkus
2004 DW
30,784
48,057 20,6
~1600
Brown o.fl. 2004
90482 Quaoar
2002 LM60
41,980
45,019
8
~1260 Brown o.fl.
2002
28978 Ixion
2001 KX76
30,308
49,127
19,6
  DES 2001
55565
2002 AW197     24,4
  Brown o.fl.
2002
20000 Varuna
2000 WR106
40,804 45,210
17,2
  McMillan
2000

Heimildir

 

Digg This! Del.icio.us; Reddit Stumble It! Facebook