લઘુગ્રહો : ખાસ કરીને મંગળ અને ગુરુની કક્ષાઓ વચ્ચે રહીને સૂર્યની આસપાસ ભ્રમણ કરતા હજારો નાના ગ્રહો. તેમને ગૌણ (minor) ગ્રહો પણ કહે છે. ગ્રહીય અંતરાલ(spacing)ને લગતા જે. એ. બોડેના નિયમથી મળતી ખાલી જગાથી પ્રેરિત થઈને અનુપસ્થિત ગ્રહની શોધ શરૂ થઈ. ઇટાલિયન ખગોળવિદ જી. પિયાઝી(Piazzi)એ 1 જાન્યુઆરી, 1801ના રોજ Ceresની શોધ કરી. બીજા ત્રણ નાના ગ્રહો પછીનાં થોડાંક વર્ષોમાં શોધાયા. આથી ખગોળવિદોને લાગ્યું કે આ બધા ભગ્ન ગ્રહોના ટુકડા હોવા જોઈએ. નવા શોધાયેલા લઘુગ્રહોને કૅટેલૉગ નંબર અને નામ (જેમ કે 433 ઇરાઝે) આપવામાં આવ્યાં છે.
ખગોળભૌતિકીના હાર્વર્ડ-સ્મિથસોનિયન કેન્દ્રમાં લઘુગ્રહોના સ્થાન વગેરેની માહિતી એકત્રિત કરવામાં આવે છે. લેનિનગ્રાડની ધી ઇન્સ્ટિટ્યૂટ ઑવ્ થિયોરેટિકલ ઍસ્ટ્રૉનોમી જેમની આગાહી કરવામાં આવી છે તેવા 2,800થી વધુ લઘુગ્રહોનાં સ્થાન બાબતે વાર્ષિક ગ્રહપત્રક (પંચાંગ) પ્રસિદ્ધ કરે છે. હજારો લઘુગ્રહો જાણમાં આવ્યા છે. મધ્યમ કદના ટેલિસ્કોપ વડે આશરે 30,000 લઘુગ્રહોની તસવીરો શક્ય બની છે. લગભગ 4,000 લઘુગ્રહોની કક્ષાઓ નક્કી થઈ ચૂકી છે. અગાઉથી તેમના સ્થાનની આગાહી શક્ય બની છે. મોટાભાગના લઘુગ્રહોની અર્ધદીર્ઘ અક્ષ (semi-major axis) 2.2 અને 3.2 ઍસ્ટ્રોનૉમિકલ એકમો (AU) વચ્ચે આવે છે. (1 AU = સૂર્ય અને પૃથ્વી વચ્ચેનું અંતર = 1.496 × 108 કિમી.) અલબત્ત, કેટલાક નાના લઘુગ્રહોની કક્ષા પૃથ્વી અને મંગળની વચ્ચે આવેલી છે. ટ્રોજન લઘુગ્રહો સૂર્યથી ગુરુ વચ્ચેના અંતર જેટલા દૂર છે. દૂરમાં દૂર આવેલ 2,060 કાઇરૉન (Chiron) લઘુગ્રહની કક્ષા શનિ અને યુરેનસ વચ્ચે છે. તેનું અંતર a = 13.6 AU જેટલું છે.
ઘણાખરા લઘુગ્રહોની કક્ષા ઉપવલયી (elliptic) છે. તે ક્રાંતિવૃત્ત(ecliptic)ના સમતલ સાથે ઢળેલી હોય છે. તેમની ઉત્કેન્દ્રતા- (eccentricity) (e) સરેરાશ 0.15 અને તેમના ઢાળ (–આનતિ) (inclination) i = 10° છે. આ ઢાળ સંજોગોવશાત્ 0.5° થી 30° વચ્ચે બદલાતો રહે છે. ગુરુ અને અન્ય ગ્રહોના ગુરુત્વાકર્ષણને કારણે લઘુગ્રહોની કક્ષાઓ ધીમે ધીમે બદલાતી રહે છે.
લઘુગ્રહોનું વિતરણ a, c અને iના સંદર્ભે એકસરખું નથી. મુખ્ય લઘુગ્રહપટ્ટામાં કેટલીક ખાલી ગલીઓ જોવા મળે છે, જેને કર્કવુડ (Kirkwood) અંતરાલ (ગાળો) કહે છે. આ ખાલી અંતરાલમાંથી કેટલાક લઘુગ્રહો વરણાત્મક રીતે (preferentially) દૂર કરાયા હોય કે પછી નાશ પામ્યા હોય. તેનું કારણ એ છે કે ગુરુના લીધે પેદા થતા વિક્ષોભથી લઘુગ્રહની ગતિ વધી જાય અને મહાઆપત્તિકારક સંધાન થઈ જાય.
એકસરખા a, e અને iવાળા લઘુગ્રહોના વૃંદને હિરાયામા (Hirayama) સમૂહ કહે છે. આ નામ જાપાનના ખગોળવિદ કે. હિરાયામા ઉપરથી આપવામાં આવ્યું છે.
લઘુગ્રહોના આકાર અનિયમિત હોય છે અને તે અવકાશમાં પ્રચક્રણ (spin) કરતા હોય છે. લઘુગ્રહો ગ્રહોની જેમ આવર્ત ભ્રમણ કરતા હોઈ તેમનું પ્રચક્રણ આદિકાળથી હોવું જોઈએ, પણ કેટલાક નાના લઘુગ્રહોનું પ્રચક્રણ સંભવત: કોઈ સંધાનથી શરૂ થયું હોવાનો નિર્દેશ મળે છે. આવા સંધાનને કારણે પણ તેમના આકાર અનિયમિત થયા હોય. મોટા લઘુગ્રહો સામાન્યત: લોખંડ જેવું મજબૂત દ્રવ્ય ધરાવતા હોવા જોઈએ.
1970થી 1980 સુધી તેમની દેખાતી તેજસ્વિતાને આધારે લઘુગ્રહોનું કદ અંદાજી શકાયું. પણ લઘુગ્રહો તો ઝાંખા અને તારા જેવા પદાર્થો છે. માત્ર વેસ્ટા (Vesta) નામનો ગ્રહ એટલો તેજસ્વી છે કે તેને નરી આંખે જોઈ શકાય છે. લઘુગ્રહોના વ્યાસ જાણવા (માપવા) માટે બે રીતો હતી : (1) ધ્રુવણમિતિ (polarimetric) તકનીક અને (2) રેડિયોમેટ્રિક તકનીક.
હવે જાણી શકાયું છે કે લઘુગ્રહો ઘણા અદીપ્ત (dark) છે, માટે તે મોટા છે. લઘુગ્રહોનું દળ સહેલાઈથી જાણી શકાતું નથી. ત્રણ મોટા લઘુગ્રહોમાં સિરીસનું દળ 1.2 × 1024 ગ્રામ, પલ્લાસ(Pallas)નું દળ 2.2 × 1023 ગ્રામ અને વેસ્ટાનું દળ 2.7 × 1023 ગ્રામ અંદાજાયેલું છે. બધા જ લઘુગ્રહોનું કુલ દળ સિરીસના દળ કરતાં ત્રણ ગણું થાય છે, જે ચંદ્રના 5 % દળ જેટલું છે.
લગભગ 75 % લઘુગ્રહો કાર્બોનેસિયસ (carbonaceous) અથવા C-પ્રકારના છે. સિરીસ અને બમ્બેર્ગા (Bamberga) આ પ્રકારના લઘુગ્રહો છે. કેટલાક C-પ્રકારના લઘુગ્રહોમાં ઇન્ફ્રારેડ વર્ણપટને આધારે પાણીનું એંધાણ મળ્યું છે. 15 % લઘુગ્રહો સિલિકેસિયસ (Silicaceous) અથવા S-પ્રકારના છે. જૂનો (Juno) અને નૌસ્કિયા (Nauskiaa) આ પ્રકારના લઘુગ્રહો છે.
લઘુગ્રહોની ઉત્પત્તિ અને ઉત્ક્રાંતિ : ઑલ્બેર્સ(Olbers)ના મત મુજબ લઘુગ્રહો કોઈ ગ્રહના વિસ્ફોટથી મળેલા ટુકડા છે તે બાબત ગળે ઊતરે તેવી નથી. તેના કારણમાં તેઓ કહે છે કે ગ્રહનું ગુરુત્વાકર્ષણબળ એટલું વધુ હોય છે કે આવા વિસ્ફોટની કલ્પના વાસ્તવિક લાગતી નથી. ગ્રહોની ઉત્પત્તિ (ઉદગમ) માટે વર્તમાન બ્રહ્માંડીય (cosmological) નમૂનાઓ સૂચવે છે કે તેમાં લઘુગ્રહ જેવા અસંખ્ય ગ્રહાણુઓ(planetesimals)ની ભેગા મળવાની ઘટનાનો સમાવેશ થાય છે. શક્ય છે કે લઘુગ્રહો ગ્રહાણુઓના અવશેષો જે ભેગા ન થઈ શક્યા હોય તેમાંથી પેદા થયા હોય. આવા સમયે ગ્રહની રચના થવાને બદલે લઘુગ્રહો અંદરઅંદર અથડાતાં-કુટાતાં નાના ટુકડાઓ બન્યા હોય.
આદિ, બિનબાષ્પશીલ સૌર બંધારણના કેટલાક લઘુગ્રહો સૌર મંડળના ઉદભવ બાદ અબજો વર્ષો સુધી ગરમ થતા રહ્યા હોય. ગરમ થવાનું કારણ સૌર પવનો અથવા રેડિયોન્યૂક્લાઇડની વિલુપ્તિ હોઈ શકે. આ ગરમીને કારણે તે ઓગળી ગયા હોય. લોખંડ તેમના કેન્દ્ર આગળ ઠરીને ઠામ થયું હોય. પરિણામે પથરાળ-લોખંડ (stony-iron) અંતર્ભાગમાં જમા થયું હોય; જ્યારે બેસાલ્ટિક લાવા સપાટી ઉપર રહ્યો, જેમાંથી વેસ્ટા જેવા નાના લઘુગ્રહો તૈયાર થયા હોય.
લઘુગ્રહો હજુ પણ અંદર અંદર અથડાયા કરે છે અને તેમનું વિભાજન થતું રહે છે. પરિણામે સૌર મંડળના અંદરના ભાગમાં તેમની ચિપનો છંટકાવ થતો રહે છે. કેટલાક પૃથ્વી ઉપર પડતા ગર્ત (crater) પાડે છે, જ્યારે કેટલાક ઉલ્કાપિંડ (meteorite) તરીકે પડે છે.
લઘુગ્રહોનું વર્તમાન ચિત્ર અપૂર્ણ અને કામચલાઉ છે. તેમના વિશે માહિતી સતત ભેગી કરવામાં આવી રહી છે. એ પછી જ કોઈ વૈકલ્પિક અર્થઘટન હાથ લાગી શકશે. કેટલાક લઘુગ્રહો માટેનું સ્પેસક્રાફ્ટ મિશન વધુ કડીઓ ભેગી કરવા માટે પ્રયત્નશીલ છે; તેનાથી વધુ મહત્વની માહિતી મળે ત્યારે જ તેમનો ઇતિહાસ જાણી શકાય.
પ્રહલાદ છ. પટેલ