O teorii, podle které by mohla mít naše sousední planeta Venuše kdysi průvodce - velký měsíc, který zbrzdil a poté dokonce otočil její rotaci. (délka blogu 5 min.)
Podle dnes platné teorie se Sluneční soustava ve své počáteční fázi nacházela ve formě disku z plynu a prachu, který obklopoval mladé Slunce. Z materiálu disku se postupně formovaly tisíce různých planetesimál, tedy zárodků pozdějších planet, které obíhaly hvězdu po různých nestabilních drahách. Některá z těchto prvotních těles se vzájemně srážela a vytvářela tak větší objekty, které pak přitahovaly ještě více okolního materiálu. Postupně tak vznikala větší a větší tělesa - některá pak dospěla do velikosti planety.
Většina z těchto raných planet ovšem nepřežila do dnešního dne - byla například vyvržena ze sluneční soustavy vlivem svých hmotnějších sousedů, nebo spadla do Slunce. Dnes v soustavě zůstaly pouze ty planety, které měly značnou dávku štěstí.
Také Měsíc, který fixuje sklon osy Země, se pravděpodobně zformoval při jedné z dramatických událostí během raného vývoje Slunečního systému. Měl vzniknout z mračna trosek, které byly vymrštěny na vysokou oběžnou dráhu (s průměrem několika poloměrů Země) při kolizi Země s protoplanetou Theia.
Měsíce ve Sluneční soustavě
Všechny planety Sluneční soustavy mají jeden nebo více měsíců. Výjimku tvoří (Slunci velice blízká) planeta Merkur a druhá Slunci nejbližší planeta Venuše.
Početná rodina měsíců, které obíhají kolem velkých vnějších planet, byla pravděpodobně vytvořeny různými procesy. Mohly vzniknout slučováním z prachových disků obklopujících protoplanety, nebo zachycením větších těles, která se potulovala ve vnějších částech Slunečního systému.
Zůstává ovšem hádankou, proč obě vnitřní planety nemají žádné měsíce. Zdá se, že za to může mimo jiné také jejich blízkost ke Slunci, ta totiž zvyšuje jeho vliv a zároveň snižuje rozměry tzv. Hillovy sféry.
Hillova sféra
Hillova sféra je ta oblast kolem vesmírného objektu, ve které je jeho gravitační síla významnější než gravitační síla daleko hmotnějšího tělesa, kolem kterého objekt obíhá.
Vnější hranice Hillovy sféry je definována gravitační silou způsobenou centrálním tělesem (například centrální hvězdou) a také gravitační silou objektu, který centrální těleso obíhá (například planeta). Zároveň záleží na setrvačných silách, které by panovaly v tomto systému, pokud by menší z těles (planetu) obíhal nějaký další objekt. Uvnitř Hillovy sféry je součet těchto tří sil orientován směrem k tělesu, které Hillova sféra obklopuje.
Jinými slovy - planety mají svou vlastní Hillovu sféru, jejíž vlastnosti určuje gravitace Slunce, dané planety a odstředivá síla na oběžné dráze kolem planety. Tam, kde se všechny tři síly vzájemně vyruší, se nacházejí tzv. Lagrangeovy body L1 a L2.
Pokud se do prostoru, kterému říkáme Hillova sféra náhodně dostane nějaký malý vesmírný objekt, může tu zůstat připoután gravitačním vlivem.
Merkur
V případě Merkuru je jasné, že jeho Hillova sféra je nejmenší ve Sluneční soustavě - vliv Slunce je daleko významnější, než u vzdálených planet.
Druhou nejmenší Hillovu sféru vykazuje v našem systému Mars, těsně následovaný Venuší. To je způsobeno nižší hmotností Marsu.
Mars má ovšem hned dva malé měsíce, zatímco Venuše nemá žádný. Čím je to způsobeno?
Venuše a její minulost
Venuše je jedinou vnitřní planetou Sluneční soustavy, která má pomalou retrográdní rotaci a prográdní oběžnou dráhu. To není běžné - v její minulosti se muselo přihodit něco, co změnilo původní normální rotaci planety.
Vědci zkoumali scénář, kdy se k planetě přiblíží větší těleso a vstoupí do nestabilní zóny blízko Hillovy sféry. Tady se gravitačně zachytí a čeká ho zajímavý osud. Může se znovu uvolnit a pokračovat na své dráze kolem Slunce. Nebo může nějakou dobu u planety zůstat - a působit na ni svou gravitací.
Byly provedeny počítačové simulace pro dva různé scénáře: zachycený objekt se původně pohyboval po prográdní dráze (měl stejný směr oběhu jako Venuše) nebo retrográdní (opačný směr) oběžné dráze kolem Slunce.
Ukázalo se, že se dnešní parametry Venušiny rotace dají vysvětlit tělesem, které se zachytilo na retrográdní oběžné dráze.
Mělo se jednat o dostatečně velký měsíc, který dostal pracovní název Neith. Mohl se tu udržet kolem 10 000 - 100 000 roků. Je jen logické, že gravitace tohoto měsíce měla vliv na chování planety. Slapové síly, způsobující deformaci Venuše mohly v tomto případě relativně rychle snížit rychlost rotace planety.
Změny se samozřejmě musely týkat také hypotetického zachyceného měsíce Neith. Z gravitačního vlivu Venuše se mu už uniknout nepodařilo. Jeho rychlost se neustále snižovala, takže se nakonec dostal příliš blízko k povrchu planety a rozpadl se nebo do ní doslova narazil. Jeho pozůstatky se rozptýlily na povrchu Venuše, na které dnes panuje vysoký tlak a teplota, takže zůstává jednou z málo prozkoumaných planet, i když se nachází v naší relativní blízkosti.
Jedná se samozřejmě jen o teorii, kterou nebude lehké potvrdit. Povrch Venuše je velice aktivní a není příliš starý, takže šance na objevení pradávných trosek bývalého měsíce je malá. Dávné události možná ale zanechaly stopy v bezprostřední blízkosti planety. Možná budou jednoho dne objeveny budoucími sondami…
Zdroj:https://arxiv.org/abs/2312.17049
