11.5 – Rester fra Solsystemet

Kometkerner, der kommer ind i det indre Solsystem, ødelægges generelt inden for et par hundrede tusinde år, som følge af deres gentagne tætte passager tæt på Solen. Asteroider har langt længere liv, men de bliver stadig langsomt brudt i stykker, af lejlighedsvise kollisioner med hinanden. Ødelæggelsen af kometkerner og kollisioner mellem asteroider, skaber det meste af de rester, der fylder den indre del af Solsystemet. Som Jorden og de andre planeter kredser omkring i deres baner, samler de løbende dette fine støv op. De kometære og asteroideresterne, er kilden til de fleste af de meteorider, som Jorden møder. Meteorider, er små faste objekter i størrelsesordenen 10 mikron (µm) til 100 m. Når en meteoride kommer ind i Jordens atmosfære, får friktionsvarme luften til at lyse, hvilket skaber et atmosfærisk fænomen, kaldet en meteor. Jorden opsamler omkring 100.000 kg meteorisk affald op hver eneste dag og det, der ikke brænder op (de fleste partikler er mindre end 100 µm), falder til sidst til ro på Jordens overflade, som fint støv (husk fra afsnit 11.1, at en meteoride der overlever og rammer en planets overflade, kaldes en meteorit).

Observationer af meteorer

Hvis du står udenfor i et par minutter ved nymåne, en stjerneklar nat, væk fra byens lys, vil du næsten helt sikkert se en meteor, almindeligvis kendt som et stjerneskud. De større stykker, der overlever turen gennem Jordens atmosfære, er normalt fragmenter af asteroider. De fleste mindre stykker, som brænder op i atmosfæren inden de rammer jordoverfladen, er kometfragmenter, der typisk er mindre end en centimeter i diameter, og har omtrent samme massefylde som cigaretaske. Hvad de mangler i størrelse og masse, kompenserer de med i hastighed. En 1 grams meteorit, som kommer ind i Jordens atmosfære med 50 km/s, har en kinetisk energi der kan sammenlignes med en bil der kører omkring 110 km/t på motorvejen. De fleste meteoritter er så små og skrøbelige, at de brænder helt op inden de når Jordens overflade. Meteoritter er sandsynligvis rester fra overfladerne på alle de faste planeter og måner. I modsætning hertil, kan en meteor feje gennem mere end 100 km af Jordens atmosfære, og varer mindst nogle få sekunder.

Næsten alle gamle kulturer, er blevet fascineret af disse sten fra himlen. Jern fra meteoritter blev brug til at lave de tidligste værktøjer. Tidlige egyptere, bevarede meteoritter sammen med resterne af deres faraoer, japanerne placerede dem i Shinto helligdomme, og de gamle grækere tilbad dem. I 1492, så bybefolkningen i Ensisheim (nu Frankrig) til, mens en 172 kg tung sten faldt til Jorden. De dokumenterede begivenheden, og i et stykke tid, blev meteoritten anbragt i en lokal kirke.

På trods af talrige øjenvidneberetninger om medfaldende meteoritter, var mange mennesker langsomme til at acceptere, at disse ejendommelige sten, egentlig kommer langt fra Jorden. I 1807, konkluderede to professorer fra Yale som undersøgte meteoritten der landede i Weston i Connecticut, USA, at objektet virkelig var fladet ned fra himlen. Thomas Jefferson, USA’s tredje præsident og en oplyst videnskabsmand, siger rygtet at han skulle have sagt: ”Jeg vil hellere tro på, at to yankee-professorer ville lyve, end at stenene falder ned fra himlen”. Men som beviserne fortsatte med at vokse, blev det umuligt at ignorere. I begyndelsen af 1800-tallet, havde videnskabsfolk dokumenteret så mange meteoritnedfald, at deres oprindelse blev ubestridelig. I dag, går der næsten ikke et år, uden at registreret meteoritnedfald, herunder nogle der har ramt biler, huse, kæledyr og (lejlighedsvis) mennesker.

Forskerne kan måle meteorithøjder med radar, fordi radiobølger reflekteres af den ioniserede gas i meteorbanerne, lige som de reflekteres af metallet på et fly eller en bil. Ved hjælp af disse teknikker har de fundet, at meteoritternes højder er mellem 50 og 100 km. Til sammenligning, flyver kommercielle rutefly, normalt i højder på omkring 10 km.

Fragmenter fra asteroider, er meget mere kompakte end kometmeteorider. Hvis et asteroidefragment er stort nok – omkring størrelsen af en knytnæve – kan det overleve hele vejen til Jordens overflade, og blive en meteorit. Et fald af en 10 kg tung meteoride, kan danne en ildkugle så lysstærk, at den lyser mere op på nattehimlen, end fuldmånen gør. En sådan står meteoride, som rejser bevæger sig mange lydens hastighed, kan skabe en lydbølge der kan høres hundrede af kilometer væk. Den kan endda eksplodere i flere fragmenter, som den nærmer sig afslutningen af sin flyvetur. Nogle af ildkuglerne, lyser med en strålende grøn farve, der skyldes grundstoffer i meteoritten, der danner ildkuglen.

Stående under en mørk nattehimmel med en klar horisont, kan du forvente at se omkring et dusin meteorer per time, på en hvilken som helst nat på året. Disse sporadiske meteorer, opstår som Jorden opsamler tilfældige stykker af komet- og asteroiderester, i sin årlige bane omkring Solen. Men hvis du tilfældigvis kigger efter meteorer i midten af august måned for eksempel, kan du se op til 4-5 gange dette antal. Hvis du lægger særligt mærke til meteorerne vil du se, at de næsten alle sammen synes at komme fra den samme region på himlen. Dette fænomen kaldes en meteorsværm (se tabel 11.3). Den særlige meteorsværm der topper i august kaldes Perseiderne, fordi alle meteorsporerne peger i retning af stjernebilleder Perseus (se figur 11.25a)

Meteorsværme opstår, når Jordens bane krydser banen for en komet eller asteroide. Rester af støv og andet materiale fra kometkernen eller asteroiden, forbliver i kredsløb magen til objektets kredsløb. Når Jorden passerer gennem denne koncentration af komet- eller asteroide rester, er resultatet en meteorsværm. Fordi meteoriderne der bliver opsamlet, alle er i lignende baner når de kommer ind i Jordens atmosfære, bevæger de sig alle i samme retning. Som følge her af, er banerne for meteorsværmens partikler parallelle med hinanden. Men lige som paralle jernbanespor ser ud til at forsvinde i et enkelt punkt i det fjerne, som vist i figur 11.25b, ser alle meteorerne ud til at komme fra det samme punkt på himlen, set fra observatørens perspektiv. Dette punkt, kaldes meteorsværmens radiant.

Mere end et dusin kometer og mindst to asteroider har kredsløb, der kommer tæt nok på Jordens kredsløb, til at danne årlige meteorsværme (se tabel 11.3). Perseiderne er resultatet af Jordens kredsløb der krydser kredsløbet for kometen Swift-Tuttle. Selvom der materialet spredes ud langs en komets bane, er materialet mere koncentreret i nærheden af kometen selv. I 1992, vendte Swift-Tuttles komet tilbage til det indre Solsystem for første gang siden dens opdagelse i 1862. Den forårsagede en ekstraordinær meteorsværm (Perseiderne) det år, med op til 500 meteorer per time.

I midten af november hvert år, passerer Jorden næsten direkte gennem kredsløbet for kometen Tempel-Tuttle, en kortperiode komet med en kredsløbsperiode på 33,2 år. Meteorerne, der er ansvarlige for denne meteorsværm som Tempel-Tuttle producerer, hedder Leoniderne. I de fleste år, undlader Leoniderne at gøre et stort væsen ud af sig selv, fordi Swift-Tuttle kometen kun distribuerer lidt af dens materiale rundt i sit kredsløb. I 1833 og 1866, var Tempel-Tuttle imidlertid ikke langt fra Jorden, da Jorden passerede gennem dens kredsløb. Leonide meteorsværmen i de to år var så intens, at meteorer fyldte himlen med så mange som 100.000 per time. I 1900, et kometkredsløb senere, skete der intet ud over det sædvanlige. Igen i 1933 var Leoniderne skuffende. Forstyrrelser af Tempel-Tuttle kometens bane fra Jupiter, havde flyttet kredsløbet for kometen lidt væk fra Jordens, hvilket forårsagede et kraftigt fald i meteorsværmens intensitet. Hvad Jupiter tog bort, gav den dog tilbage igen. Yderligere forstyrrelser af kometens bane, forårsagede en spektakulær meteorsværm fra Leoniderne i 1966, der måske har dannet så mange som en halv million meteorer per time. Leonide meteorsværmen, udviste mindre spektakulære, men stadig imponerende syn, i årerne mellem 1999 og 2003, da flere tusinde meteorer per time blev observeret (se figur 11.26).

Typer af meteorider

De fleste asteroider er så små sammenlignet med planeter, at de ligner intet andet end uopløste lyspunkter gennem teleskoper på Jorden (de afslører sig selv ved deres bevægelse blandt de fikserede stjerner). Historisk, har deres lille størrelse, gjort det svært at lære noget om asteroider direkte. Selv det at bestemme grundlæggende egenskaber som størrelse, form og hastighed af deres rotation, har krævet sofistikeret analyse af observationer fra teleskoper, rumsonder og radar. Alligevel, ved astronomerne sandsynligvis mere om asteroidernes struktur og sammensætning, end noget andet objekt i Solsystemet, med undtagelse af Jorden, på grund af meteoritterne. Når asteroider kredser omkring Solen, kolliderer de lejlighedsvis med hinanden, og kaster mindre sten og støv af sig. Nogle gange, bliver et af disse fragmenter fanget i Jordens tyngdekraft, og overlever sin voldsomme nedstigning gennem Jordens atmosfære som en meteor, der kan findes og tilføjes til en persons samling af meteoritter.

Tusindvis af meteoritter når Jordens overflade hver dag, men kun en lille del af disse, er nogensinde blevet fundet og identificeret som værende meteoritter. Antarktis er det bedste sted for meteoritjagt i verden. Meteoritter er ikke mere tilbøjelige til at falde ned over Antarktis end andre steder, men de er lang lettere at skelne fra deres omgivelser, end andre steder. Antarktis’ enorme snedækkede områder, tjener som et stort net til indsamling af meteoritter. Gletsjere bærer meteoritterne med sig, og samler dem i områder, hvor isen er blevet udhulet af vinden. Meteoritterne ligger blotlagte på overfladen, lige til at samle op. Den store fordel ved meteoritjagt på Antarktis’ is er, at de eneste sten der findes på isen, ofte er meteoritter. Antarktis’ meteoritter, har i deres tid på Jorden, også været opbevaret i en dybfryser, bogstaveligt talt; Mange er således relativt velbevarede og udviser kun lidt forvitring eller forurening med støv fra Jorden og andre organiske materialer.

Meteoritter er ekstremt værdifulde, fordi de er prøver af det relativt uberørte materiale, som udgør asteroider. Astronomerne kan tage meteoritter med ind i laboratoriet og studere dem ved hjælp fra avanceret udstyr og teknikker. Astronomerne sammenligner meteoritter med sten, der er fundet på Jorden og på Månen og sammenligner den fysiske og kemiske struktur, med de sted der er blevet studeret af rumsonder, der er landet på Mars og Venus. Meteoritter, sammenlignes også med asteroider og andre objekter, i form af hvilke farver sollys de henholdsvis reflekterer og absorberer.

Meteoritter er normalt grupperet i tre kategorier, baseret på de typer materialer som de er lavet af, og graden af differentiering de oplevede inden for deres overordnede objekter. Over 90 procent af meteoritterne, er stenmeteoritter (se figur 11.27a og 11.27b), som ligner terrestriske silikatklipper. En stenmeteorit, kan genkendes på den tynde belægning af smeltet klippe, der dannes når meteoritten passerer gennem atmosfæren. Mange stenmeteoritter indeholder små runde sfærer, kaldet kondruler (se figur 11.27a), der spænder i størrelse fra små sandkorn til objekter på størrelse med en glaskugle. Laboratorieeksperimenter, som simulerer dannelsen viser, at kondrulerne dannes ved højere temperaturer, end de finkornede mineraler, der omgiver dem. Kondruler, har været flydende dråber, der hurtigt er blevet afkølet, og dermed har dannet krystalliserede kugler. Kondrulerne holdes sammen af en matrix af finkornet materiale, meget på samme måde som gruset i beton, holdes sammen af en matrix af cement.

Stenmeteoritter der indeholder kondruler, kaldes kondondritter (se figur 11.27a). Af særlig interesse, er typen af kondondritter kaldet kulstofholdige kondondritter. Rige på kulstof, menes disse kondondritter at være selve byggestene i Solsystemet. Selv om disse meteoritter ikke kan dateres direkte fordi de består af aggregater af mange individuelle korn, indikerer indirekte målinger, at de er cirka 4,56 milliarder år gamle – omkring den tid, som de bedste målinger astronomer har foretaget, viser der er gået, siden Solsystemets dannelse. Stenmeteoritter der ikke indeholder kondruler, kaldes akondondritter (se figur 11.27b). I modsætning til kondondritter, har akondondritter krystaller, der tilsyneladende er blevet dannet på en gang.

Den anden store kategori af meteoritter, jernmeteoritter (se figur 11.27c), er de letteste at genkende. Overfladen af en jernmeteorit, har et smeltet udseende dannet af friktionsopvarmning, dannet da meteoritten faldt gennem atmosfæren (meteoritterne på dit lokale naturhistoriske museum, er sandsynligvis jernmeteoritter). Men ligesom de fleste andre typer meteoritter, findes mange jernmeteoritter ikke, enten fordi de lander i havet, eller fordi der ikke er nogen der bemærker dem og genkender dem for hvad de er. Som en interessant sidebemærkning, var en af overraskelserne fra Mars roveren Opportunity, opdagelsen af en jernmeteorit der lå helt blotlagt og synlig på Mars’ overflade (se figur 11.28). Både dets udseende – der er typisk for jernmeteoritter fundet på Jorden – og dens placering på de glatte, strukturfattige sletter, gjorde den øjeblikkelig genkendelig. Kemisk analyse udført af roverens instrumenter viste, at den mest bestod af jern og nikkel. Den sidste kategori er sten-jernmeteoritter (se figur 11.27d), der består af en blanding af stenmateriale og jern-nikkellegeringer. Sten-jernmeteoritter er relativt sjældne.

Meteoritter kommer fra asteroider, der stammer fra sten- og jernholdige planetesimaler. Et par planetesimaler i regionen mellem Mars’ og Jupiters kredsløb, synes at have udviklet sig til små planeter, inden de blev knust ved kollisioner. De blev endda vulkansk aktive, med udbrud af lava på deres overflader. Tidligt i solsystemets historie, var nogle af planetesimalerne store nok til at blive differentierede og udvikle vulkanisme. Men i stedet for at danne planeter, brød disse planetesimaler i stykker, ved kollisioner med andre planetesimaler.

Historien om hvordan planetesimaler, asteroider og meteoritter er beslægtede, er en af de store succeser i planetvidenskaben. Et væld af oplysninger om denne alsidige samling af objekter, er blevet samlet i en selv-konsistent historie, om planetesimaler der vokser og differentierer, for så derefter at blive knust i de efterfølgende kollisioner. Historien er endnu mere tilfredsstillende, fordi den passer så godt sammen med den endnu større historie om, hvordan de fleste planetesimaler samlede sig til planeterne og deres måner.

Mønstre er meget vigtige i videnskaben – ikke kun når de følges, men også når de brydes. Nogle typer meteoritter undlader at følge de nævnte mønstre. Men de fleste akondondritter har en alder i området 4,5-4,6 milliarder år, er nogle medlemmer af en gruppe, mindre end 1,3 milliarder år gamle. Nogle ligner kemisk og fysisk overfladen og de atmosfæriske gasser der er målt af landingsfartøjer på Mars. Lighederne er så store, at de fleste planetforskere mener, at disse meteoritter er stykker af Mars, der blev sendt ud i rummet af asteroidenedslag – stykker fra en anden planet, som forskere kan studere i laboratorier her på Jorden. Meteoritterne fra Mars understøtter den generelle overbevisning om, at meget af Mars er dækket af jernholdige vulkanske materialer. I 1996 meddelte en forskerhold fra NASA, at meteoritten ALH84001, som blev fundet på Antarktis, udviste mulige fysiske og kemiske beviser for tidligt liv på Mars, men påstanden er generelt ikke accepteret.

Jorden har modtaget stykker af Mars fra dens bane næsten 80 millioner kilometer uden for Jordens kredsløb, så ikke overraskende, findes der også stykker fra Månen på Jorden. Meteoritter fra en anden gruppe, bærer således ligheder med prøver der er blevet bragt tilbage fra Månen. Ligesom meteoritter fra Mars, er disse stykker af Månen, blevet sprængt ud i rummet af nedslag, og er senere faldet ned på Jorden.

Zodiakalstøv

På samme måde som du kan ”se” sollys strømme ind af en åbent vindue, ved at observere sollysets refleksion på støv der svæver i luften, kan man se sollys blive reflekteret fra de små zodiakal støvpartikler, der fylder det indre Solsystem tæt ved ekliptikaplanet. På en klar, måneløs nat, ikke længe efter den vestvendte himmel er blevet mørk, bliver dette støv synligt, som en svag søjle af lys, der skråner opad fra den vestlige horisont langs ekliptikaplanet. Dette bånd, kaldet zodiakallys, kan også ses på den østlige himmel, lige før daggry (se figur 11.29). Med gode øjne og en særlig mørk nat, kan du muligvis følge zodiakallyset hele vejen hen over himlen. I dets lyseste dele, kan zodiakallyset være flere gange stærkere end Mælkevejen, som det undertiden forveksles med.

Ligesom meteorider, er zodiakalt støv, en blanding af kometstøv og materiale fra asteroider. Støvkornene er omtrent en milliontedel meter i diameter – samme størrelse som røgpartikler. I nærheden af Jorden, indeholder hver kubikkilometer kun et par partikler af zodiakalstøv. Den samlede mængde af zodiakalstøv i hele Solsystemet, estimeres til at være omkring  kg, hvilket svare til et solidt objekt på omkring 25 kilometer i diameter, eller omtrent samme størrelse som en kometkerne. Korn af zodiakalt støv går konstant tabt, da de bliver opsamlet af planeter eller skubbet ud af Solsystemet af trykket fra sollyset. Sådanne interplanetariske støvkorn, er blevet opsamlet i Jordens øvre atmosfære, ved at flyve meget højt under indsamlingen (se figur 11.30). Hvis det ikke det tabte støv blev erstattet konstant af nyt støv fra kometer, så ville alt zodiakalt støv være væk, inden for en relativt kort periode på cirka 50.000 år.

I det infrarøde område af spektret, gør termisk udstråling fra det varme zodiakalstøv, det til en af de lysstærkeste strukturer på himlen. Det er så lyst, at astronomer som ønsker at observere svage infrarøde kilder, ofte hindres af forgrundsbelysningen fra dette bånd af zodiakalt støv.

 

 

 

 

 

Næste afsnit →