Skocz do zawartości

Bellatrix*

Użytkownik
  • Zawartość

    11
  • Rejestracja

  • Ostatnia wizyta

Reputacja

45 Excellent

O Bellatrix*

Profile Information

  • Płeć
    Kobieta
  • Zamieszkały
    Łódź
  • Interests
    chemia, astronomia.

Converted

  • Miejsce zamieszkania
    Łódź

Ostatnie wizyty

422 wyświetleń profilu
  1. Mineralny Księżyc

    To zdjęcie jest prześliczne! Postaram się w niedalekiej przyszości opracować referat dotyczący składu chemicznego Księżyca i barw związanych z obecnością różnych substancji.
  2. NGC 2362 Niebieska gromada w Wielkim Psie

    Powiem Ci po cichu, że ona zdaje się być lekko granatowa.. Tylko ćśśśii... nic nie mówiłam
  3. NGC 2362 Niebieska gromada w Wielkim Psie

    Czysty błękit, to tylko składowa wtórna układu Pi Andromedae...
  4. NGC 2362 Niebieska gromada w Wielkim Psie

    Wierzę... Ale wolę sobie nie wyobrażać, bo mnie serce boli z tęsknoty... Powiedz, te gwiazdy na prawdę są tak błękitne, jak wynikałoby ze wskaźników barwy i typów widmowych?
  5. NGC 2362 Niebieska gromada w Wielkim Psie

    Za kilka lat pewnie tak...
  6. NGC 2362 Niebieska gromada w Wielkim Psie

    Praktyka zawsze górą, to bez dwóch zdań. Ale niestety, chyba nigdy nie skosztuję słodyczy NGC 2362, bo na moim zaświetlonym niebie, to u horyzontu tylko Syriusz majaczy w miarę widoczny. Wszystko poniżej 10 stopni tonie w pomarańczowej brei.
  7. Niebieska gromada w Wielkim Psie NGC 2362 W konstelacji Wielkiego Psa znajduje się niewielka, ale spójna gromada otwarta, złożona z błękitnych gorących gwiazd wczesnych typów widmowych. NGC 2362 jest zlokalizowana wokół jasnej 4,4- magnitudowej, niebieskiej gorącej gwiazdy Tau CMa. Co więcej, jest z nią skoniugowana grawitacyjnie. Znaczna część sumarycznej jasności wizualnej gromady pochodzi właśnie od tej gwiazdy. Obiekt zawiera ok 40 innych gwiazd w przedziale jasności 7- 13 magnitudo. Średnica NGC 2362 to ok. 6 minut łuku. Szacuje się, że gromadę dzieli od Ziemi aż 5.000 lat świetlnych. Warto dodać, że jasność wizualna Słońca widzianego z tej odległości nie byłaby niższa niż 15 magnitudo. Ten niezwykły obiekt może być obserwowany głównie zimą, kiedy to Wielki Pies wznosi się względnie wysoko nad horyzont. Gromadę można obserwować przez teleskop o małej aperturze, wybierając niewielkie powiększenia. Kwestią sporną jest obecność w rejonie gromady słabego obszaru mgławicowego. Prawdopodobnie obiekt otoczony jest bardzo rozrzedzoną, sferyczną strukturę („bańkę” wodorową) o średnicy rzędu 5 stopni, a więc znacznie bardziej obszerną niż sama gromada. Otoczka ta ma strukturę włóknistą i stanowi tzw. rejon H II. Analizując typy widmowe gwiazd składowych gromady, oraz ich inne parametry fizyko- chemiczne, łatwo zauważyć, że ten wyjątkowy obiekt to prawdziwe bogactwo błękitu. Potwierdza to m.in. diagram ilustrujący rozkład wskaźników barwy (B- V). Większość jasnych gwiazd należy tu do wczesnych typów widmowych i osiąga wysokie jasności absolutne. W centrum gromady znajduje się piękna, nieco ponad 4-magnitudowa gwiazda Tau Canis Majoris, która jest dostrzegalna gołym okiem. Należy do typu widmowego O9II i stanowi układ binarny spektroskopowo o okresie wzajemnego obiegu bliskim 155 dni. Dystans dzielący obie składowe to 2 jednostki astronomiczne (A.U.) Tau CMa Jest niebieskim jasnym olbrzymem. Jego wskaźnik barwy gwiazdy osiąga wartość -0,15m. Świadczy to o intensywnym, wyraźnie dostrzegalnym błękitnym zabarwieniu. Gwiazda Tau CMa jest niezwykle masywna. Jej łączna masa to ok. 40- 50 Mʘ, a jasność sięga 50.000 Lʘ. Wg katalogu gwiazd podwójnych Stelle Doppie, Tau CMa posiada m.in. ciemny (ok. 10-magnitudowy) komponent wtórny oddalony o 8,6’’. Analiza wykresów H-R dla gromady NGC 2362 dowodzi, iż jest to bardzo młody obiekt, a spora część należących do niego gwiazd obecnie nie osiągnęła jeszcze ciągu głównego. Znajdują się one na etapie trwającego wciąż zapadania grawitacyjnego. Jest to gwiazda zaliczana do klasy obiektów PMS (Pre Main Sequence Stars). Według obliczeń, omawiana gromada zawiera ich blisko 100. Wiek gromady szacowany jest na ok. 1 mln lat. To w skali kosmicznej bardzo niewiele. Obliczono, że łączna masa gromady to co najmniej 500 Mʘ. W jej skład wchodzą niemal wyłącznie masy poszczególnych gwiazd składowych, gdyż materia mgławicowa stanowi tu szczątkowy odsetek. Obszar gromady NGC 2362 nie wygląda na spowity obfitą mgławicą. Istnieje hipoteza, według której materia mgławicowa została z czasem „zdmuchnięta” przez silny wiatr gwiazdowy i promieniowanie generowane przez nowo formujące się olbrzymy. Z podobnym zjawiskiem mamy do czynienia w mgławicy Rozeta z konstelacji Jednorożca, u której obserwujemy znacznych rozmiarów centralną lukę, „wydmuchaną” przez promieniowanie masywnej centralnej gwiazdy.
  8. 29 Canis Majoris

    29 Canis Majoris 29 Canis Majoris, niekiedy oznaczana również jako zmienna UW CMa, to jedna z niewielu jasnych, dostrzegalnych gołym okiem gwiazd typu widmowego O. Tak naprawdę, jest gwiazdą podwójną spektroskopowo, a więc jej binarną naturę da się stwierdzić (póki co) jedynie na podstawie analizy widma spektroskopowego. 29 CMa tworzy układ podwójny wzajemnie zaćmieniowy. Okres wzajemnej rotacji obu komponentów wynosi ok 4,4 doby. Cyklicznie występujące zaćmienia są przyczyną zmiennej jasności 29 Canis Majoris o kilka dziesiątych części magnitudo. Gwiazda ta należy do typu zmienności Beta Lyrae. Obie gwiazdy składowe układu to gorące nadolbrzymy o błękitnej barwie. Ich typy widmowe wyglądają następująco: O7 Ia pf i O9 I. Oznaczenie „p” przy widmie pierwszej, to tzw. widmo osobliwe („peculiar”). Jest to dość szerokie pojęcie, a tu oznacza m.in. obecność linii emisyjnych wodoru w widmie. W tym przypadku linie te pochodzą od wodoru będącego składnikiem otoczki wodorowej, znajdującej się wokół gwiazdy. Należy zaznaczyć, że pasma wodorowe u 29 CMa mają charakter emisyjny (a nie absorpcyjny, jak u gwiazd typu widmowego A). Symbol „f” oznacza pasma emisyjne azotu trójdodatniego (potrójnie zjonizowanego: N3+), charakterystycznego dla widm bardzo gorących gwiazd- niezwykle trudno jest odłączyć trzy elektrony od obojętnego elektrycznie atomu azotu, a tym bardziej od atomu helu. Potrzeba do tego znacznych nakładów energii. Wysoka temperatura na powierzchni gwiazd typu O, w tym 29 CMa wystarcza, by tego dokonać. Temperatury powierzchni gwiazd Aa i Ab szacowane są na 33.000 K oraz 38.000 K. Druga z gwiazd jest gorętsza i masywniejsza od pierwszej, ale za to mniej jasna. Średni promień każdej z nich to 4,7 Rʘ. Prędkości rotacji są znaczne (co jest dość powszechnym zjawiskiem u masywnych błękitnych gwiazd), wynoszą odpowiednio: 128 i 176 km/s w obszarze równika, przy okresach obrotu rzędu: 1,8 i 1,3 doby. Łączna masa gwiazd systemu UW CMa obliczona została na blisko 20 Mʘ, a ich wiek to w przybliżeniu 8 mln lat. Utrata masy na skutek działania wiatru gwiazdowego sięga aż 5 . 10-6 Mʘ. Układ prawdopodobnie posiada jeszcze jeden, ciemny (10- magnitudowy ) komponent. 29 Canis Majoris jest gwiazdą emisyjną- jak już zostało wspomniane, z powodu rozległej otoczki wodorowej otaczającej gwiazdę (linie emisyjne wodoru), ale oprócz tego jest też silnym emiterem promieniowania rentgenowskiego (X). Jak wiadomo, gorące nadolbrzymy generują niezwykle silny wiatr gwiazdowy. A ponieważ w bliskim sąsiedztwie znajdują się dwie takie gwiazdy, ich wiatr podlega interakcjom. Zderzające się drobiny materii mogą być źródłem promieniowania X. Inną możliwą przyczyną występowania wspomnianych promieni rentgenowskich jest powstawanie fali uderzeniowej (tzw. „bow- shock”) po przejściu gorącego gazu (z wiatru gwiazdowego) przez znacznie chłodniejszą materię międzygwiezdną. Intensywność emisji promieniowania X wykazuje zmienność w czasie i wykazuje związek z cyklem zmian jasności wizualnej gwiazdy. Z kolei dla zmian magnitudo, początek fazy wzajemnego obiegu (ɸ= 0) odpowiada pierwszemu minimum (wówczas druga ze składowych znajduje się, z punktu widzenia obserwatora, przed pierwszą z gwiazd).
  9. 68 Herculis

  10. Cześć :)

    1. Pokaż poprzednie komentarze  19 więcej
    2. lukost

      lukost

      Skoro jesteś, to zapraszamy do załogi Obiektu Tygodnia. :) Jakaś gromadka otwarta czy ciekawy układ wielokrotny, hmm? :)

    3. Bellatrix*

      Bellatrix*

      Oczywiście! Ociekająca błękitem NGC 2362. Będzie niebawem...

    4. Panasmaras

      Panasmaras

      Yyy...

      Głupio mi to proponować, ale może dorzuć to jako (bardzo obszerny) komentarz?

  11. Bellatrix*

  12. 68 Herculis

    68 Herculis Gwiazda 68 Herculis (oznaczana również jako u Her) to niezwykła, szybko rotująca gwiazda spektroskopowo podwójna. W jej skład wchodzą dwie gwiazdy tworzące układ zaćmieniowy. Obie są błękitnymi, gorącymi olbrzymami typu widmowego B: B3III i B5III. W szczycie jasności gwiazda przyjmuje jasność wizualną ok. 4,7m. Podczas minimum, wartość ta spada do ok. 5,5 m. Okres zmian jest względnie krótki i wynosi nieznacznie ponad 2 doby. A ekscentryczność orbity jest nieznaczna i przyjmuje wartość e= 0,053. Niezwykłą cechą w cyklu zmienności u Herculis są minima, w których obserwowane były szybkie fluktuacje jasności. Masa gwiazd składowych systemu 68 Herculi szacowana jest na ok. 7,5 oraz 2,9 Mʘ. Pierwszy z wymienionych składników jest dość masywny, ale za to niezwykle rozrzedzony: jego średnia gęstość stanowi zaledwie 1/27 gęstości Słońca. Drugi komponent (2,9 Mʘ) jest jeszcze silniej rozrzedzony: 1/70 gęstości naszej Dziennej Gwiazdy. Układ 68 Her przypomina pod względem budowy gwiazdę Beta Lyrae, tylko w nieco mniejszym wydaniu. Obie gwiazdy znajdują się tak blisko siebie, że siły pływowe powodują deformację obu komponentów. Spłaszczenie potęgowane jest także przez siły odśrodkowe działające na materię gwiazd, jako efekt szybkiego ruchu wirowego. Średnica obu obiektów to blisko 8 milionów km, a dystans dzielący ich środki, to zaledwie 10 milionów mil. Środek ciężkości układu jest zlokalizowany wewnątrz jaśniejszej z gwiazd, co stanowi odległość ok. 2,7 miliona kilometrów od jej środka. Temperatury powierzchni to 19.000 K oraz 11.000 K, a więc są one gorące i biało-błękitne. Dla porównania: temperatura powierzchni Słońca jest równa 5.800 K. Ich jasności absolutne to odpowiednio 1.300 i 160 Lʘ. U Herculis to nie tylko gwiazda podwójna spektroskopowo. Ten ciasny system gwiazd posiada trzeci składnik, oddalony od składowych pierwotnych o 4,5’’. Jest to dość ciemna, 10,2-magnitudowa gwiazda, której rzeczywisty dystans od głównej pary gwiazd wyliczony został na blisko 840 A.U. Ciemny składnik stanowi z systemem 68 Her układ fizyczny, powiązany grawitacyjnie. (poniżej znajduje się link z wykresem zmian jasności dla gwiazdy zmiennej 68 Herculis) http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1912PAllO...2...51S&db_key=AST&page_ind=4&data_type=GIF&type=SCREEN_VIEW&classic=YES
  13. Obiekty Pasa Kuipera

    WYBRANE OBIEKTY PASA KUIPERA Za orbitą ostatniej znanej, ósmej z planet Układu Słonecznego rozpościera się szeroki na 20 jednostek astronomicznych pas drobnych ciał niebieskich. Umownie przyjmuje się jego granice jako 30-50 A.U. Niektóre źródła podają górną granicę jako 55 A.U. Obiekt ten nieco przypomina Pas Główny Planetoid, który znajduje się pomiędzy orbitą Marsa i Jowisza. Jest w głównej mierze zbudowany z drobnych, niesferycznych ciał niebieskich oraz pozostałości po formowaniu się Układu Słonecznego. Ciała te są zbudowane m.in. z zestalonych gazów (wody, amoniaku i metanu). Oprócz małych obiektów o niewielkiej masie, w skład Pasa Kuipera wchodzą również sferyczne ciała niebieskie- planety karłowate, a także asteroidy (planetoidy). Orbity tych obiektów wykazują wyraźną ekscentryczność. Niektóre z nich w całości zawierają się w Pasie Kuipera. Inne (jak np. orbita Eris) okresowo wychodzą poza ten obszar. Pas Kuipera pokrywa się z wewnętrzną częścią Dysku Rozproszonego. Zewnętrzna krawędź Dysku Rozproszonego sięga umownej wartości 100 A.U. i uznaje się, że jest rezerwuar komet krótkookresowych. Z kolei obiekty z Pasa Kuipera mają stabilne orbity i nie stanowią źródła komet. Pluton przez dugi czas był uznawany za dziewiątą planetę Układu Słonecznego, ale naukowcy odkryli więcej podobnych ciał niebieskich w Pasie Kuipera. Dlatego definicja planety została uściślona, a Pluton zakwalifikowany do grupy planet karłowatych. Przyjmuje się, że Pas Kuipera zawiera blisko 1000 obiektów o średnicy większej od 100 km. Oprócz tego znajduje się tam ok. tryliona mniejszych ciał i zaledwie kilka planet karłowatych o pokaźnych rozmiarach. Przyjrzyjmy się bliżej wybranym większym obiektom z Pasa Kuipera. 1. Eris- jest to planeta karłowata rozmiarami podobna do Plutona. Wyróżnia ją wyjątkowo ekscentryczna orbita. W peryhelium odległość Eris od Słońca wynosi ok. 38 A.U. z kolei w aphelium (97 A.U.) planeta znajduje się poza umownymi granicami Pasa Kuipera (50 A.U.), przemierzając obszary Dysku Rozproszonego. Przy maksymalnym oddaleniu od Słońca, Eris znajduje się blisko trzy razy dalej niż Pluton. Pełny obieg Eris wokół naszej Dziennej Gwiazdy zajmuje aż 560 lat. Jest to drugi co do wielkości obiekt odkryty w Układzie Słonecznym od czasów odkrycia Neptuna (pierwszym jest Pluton). Przy pomocy naziemnych teleskopów Eris może być zarejestrowana jedynie jako mała kropka. Kosmiczny teleskop Hubble’a stwarza większe możliwości; dzięki obrazom uzyskanym przy pomocy tego teleskopu astronomowie wyznaczyli średnicę tej planety karłowatej. Wynosi ona 2326km- nieznacznie mniej od średnicy Plutona (2368 km). Wokół Eris orbituje niewielki księżyc o nazwie Dysnomia. Ma ona zaledwie 350 km średnicy. Orbita planety karłowatej, oprócz tego, że jest silnie ekscentryczna, jest również mocno nachylona w stosunku do ekliptyki; inklinacja wynosi aż 44o. Na powierzchni Eris panuje bardzo niska temperatura (średnio -231oC). Skład jej powierzchni jest bardzo podobny do tego na Plutonie. Eris spośród reszty obiektów transneptunowych wyróżnia również albedo, czyli udział światła odbitego w stosunku do padających nań promieni słonecznych. Obiekt ten ma albedo rzędu 96%. Świadczy to o obecności lodowej, bardzo gładkiej powierzchni, która świetnie odbija padające światło. Tamtejsza atmosfera jest skrajnie cienka, około 10.000 razy cieńsza niż na Plutonie. Zjawisko to ma prawdopodobnie przyczynę w bardzo niskiej temperaturze panującej na powierzchni Eris - większość gazów unoszących się w postaci atmosfery uległo wymrożeniu i osiadło na powierzchni jako lód. 2. Makemake - jest to planeta karłowata o dość ekscentrycznej orbicie. Jednak, w przeciwieństwie do Eris, w całości mieszczącej się w obrębie Pasa Kuipera. Półoś wielka obiektu to aż 53 A.U., a półoś mała ma długość 38 A.U. Pełen obieg wokół Słońca zajmuje ok. 310 lat. Makemake została odkryta w 2005r. I początkowo zyskała numer katalogowy 2005FY9. Jej dotychczasowa nazwa zwyczajowa została nadana planecie dopiero w roku 2008. Dzięki tranzytowi Makemake na tle jednej z gwiazd (w 2011r.) astronomowie zyskali wiele nowych informacji na temat parametrów fizycznych tego obiektu. Średnica równikowa wynosi 1434 km, a biegunowa 1422 km, co świadczy o niewielkim spłaszczeniu biegunowym. Ma to swoje uzasadnienie we względnie niskiej prędkości rotacji (średnia ok. 4,4 km/s). Albedo Makemake jest wysokie; szacuje się jego wartość na 60%. Jest niższe niż w przypadku Eris, ale nadal wyróżnia się na tle wartości albedo większości obiektów Układu Słonecznego. Średnia gęstość planety karłowatej jest niewielka i wynosi 1,7 g/cm3. Inklinacja orbity Makemake to 29o i jest typowa dla obiektów transneptunowych. Badania spektroskopowe dowiodły, że powierzchnię Makemake tworzy m.in. zestalony metan (prosty związek organiczny o wzorze CH4). Poza tym również niewielkie ilości etanu (CH3-CH3). Obecności azotu oraz tlenku węgla (II) nie stwierdzono. Naukowcy spekulują, iż na powierzchni obiektu występuje metan w postaci lodu mającego strukturę krystalicznych płytek o niskiej porowatości. Stąd tak wysokie albedo. Kiedy Makemake znajdzie się w peryhelium, a wówczas jest najbliżej Słońca, część lodowego materiału tworzącego skorupę ulega sublimacji, formując w ten sposób okresową atmosferę, składem nieco przypominającą tę na Plutonie. Planeta karłowata jest zabarwiona na charakterystyczny czerwonawy kolor (co nie jest rzadkością wśród obiektów Układu Słonecznego. Barwa wskazuje na obecność tholin. Tholiny są to produkty kopolimeryzacji (łączenia się w długie, zróżnicowane pod względem budowy łańcuchy cząsteczkowe) prostych związków organicznych, takich jak np. metan, czy etan. Jak już zostało wspomniane, powierzchnia Makemake obfituje w metan oraz niewielkie ilości etanu. Działanie promieniowania ultrafioletowego na nieosłoniętą atmosferą powierzchnię obiektu sprzyja syntezie czerwonawo zabarwionych tholin. Makemake przez długi czas uchodziła za obiekt nie posiadający satelity. Jednak w 2015r. astronomowie odkryli księżyc, który nosi nazwę katalogową MK2. 3. Haumea - jest to planeta karłowata wyróżniająca się niezwykłym kształtem przypominającym elipsoidę. Ponadto orbita Haumei jest silnie ekscentryczna. Półoś wielka ma długość 51 A.U., a półoś maa zaledwie 35 A.U. Jednak cała orbita planety zawiera się w obszarze Pasa Kuipera. Skąd wydłużony, elipsoidalny kształt Haumei? Prawdopodobnie przyczynia się do tego bardzo szybka rotacja; doba na Haumei trwa niecałe 4 godziny. Wysoka prędkość obrotowa jest też prawdopodobnie powodem znacznej gęstości, która jest szacowana na 2,6-3,3 g/cm3. W 2009r. naukowcy odkryli ciemną plamę na powierzchni obiektu. Prawdopodobnie obszar ten jest bogatszy od reszty powierzchni w związki organiczne i mineralne. Plama została zidentyfikowana na podstawie analizy krzywych zmian jasności. Dwa maksima jasności i dwa minia nie są wzajemnie identyczne, jak można by oczekiwać od jednolitej, gładkiej powierzchni. Obecność nietypowego przebarwienia może również być spowodowana wyższą zawartością krystalicznego, wysoko uporządkowanego strukturalnie lodu w obrębie ciemnej struktury. A to z kolei może mieć związek z zaistniałą niegdyś kolizją masywnego ciała niebieskiego z powierzchnią planety karłowatej. W miejscu impaktu mogły pozostać drobiny pochodzące z obiektu, który uderzy w powierzchnię, wymieszane ze składnikami z głębszych warstw Haumei. Powierzchnia obiektu jest pokryta warstwą gładkiego lodu, co przekłada się m.in. na wysokie albedo, wynoszące blisko 80%. Orbita planety karłowatej jest dość mocno nachylona do ekliptyki. Inklinacja wynosi 28,2o. Haumeę okrążają dwa księżyce: Hi’iaka oraz Namaka. Uczeni dowiedli, że niemalże cała powierzchnia Ni’iaki jest pokryta lodem wodnym o wysoko uporządkowanej strukturze krystalicznej. Bardzo interesujący jest fakt znacznych różnic w inklinacji orbit Haumei oraz jej satelitów. Naukowcy podejrzewają, że księżyce mogły powstać w innym czasie niż sama planeta karłowata i są pokłosiem zderzenia oraz rozpadu drobnego ciała niebieskiego z Haumeą. 4. Pluton - planeta karłowata, która od momentu odkrycia (1930r.) do 2006r. była uznawana za dziewiątą planetę Układu Słonecznego. Pluton ma ekscentryczną orbitę, zupełnie niepodobną do symetrycznych orbit planetarnych. Półoś wielka Plutona ma długość 49 A.U., a półoś mała 30 A.U. Rok trwa tam blisko 248 lat. Inklinacja orbity tej planety karłowatej jest wyraźna, acz niewielka w zestawieniu z inklinacją większości dużych obiektów transneptunowych (np. Eris czy Haumei). Wynosi 17o. Pluton posiada pięć odkrytych naturalnych satelitów. Największy z nich to Charon. Jego średnica stanowi ok. połowy średnicy Plutona. Oba ciała niebieskie współtworzą wyjątkowy układ podwójny, w którym komponenty wirują wokół wspólnego środka masy i są ku sobie zwrócone stale tę samą stroną. Choć Pluton jest największym znanym dotąd obiektem Pasa Kuipera, to jego masa jest niewielka i stanowi zaledwie 0,2% masy Ziemi. Atmosfera planety karłowatej jest skąpa i złożona głównie z azotu. W miarę zbliżania się do peryhelium, atmosfery przybywa (na skutek sublimacji materii z powierzchni obiektu). Dzięki zdjęciom wykonanym przez sondę New Horizons odkryto, że na Plutonie znajdują się góry lodowe, azotowe lodowce oraz kriowulkany. Charon z kolei ma znikomą, szczątkową atmosferę oraz ciemniejszą powierzchnię od Plutona. Posiada również więcej kraterów uderzeniowych. Wokół Plutona orbitują jeszcze cztery inne satelity, znacznie mniejsze niż omówiony Charon: Styx, Kerberos, Nix i Hydra. Jasność wizualna Plutona to zaledwie 15m. Charona, już tylko 17m. Są to bardzo ciemne obiekty, ale leżą w zasięgu dużych teleskopów amatorskich. Jasność wizualna reszty księżyców znacznie przekracza wartość 20m. Styx, najmniejszy z satelitów Plutona został sfotografowany w 2015r. przez sondę New Horizons. Na podstawie analizy tych zdjęć można było ocenić jego wielkość i kształt. Maleńki księżyc jest silnie wydłużony: jego największy wymiar liczy 7 km, a najkrótszy zaledwie 5 km. Zestawienie jasności i rozmiarów obiektu sugeruje, że Styx wyjątkowo dobrze odbija światło. Nix jest sporo większy od Styxa. Na jednym ze zdjęć wykonanych przez New Horizons wyraźnie widać szczegóły powierzchni satelity. Nix ma wymiary ok. 50 km na 35 km. Jego ruch rotacyjny nie jest synchroniczny (jak u Charona), ani nawet nie jest regularny. Księżyc wiruje w sposób chaotyczny i nie da u niego się wyznaczyć biegunów północnego i południowego. Albedo Nixa jest dość wysokie i wynosi ok. 50% (podobnie jak u Hydry). Z kolei inny satelita Plutona, Kerberos, jest bardzo ciemnym obiektem; odbija zaledwie 4% światła słonecznego. 5. Orkus - jest to masywna asteroida (planetoida) z obszaru Pasa Kuipera. Jego orbita jest ekscentryczna, półoś wielka wynosi 39,5 A.U., półoś mała 31 A.U. Albedo obiektu nie należy do szczególnie wysokich i ma wartość 23%. Średnica Orcusa wynosi ok. 950km. To zaledwie 28% średnicy Księżyca. Jedynym dotąd odkrytym satelitą tej planety karłowatej jest Vanht. Jest on bardzo masywny stosunku do masy Orcusa i stanowi aż 1/3 masy całego systemu Orcus-Vanth. Dla porównania: Charon (którego średnica jest równa połowie średnicy Plutona) stanowi jedną dziesiątą masy układu Pluton-Charon. Orcus i jego księżyc są oddalone os siebie o niewielką odległość, blisko 9.000 km. Vanth, w przeciwieństwie do Orcusa wyróżnia się czerwonawym kolorem, spowodowanym obecnością tholin na powierzchni. Spośród wszystkich znanych par planetoida-księżyc, Orcus i Vanth najbardziej różnią się od siebie. 6. Quaoar - niewielka planetoida transneptunowa. Jego średnica jest jeszcze mniejsza od średnicy Orcusa i wynosi ok. 900km. Cechą charakterystyczną Quaoara jest niska wartość inklinacji orbity. Nachylenie wynosi zaledwie 8o i jest znacznie niższe niż w przypadku większości masywnych ciał Pasa Kuipera. Planetoida posiada niewielki księżyc, Weywot, którego średnica stanowi zaledwie 1/12 średnicy Quaoara. Ekscentryczność tego ciała niebieskiego jest zaskakująco niska. Peryhelium leży w odległości 43 A.U. od Słońca, zaś aphelium niewiele dalej: 45 A.U. Gęstość Quaoara jest najwyższa spośród wszystkich znanych obiektów transneptunowych. Wynosi aż 4,2 g/cm3, co wskazuje na znaczny udział materii skalistej w stosunku do materii lodowej. ……………………………………………………. Źródła: 1. N.T. Redd: „Kuiper Belt objects: facts about the Kuiper Belt and KBOs”, 2016. 2. Ze strony NASA: “Dwarf Bodies in The Solar System”. 3. M.E. Brown: “On the size, shape and density of dwarf planet Makemake”, 2013. 4. Artykuł ze strony www.dailygalaxy.com: “Dwarf Planet Haumea and It’s Dark Red Spot”. 5. E. Lakdawalla: “Orcus and Vanth” 2011. 6. W. Fraser, M.E. Brown: “Quaoar. A Rock in The Kuiper Belt” 2010.
×
© Robert Twarogal, forumastronomiczne.pl (2010-2017)