Παγωμένοι Γίγαντες

Το Ηλιακό μας Σύστημα περιέχει τέσσερις «γίγαντες» πλανήτες: τον Δία, τον Κρόνο, τον Ουρανό, και τον Ποσειδώνα. Συχνά αναφέρονται ως αέριοι γίγαντες, που είναι ένας ακριβής προσδιορισμός για τους πρώτους δύο. Οι δύο πιο μακρινοί, όμως, είναι πολύ διαφορετικοί, και εδώ και πολλές δεκαετίες δεν αποκαλούνται «αέριοι» από την διαστημική κοινότητα αλλά «παγωμένοι».

Ο λόγος είναι απλός. Μπορεί να μην γνωρίζουμε επακριβώς τη σύστασή τους, αλλά γνωρίζουμε ότι έχουν μεγαλύτερη πυκνότητα από τους αέριους γίγαντες. Ενώ ο Δίας και ο Κρόνος απαρτίζονται κατά κύριο λόγο από υδρογόνο (σε αέρια ή μεταλλική μορφή), ο Ουρανός και ο Ποσειδώνας εκτιμάται ότι έχουν ατμόσφαιρες από υδρογόνο, ήλιο και μεθάνιο, κάτω από τις οποίες πιθανότατα υπάρχει μία πιο συμβατική στερεή επιφάνεια, που απαρτίζει τουλάχιστον τα ¾ της μάζας τους (Εικόνα 1). Αυτή ίσως να απαρτίζεται κυρίως από πάγο νερού και αμμωνίας, σύμφωνα με τα επικρατέστερα μοντέλα, αν και πιο πρόσφατες έρευνες αφήνουν ανοιχτό το ενδεχόμενο να επικρατούν βράχοι αντί για πάγους.

Η υπόθεση ότι η επιφάνειά τους (και το μεγαλύτερο μέρος της μάζας τους) απαρτίζεται από πάγους διαφόρων στοιχείων τους έχει δώσει την ονομασία των παγωμένων γιγάντων. Και δεν περιορίζονται στο Ηλιακό μας Σύστημα. Στις έρευνές μας για εξωπλανήτες, η πλειοψηφία των πλανητών που έχουν ανακαλυφθεί μέχρι στιγμής βρίσκονται στη κατηγορία μάζας του Ουρανού και του Ποσειδώνα: μικρότεροι από αέριους γίγαντες αλλά μεγαλύτεροι από μικρούς βραχώδεις πλανήτες σαν τη Γη. Αυτό δημιουργεί ένα επιπλέον κίνητρο για διαστημικές αποστολές στους παγωμένους γίγαντες της γειτονιάς μας, καθότι η μοναδική κοντινή επαφή μας μαζί τους ήταν κατά τη σύντομη διέλευση του Voyager 2 τη δεκαετία του 1980. Η μεγάλη απόσταση από τη Γη όμως αυξάνει το κόστος και τον απαραίτητο χρόνο υποστήριξης μιας νέας αποστολής.

Από τα λίγα πράγματα που γνωρίζουμε από το Voyager 2, οι παγωμένοι γίγαντες του Ηλιακού μας Συστήματος είναι περίεργοι. Τα δίπολα των μαγνητικών τους πεδίων είναι έκκεντρα, με μεγάλες κλίσεις ως προς τους άξονες περιστροφής των πλανητών (Εικόνα 2), ενώ τα μαγνητικά τους πεδία έχουν αρκετά πολύπλοκη μορφολογία¹. Για αυτό μάλλον ευθύνεται ο τρόπος δημιουργίας τους κυρίως από ιονισμένο νερό στην επιφάνεια των πλανητών παρά από τον μεταλλικό πυρήνα όπως, π.χ., στη Γη ή στους αέριους γίγαντες (στη περίπτωση των οποίων το μέταλλο είναι πολύ πυκνό υδρογόνο). Ο άξονας περιστροφής του Ουρανού έχει κλίση περίπου 90° ως προς το επίπεδο της εκλειπτικής², το οποίο μάλλον προέκυψε από σύγκρουση με έναν άλλο πλανήτη στο μακρινό παρελθόν. Παρενθετικά, ο Ποσειδώνας έχει ένα από τα μεγαλύτερα φεγγάρια του Ηλιακού μας Συστήματος, τον Τρίτωνα, που μάλλον προήλθε από κάπου αλλού και αιχμαλωτίστηκε βαρυτικά από τον Ποσειδώνα κατά μία διέλευσή του κοντά σε αυτόν.  

Έξω από το Ηλιακό μας Σύστημα έχουμε ανακαλύψει μεν πολλούς πλανήτες με παρόμοια μάζα με τον Ουρανό και τον Ποσειδώνα (περίπου 10-20 φορές η μάζα της Γης) αλλά είναι πολύ δύσκολο να προσδιοριστεί η σύστασή τους και σχετικά λίγοι έχουν εντοπιστεί σε παρόμοια απόσταση από τους αστέρες τους. Τα φυσικά μας μοντέλα και οι παρατηρήσεις με τηλεσκόπια έχουν τα όριά τους για τη μελέτη των αινιγματικών αυτών πλανητών. Θα χρειαστούν νέες διαστημικές αποστολές, κατά προτίμηση σε τροχιά γύρω από τον Ουρανό ή/και τον Ποσειδώνα, για να κάνουμε άλματα στην κατανόησή τους.

1. Αξίζει να αναφερθεί ότι η μοναδική μας παρατήρηση του μαγνητικού πεδίου του Ουρανού έγινε σε μία συγκυρία με ιδιαίτερα ισχυρό ηλιακό άνεμο, οπότε η μορφολογία που είδαμε μπορεί να μην είναι αντιπροσωπευτική της συνήθους κατάστασής του. ↩︎
2. Η Εκλειπτική είναι το επίπεδο στο οποίο (περίπου) βρίσκονται οι τροχιές των πλανητών γύρω από τον Ήλιο. ↩︎