OBIECTUL, METODELE ŞI INSTRUMENTELE ASTRONOMIEI [311389]

Yyy. [anonimizat]. Uneori, în literatură se mai folosește și numele de sistem planetar. Acestui sistem îi aparțin următoarele corpuri:

După ce în anul 2006, în cadrul Adunării Generale a U.A.I. s-a [anonimizat] a [anonimizat], la 30 unități astronomice (~4,5 mild. Km).

[anonimizat] 6.1, [anonimizat]. În partea dreaptă a [anonimizat] a figurii, care se referă la planetele cele mai apropiate de Soare.

[anonimizat]-se în prezent valoarea razei de circa 1-1,6 [anonimizat] a ceea ce se numește Norul lui Oort. Un nor imens în a [anonimizat], [anonimizat].

O valoare medie aproximativă a distanțelor planetelor mari față de Soare se poate determina cu ajutorul unei ecuații empirice date de J.P. Titius și J.E. Bode, în modul următor: să considerăm o progresie geometrică cu primul termen 3 și rația 2, notând începutul șirului cu termenul 0 (coloana 3). Dacă adunăm 4 la fiecare termen și împărțim la 10, se obține un șir de numere care ne dă distanța aproximativă în unități astronomice (vezi tabelul de mai jos).

Distanța planetelor se calculează cu ajutorul ecuației:

Există două excepții în acest șir. La 2,8 u.a. nu există nici o [anonimizat]. [anonimizat] 384 care urmează după termenul lui Uranus îi corespunde planetei Pluton.

Masa totală a sistemului solar cântărește 1,994 × 1030 kg din care 99,87% îi revine Soarelui. [anonimizat] a acestuia, centru care are o mișcare sinuoasă (Fig. 6.2). Dimensiunea comparativă dintre Soare planete este redată la scară în figura 6.3.

Planetele și toate celelalte corpuri își parcurg orbita în jurul Soarelui în sens direct (de la vest la est), [anonimizat], mai mari de 90°, le conferă mișcarea retrogradă și de unii sateliți ai planetelor gazoase care își efectuează revoluția în sens retrograd. Întreg sistemul solar execută o mișcare de revoluție în jurul centrului galaxiei. Direcția de deplasare se află spre un punct din constelația Hercules și se numește apex solar. Așa cum se poate observa în figura 6.2, Pământul, [anonimizat] o [anonimizat].

2.4. SOARELE

2.4.1. Date generale

Soarele este cea mai apropiată stea la noi. Corpul central al sistemului solar și sursa de lumină a [anonimizat]. Acesta este o stea pitică galbenă de tip spectral G2V – [anonimizat], densitate, etc. [anonimizat]arele conține 99,87% din masa sistemului solar luat ca întreg (~2 × 1030 kg sau ~333!000 M). Diametrul Soarelui este de 1!391!400 km (de 109,1 ori diametrul Pământului). Aplatizarea sferei solare este de ~10-5. Densitatea medie este 1,41 g/cm3, ceva mai mare decât a apei, dar care reprezintă circa ¼ din densitatea Pământului. Prin constată solară se înțelege cantitatea totală de radiație solară, care cade pe o suprafață dispusă perpendicular pe razele solare la exteriorul atmosferei terestre, la distanța medie soare-pământ și are valoarea de 1!361 W/m2.

Hidrogenul reprezintă aproximativ 74% din masa Soarelui, heliul 25%, iar restul este constituit din cantități mici de elemente mai grele. Datorită acestei compoziții și a temperaturilor ridicate, pe Soare nu există o crustă (scoarță) solidă, și nici materie în stare lichidă, toată materia solară fiind în întregime în stare de plasmă și gazoasă.

Soarele, făcând parte din clasa spectrală G2V (de aici rezultând culoarea sa galbenă-portocalie), spectrul său conține linii de metale ionizate și neutre, precum și linii foarte slabe de hidrogen. Sufixul "V" indică apartenența Soarelui la grupul majoritar al stelelor aflate în secvența principală. Numai în galaxia noastră sunt mai mult de 100 de milioane de stele din clasa G2. Datorită distribuției logaritmice a mărimii stelelor, Soarele este de fapt mai strălucitor decât 85% din stelele galaxiei, majoritatea acestora fiind pitice roșii.

Temperatura straturilor de suprafață (vizibile) ale Soarelui, este în jurul valorii de 5 800°K. Temperatura ridicată și presiunea enormă din straturile suprapuse, creează în interior, condițiile potrivite pentru reacțiile nucleare, care sunt sursa de energie solară. Reacția principală este transformarea nucleelor de hidrogen în heliu. Conversia unui gram de hidrogen în heliu eliberează ~1012 jouli.

Temperatura efectivă poate fi calculată folosind valoarea emisivității energetice totale (STI), raza solară, unitatea astronomică, și constanta Stefan-Boltzmann. Dacă se adoptă emisivitatea energetică totală solară f, după Kopp & Lean (2011, Geop Res. L., 38, L01706), valoarea unității astronomice u.a., adoptată de U.A.I. în 2012, raza solară R, adoptată de U.A.I. în 2015, și valoarea constantei Stefan-Boltzmann σ, dată de CODATA 2014:

Din aceste derivate se obține:

În fiecare secundă, în nucleul Soarelui (în valori aproximative), 564 milioane tone de hidrogen, se transformă în 560 milioane tone de heliu, pierzând astfel circa 4,3 milioane tone din masa lui datorită radiaților energetice. În acest ritm, pentru că Soarele este foarte mare, doar 1% din greutatea sa, ar fi pierdută de radiații în aproape 150 de miliarde de ani. La sol (referindu-ne la suprafața terestră) ajunge ~1/2!000!000!000 din radiația solară.

În afară de radiația de raze ultraviolete, raze X, Soarele trimite fluxuri de particule încărcate electric numit vânt solar. În cea mai mare parte, vântul solar este format din electroni și protoni cu energia de 1,5-10 keV. Fluxul de particule variază cu temperatura și viteza în timp. Aceste particule pot scăpa de gravitația Soarelui datorită energiei lor cinetice mari și temperaturii înalte a coronei solare. De exemplu, fluxul de nuclee de atomi de hidrogen, care se deplasează la viteze de până la 3000 km/s, pot interacționa cu ionosfera Pământului și provoacă aurora polară, adică tulburări ale câmpului magnetic al Pământului (furtuni magnetice) și pot perturba undele radio pe frecvențe scurte.

yyy. Structura Soarelui

Din punct de vedere descriptiv, Soarele ca oricare altă stea este alcătuit dintr-o parte interioară, care nu este accesibilă observațiilor directe și o parte exterioară, care se studiază prin diverse metode observaționale (Fig. 6.5).

Primul strat accesibil cu orice fel de instrument optic de observație este fotosfera (sfera de lumină de la grecescul fotos – lumină și sferos – sferă), care reprezintă învelișul solar de la care primim lumină. Este un strat de ~400 km grosime și este considerat suprafața Soarelui. Temperatura în fotosferă variază între 6!500° K și 4!000° K .

Datorită temperaturii mai mici din zona înaltă a fotosferei, observăm că discul solar prezintă spre margine tendința de a părea mai puțin strălucitor.

Imediat deasupra fotosferei se află atmosfera solară. Primul strat, este cromosfera (sfera de culoare). Mai puțin strălucitor decât fotosfera, el nu poate fi observat decât în timpul eclipselor totale de Soare. Are o grosime mai mare de 10!000 km, cu o densitate la limita superioară de 10-15 g/cm3. La limita dintre fotosferă și cromosferă, temperatura este ~4!500°K. Aici erupțiile cromosferice au viteze de ~1!000km/s. Ele apar ca scânteieri rapide între petele din grupuri. La limita superioară a cromosferei temperatura ajunge la 10!000°K.

Coroana solară este cel mai înalt strat al atmosferei solare. Are formă neregulată, variabilă în funcție de activitatea solară și nu este precis delimitată de mediul interplanetar. Strălucirea coroanei este inferioară strălucii Lunii la faza de Lună Plină. Partea mai strălucitoare a coroanei care se întinde până la 0,5-1 R se mai numește și coroană interioară. Cealaltă parte este coroana exterioară și se poate întinde pe multe diametre solare (până la 15-20 diametre) și se extinde odată cu vântul solar. Temperatura vântului solar în cromosferă variază între 1 și 2 milioane °K.

Partea interioară a Soarelui nu poare fi studiată optic, ci doar teoretic. De-a lungul timpului, numeroși astronomi au conceput diverse modele a interiorului Soarelui. În centru se află nucleul. În analiza recentă a structurii interne, temperatura ar trebui să crească în profunzime, ajungând în centrul Soarelui la aproximativ 15 de milioane de grade.

Presiunea în centru nucleului ajunge la 340 miliarde atmosfere, iar densitatea mai puțin de 160 g/cm3. Nucleul (circa ¼ R) generează ~99% din energia totală a Soarelui. În nucleu au loc reacțiile termonucleare furnizoare de energie: lanțul proton-proton și (într-o mai mică măsură) ciclul carbon azot. Deasupra nucleului se află zona radiativă, care ajunge la 0,7-0,8 R. Aici energia produsă de nucleu și eliberată sub formă de energie termică este transportată spre exterior sun formă de energie electromagnetică. În această zonă materia devine mai rece de la 7 până la aproximativ 2 milioane de grade Kelvin, scăzând cu creșterea altitudinii. Energia este transferată de radiații de ioni de hidrogen și heliu, care emit fotoni. Fotonii circulă doar pe o distanță scurtă, înainte de a fi resorbiți de alți ioni. Densitatea scade de sute de ori (de la 20 la doar 0,2 g/cm3), de la 0,25 R spre partea de sus a zonei de radiative.

Deasupra învelișului radiativ se află zona convectivă (subfotosferică) care începe aprox. de la 0,7 R și până la fotosferă. Aici plasma solară nu este suficientă de densă sau suficient de fierbinte pentru a transfera energia termică a interiorului spre exterior prin radiație; cu alte cuvinte, este un strat opac. Ca urmare, convecția termică are loc sub formă de coloane termice ce transportă materialul fierbinte la suprafața (spre fotosfera) Soarelui. Odată ce materialul se răcește la suprafață, se întoarce spre interior la nivelul inferior al zonei de convecție, pentru a primi mai multă căldură de la partea de sus a zonei de radiative. La suprafața vizibilă a Soarelui, temperatura a scăzut la 5!500 K și densitatea la doar 0,2 g/m3 (aproximativ 1/6"000 densitatea aerului la nivelul mării).

Perioada de rotație siderală a Soarelui este de 25,38. Datorită mișcării de revoluție a Pământului în jurul Soarelui perioada de rotație este de 27,275 zile și definește rotația sinodică (Fog. 6.6).

Ecuația pentru rotația siderală (diferențială) în funcție de latitudinea heliocentrică, b, este:

În timp ce pentru rotația sinodică în funcție de latitudinea heliocentrică, b, ecuația are forma:

yyy. Activitatea Soarelui

Totalitatea fenomenelor nestaționare, care se produc la suprafața Soarelui alcătuiesc activitatea solară. Astăzi se știe că aceste fenomene sunt în strânsă legătură unele cu altele. Frecvența și intensitatea lor variază cu o perioadă de aprox. 11,2 ani, însă se cunosc și cicluri solare cu durate între 8 și 15 ani. Ciclu solar a fost descoperit în anul 1844 de către astronomul amator (farmacist de profesie) G. Schwabe (1789-1875). În timpul acestei perioade numărul petelor solare înregistrează un minimum și un maximum. Ultimul maxim a avut loc în anul 2011. Se presupune că un ciclu solar este determinat de câmpul magnetic al Soarelui, care se inversează o dată la 11 ani, un ciclu magnetic complet durând de fapt 22 de ani. Activitatea solară este caracterizată prin numărul de pete solare, numărul de erupții solare și radiația solară.

Fenomene nestaționare în atmosfera solară

Fenomene fotosferice

Suprafața solară este acoperită de formațiuni care, se formează la suprafața zonei convective, imediat sub fotosferă.

Supergranulația este un mozaic produs de mișcarea unor celule luminoase și gigantice (cu dimensiuni de 30000-35000 km) ale fotosferei, fiind o manifestare a zonei convective de sub fotosferă (Fig. 6.7.a. și b.) Supergranulația, are o mișcare orizontală paralelă cu suprafața Soarelui cu viteze de 0,4-1,0 km/s.

Supergranula are o durată de viață de aproximativ 20 de ore.

Granulația solară este produsă de celulele convectie luminoase cu dimensiuni între 200 și 2!000 km, care se mișcă de sus în jos, din zona convectivă spre fotosferă, cu o viteză de cca. 1 km/s și au o durată de viață de 5-10 minute (Fig. 6.7.c).

Risipindu-și energia în fotosferă, gazul se răcește și coboară din nou, lăsând loc altor celule fierbinți să se ridice. Ca rezultat al acestei continue mișcări în sus și jos a celulelor, apare o rețea (un mozaic) formată din elemente separate de spații întunecate.

Petele solare sunt zone întunecate de pe suprafață, ce pot atinge până la 150!000 km (Fig. 6.8). Câmpurile magnetice puternice din aceste zone inhibă transportul energiei spre suprafață, deci petele solare sunt mai reci decât zonele învecinate. Petele solare durează între o oră și o lună. Au temperatura între 3!600-4!500°K. În funcție de tipul caracteristic o pată sau mai multe pete ce pot alcătui un grup de pete, sunt de cele mai multe ori înconjurate de zone de umbră. Din observații repetate se poate constata că petele solare nu sunt fixe ci se deplasează de la stânga la dreapta (de la vestul la estul discului solar), ceea ce arată că, Soarele, are o rotație proprie în jurul axei de simetrie, dar datorită compoziției sale gazoase, rotația nu prezintă uniformitate, ci este diferențială, în funcție de latitudinea heliografică. Astfel, la ecuator rotația se face în ~25 de zile, iar la poli în ~35 de zile.

Natura petelor solare și a faculelor s-a stabilit în urma cercetărilor, că este datorată liniilor de câmp magnetic ale Soarelui. Din acest punct de vedere petele solare și faculele care le mărginesc sunt produsul activității solare, având o durată de circa trei săptămâni petele solare, iar faculele o durată mai lungă (mai mare de o lună), dar au aceeași periodicitate de apariție de aproximativ 11,2 ani.

Fenomene cromosferice

Spiculele sunt coloane de gaz cu aspect de flăcări; se înalță până la 10!000 km de la suprafață (Fig. 6.9).

Faculele sunt pete luminoase, temporare, ce apar pe suprafața Soarelui la marginea discului solar. Durata medie de viață a unei facule este de 15 zile (Fig. 6.9).

Protuberanțele sunt formațiuni uriașe (luminoase) care, susținute de câmpul magnetic solar și se pot ridica până la câteva zeci de mii de km în înălțime. Ele pot atinge lungimi de ordinul a milioane de kilometri și se extind de la suprafața Soarelui spre exterior, în coroana solară, de multe ori sub formă de buclă. În timp ce coroana este formată din gaze ionizate extrem de fierbinți (în starea de agregare – plasmă, și nu emite lumină vizibilă), protuberanțele conțin plasmă mult mai rece, similară cu cea a cromosferei. Când sunt observate pe fundalul suprafeței solare, ele par ar fi arcuri în formă de flăcări (aparent întunecate) și se numesc filamente (Fig. 6.9).

Yyy. PLANETELE MARI

În antichitate erau cunoscute doar cinci planete. Fiecare popor a avut propriile denumiri pentru acestea, dar de-a lungul timpului, s-au păstrat numele date de romani: Mercur, Venus, Marte, Jupiter și Saturn. Uranus a fost descoperită din întâmplare în anul 1781 de către W. Herschel, Neptun în anul 1846, de către J. G. Galle (Le Verrier, a calculat orbita și poziția lui Neptun din perturbațiile observate în mișcarea lui Uranus.). Pluton, a fost descoperit în anul 1930 de către C. Tombaugh, după ani de căutări, bazate pe calcule teoretice ale lui P. Lovell (SUA) și discipolii săi.

În timpul eclipselor totale de Soare, în mod repetat, dar în zadar s-a căutat "planeta intra-mercuriană", pentru care chiar s-a dat numele "Vulcan". Au fost, de asemenea, căutări a unei planete situate dincolo de orbita lui Pluton. La sfârșitul anilor '70, chiar și profesorul român Victor Nadolschi, a emis ipoteza existenței unei planete transplutoniene, căreia i-a determinat elementele orbitale și a publicat o efemeridă valabilă pentru anul 1980 în lucrarea "Orbita planetei transnplutoniene X1", în Studii și comunicări 1977-1979, Muzeul de Stiințe ale Naturii Bacău. Din nefericire, această supoziție nu s-a confirmat încă.

Planetele sunt corpuri cerești fără lumină proprie, sferice sau aproape sferice, care orbitează Soarele. Orbitele lor sunt aproape circulare, cu excentricități cuprinse între 0,007 și 0,25, care se află aproape de planul eclipticii. Înclinațiile pe acest plan, diferă în mod semnificativ de la 7° pentru Mercur și 0,8° pentru Uranus. După înclinarea axei de rotație a planetelor pe planul orbitei lor, se pot distinge trei categorii (Fig. 6.10). Dintre acestea, Venus și Uranus au o rotație axială retrogradă (unghiul înclinării axei fiind mai mare de 90°). După dimensiunea, structura, compoziția și caracteristicile atmosferei, planetele sistemului solar sunt împărțite în două grupe: planetele terestre (telurice sau solide) din care fac parte Mercur, Venus, Pământul și Marte și planetele gazoase (gigante), Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Prima categorie de planete, au caracteristic solul, care este alcătuit din piatră, materiale granulate și metale, pe când a doua categorie de planete, sunt formate în mare parte din hidrogen, heliu, metan și amoniac (Fig. 6.11).

Mercur este cea mai apropiată planetă de Soare. Ea înconjoară pe astrul zilei la o distanță medie de doar 58 mil. km (0,38 u.a.). Este vizibilă numai la scurt timp după apusul Soarelui sau la scurt timp înainte de răsăritul Soarelui, când este în apropierea elongațiilor maxime. Diametrul său este de 4879,4 km, iar masa sa este de 0,055 de ori masa Pământului. Cunoașterea cât mai detaliată a planetei, a fost posibilă odată cu survolarea acesteia de către sondele spațiale, care au vizitat această planetă. Trei survoluri a efectuat sonda Mariner 10 între anii 1974 și 1975 și mult mai recent, sonda Messenger, a survolat planeta de trei ori, înainte de a se plasa pe o orbită în jurul lui Mercur, în 2011.

Mercur are câteva caracteristici, care o fac să fie mult deosebită de restul planetelor din sistemul Solar. Este planeta cu cea mai excentrică orbită (e = 0,205) și totodată, cea mai înclinată orbită (i = 7°) dintre toate planetele din sistemului solar. Perioada de rotație axială este de 58,646 de zile și perioada orbitală numără 87,969 de zile. Prin urmare, Mercur face exact trei rotații în jurul axei sale, pentru fiecare două orbite complete în jurul Soarelui. Astfel, o zi solară (răsărit la răsărit) pe Mercur, durează doi ani mercurieni, adică 176 de zile terestre.

Datorită apropierii mari de Soare, la suprafața planetei, intervalul între extremele de temperatură ajunge la ~600° C. Temperatura maximă la suprafață ziua (în lumina puternică a Soarelui), când planeta se află la periheliu, ajunge pe ecuatorul mercurian până la 427° C. În contrast, în zonele de noapte, cu suprafața neprotejată de existența unei atmosfere dense, temperatura coboară până sub –183° C.

Atmosfera lui Mercur este foarte rarefiată și volatilă, fiind în esență, compusă din heliu, oxigen, și argon care, provin în mare parte din vântul solar, dar s-au identificat și sodiu și potasiu, care probabil, sunt rezultate din posibilele reacții de la suprafața sa puternic încălzită. Presiunea atmosferică la suprafață este de 10-12 ori mai mică decât cea a Pământului.

Suprafața lui Mercur se aseamănă într-o oarecare măsură cu cea a Lunii (Fig. 6.12). Este plină de cratere și vaste întinderi netede (similare cu cele selenare) care înconjoară marile bazine de impact. Craterele de pe Mercur sunt intercalate cu mari regiuni de câmpie ușor ondulate pe suprafața cărora există numeroase crăpături și povârnișuri, probabil apărute în perioada când planeta începea să se răcească. Comparativ cu Luna, în afară de razele, care pornesc din unele cratere de impact, aici există un sistem de raze, unice în sistemul solar, care acoperă o mare parte din suprafața mercuriană. Cea mai mare formă de relief, este bazinul de impact Caloris, cu diametrul de 1!550 km, situat în emisfera nordică a planetei la 30° N, 190° V. Acesta este mărginit pe o lungime de aproximativ 20 km de cea mai înaltă formațiune de relief, muntele Caloris. Pe alocuri, înălțimea mutelui depășește cu puțin, 2 km (Fig. 6.13.a).

Măsurătorile de temperatură efectuate în infraroșu, indică faptul că suprafața lui Mercur, este un bun izolator termic și prin urmare, solul trebuie să fie acoperit cu o pulbere poroasă asemănătoare regolitului selenar. De fapt, acest lucru era de așteptat pe suprafața accidentată unei planete care de-a lungul existențe sale de peste 4 mld. de ani, a cunoscut puternice impacturi meteorice.

Structura internă a lui Mercur este unică în sistemul solar. Densitatea medie a planetei este de 5,43 g/cm3 (adică de 5,43 de ori cea a apei), fiind mai mare decât a oricărei alte planete cu excepția Pământului (5,52 g/cm3). Comparativ cu planeta noastră, o explicație a acestei caracteristici ar putea fi: În nucleul Pământului, densitatea materiei necomprimate este de circa 4,4 g/cm3. Însă, datorită presiunilor interne mari din nucleul terestru, aceasta ajunge la valoarea de 5,52, comparativ cu materia necomprimată din nucleul lui Mercur de 5,3 g/cm3. Acest lucru, i-a făcut pe astrofizicieni să considere că Mercur conține o cantitate mult mai mare de fier decât oricare altă planetă sau satelit din Sistemul Solar.

Miezul de fier trebuie să fie de aproximativ 80% din diametrul planetei (aproximativ 2000 km din raza planetei). Nucleul este înconjurat de o manta de silicați și o crustă de aproximativ 400 km grosime. Încă din anii '75, din analizarea datelor primite de la survolurile efectuate de sonda Mariner 10, s-a descoperit un câmp magnetic dipol, egal cu aproximativ 1% din cel al Pământului, ceea ce indică faptul că nucleul este parțial topit. Originea lui Mercur și modul în care aceasta a dobândit un astfel de procent mare de fier, este o problemă nerezolvată încă.

Pe Mercur nu există viață și este puțin probabil ca viața, așa cum o știm, ar putea exista aici.

Mercur nu are sateliți naturali și nu are inele. De pe suprafața planetei, Soarele pare de două ori și jumătate mai mare decât îl vedem de pe Pământ. În prezent, întreaga suprafață a planetei a fost cartografiată.

Venus este a doua planetă ca distanță de la Soare. După Soare și Lună, este cel mai strălucitor astru de pe cer. Este vizibil seara, după apusul Soarelui sau dimineața, înainte de răsăritul Soarelui, dar uneori, poate fi observat și în lumina zilei cu ajutorul cel puțin a unui binoclu.

Vecin cosmic apropiat de planeta noastră, Venus are câteva caracteristici similare cu Pământul, în ceea ce privește dimensiunea, masa și densitatea. Are diametrul de 12!103,6 km, masa cu doar 20% mai mică decât cea terestră și densitatea de 5,24 g/cm3. Cu prilejul tranzitului peste discul Soarelui din 6 iunie 1761, savantul rus M.V. Lomonosv (1711-1765), descoperă faptul că Venus are atmosferă (Fig. 6.14).

Venus înconjoară Soarele în 224 de zile (anul venusian), la o distanță medie de 109 mil. km (0,72 u.a.) pe o orbită aproape circulară, și se poate apropia până la 41 mil. de km de Pământ; rotația axială se desfășoară de la est la vest, în sens invers față de cele mai multe dintre planete și are o durată de 243 de zile. Acest fapt, face ca o zi solară pe Venus să numere 58,3 zile pământene.

Din alte multe puncte de vedere, Venus este foarte diferită de Pământ prin următoarele caracteristici: Atmosfera sa este alcătuită în cea mai mare parte din dioxid de carbon în loc de azot și de oxigen ca cea terestră; masa atmosferică este de aproape o sută de ori mai mare decât a Pământului; un strat extins de nori, cu caracter permanent, înconjoară în întregime planeta și sunt compuși din concentrat de acid sulfuric; temperatura măsurată la suprafața planetei este de 470° C.

Lumina, pe care o vedem de la Venus este lumina Soarelui reflectată de stratul subțire (de aproximativ 30 de km) de nori denși, care se înalță până la aproximativ 70 de km altitudine de suprafață și a cărei bază (partea de jos) se află la 48 de km de suprafață. La nivelul superior al norilor, sondele Magelan (NASA) și Venus Express (ESA) au măsurat viteze ale vântului de până 360 km/h și temperatura de -43° C. La nivelul inferior al stratului de nori, sondele au înregistrat valori ale presiunii atmosferice asemănătoare cu cele de pe Pământ la nivelul mării cu valori ale temperaturi ce variază de la 20 la 37° C. Norii de pe Venus sunt constituiți dintr-un număr mare de particule mici, de aproximativ 1 micrometru în mărime, care sunt compuse dintr-o soluție de apă și acid sulfuric concentrat. În straturile de nori au fost observate descărcări electrice (fulgere).

Temperatura atmosferică are o valoare relativ mică în partea de sus a stratului de nori, unde s-a măsurat o presiune de aproximativ 1/20 decât la suprafața Pământului. Temperatura crește treptat odată cu scăderea altitudinii și totodată presiunea crește la peste 90 de ori față de presiunea de la suprafața Pământului (presiune egală cu cea resimțită pe Pământ, la 900 metri adâncime în apă). Valoarea ridicată a temperaturii suprafeței lui Venus comparativ cu Pământul, nu este cauzată de apropierea lui de Soare, ci mai degrabă, este rezultatul efectului de seră, care permite doar unei mici părți a căldurii să fie risipită înapoi în spațiu. După cum probabil știți, dioxidul de carbon este un gaz cu efect de seră. Lungimi de undă diferite pot trece prin acest gaz invizibil, care este foarte eficient în captarea căldurii. Lumina de la Soare lovește solul lui Venus, încălzindu-l. Pământul de suprafață încearcă să radieze căldura înapoi în spațiu, dar dioxidul de carbon din jurul planetei împiedică acest proces. Astfel, o mare parte de energie este reținută și face ca să fie atât de cald.

În ceea ce privește structura acestei planete, oamenii de știință au ajuns la concluzia că densitățile medii similare ale lui Venus și Pământului denotă faptul că Venus este compus din roci similare cu cele care alcătuiesc Pământul. Interiorul lui Venus poate fi considerat similar cu cel al Pământului, ce având un miez de fier central, la mijloc o manta din roci bogate în siliciu, oxigen, fier și magneziu, precum și un strat exterior subțire, care constituie crusta cu conținut de roci îmbogățite cu siliciu, în comparație cu pietre din manta.

Cu toate acestea, spre deosebire de situația Pământului, nucleul lui Venus se pare că acum este în întregime solid sau lichid în întregimea lui, ceea ce ar putea explica lipsa unui câmp magnetic.

Suprafața lui Venus a fost intens explorată de către sondele spațiale americane și rusești, care au furnizat date privind compoziția suprafeței și atmosferei, precum și dinamica atmosferei superioare. Sondele sovietice ale misiunilor Venera, au transmis în premieră, primele imagini de pe suprafața altei planete. Imaginile primite de la misiunile Magellan și Venus Express, au scos în evidență pe Venus, existența unui model tectonic și o activitate vulcanică unică la nivel planetar în sistemul Solar. Cercetătorii de la Institutul Max-Plank au descoperit patru regiuni luminoase tranzitorii într-o zonă relativ tânără, fisură cunoscută sub numele de Ganiki Chasma (coordonate venisiene: 47° N, 185° E), care a fost observată de 36 de ori de camera de monitorizare a sondei Venus Express. Ei au descoperit patru flash-uri tranzitorii, pentru care s-au detectat temperaturi de 800° C mai mari față de temperatura de suprafață a planetei.

Pe Venus sunt mai mulți vulcani decât pe orice altă planetă din Sistemul solar. Astronomii au identificat mai mult de 1!600 de vulcani pe suprafața sa, dar probabil, sunt mult mai mulți prea mici, care încă nu au fost văzuți. Cercetătorii cred că cele mai multe zone vulcanice sunt latente, deși o mică parte poate fi încă activă. Cel mai mare munte vulcanic venusian este Muntele Sif (coordonate venusiene 22° N, 352° E). Cu o înălțime de doar 3 km, el se întinde la bază până la 500 de km.

Cel mai înalt punct al planetei, cu o altitudine de aproximativ 10!700 de metri deasupra razei medii planetare este Muntele Skadi (coordonate venusiene: 64° N, 4° E), este un munte din lanțul muntos Maxwell, care se întinde pe 500 km în centrul zonei Ishtar Terra. Întinse câmpii vulcanice constituie aproximativ 85% din suprafața lui Venus. În trecut, mantaua dinamică a condus la deformarea crustei, rezultând o tectonica agitată, cu mari rupturi ale solului, cu sisteme complexe de falduri, cu canale și jgheaburi lungi ce străbat pe sute de kilometri zonele plate ale câmpiilor. Aceste caracteristici, denotă faptul că în trecut (poate și în prezent), planeta cunoaște fenomenul cutremurelor. De asemenea, au fost observate formațiuni imense, ovale sau circulare vulcanice numite coroane cu diametre de la 100 până la 2!100 km. Craterele de impact sunt mult mai puțin numeroase decât pe Lună sau Marte, datorită stratului de nori, care consumă prin ardere materialul meteoric.

Pe Venus nu există viață și este puțin probabil ca viața, așa cum o știm, ar putea exista aici.

Venus nu are sateliți naturali și nu are inele. De pe suprafața planetei, Soarele (dacă acesta s-ar putea vedea) pare de 1,4 ori mai mare decât îl vedem de pe Pământ.

În prezent, sonda Magellan a cartografiat aproape 98% din suprafața planetei.

Yyy. Pământul este a treia planetă de la Soare. Cu diametrul mediu de 12!742 km și înconjurată de o atmosferă propice vieții, planeta noastră este singura dintre cele opt planete din Sistemul Solar, pe care apa se găsește în stare lichidă și pe care există diferite forme de viață (Fig. 6.18).

La începutul anului 2017 populația Pământului era de aproape 7,5 miliarde de oameni.

Planeta noastră orbitează Soarele la o distanță medie de 149,6 mil. de km (1 u.a.), pe o orbită cu excentricitatea de 0,017 în 365,26 zile (anul terestru).

Structura și dinamica tectonică a Pământului, fac ca pe suprafața sa să existe vulcanism și să se producă cutremure.

În cadrul Sistemului Solar, Pământul este prima planetă de la Soare, care are sateliți, și totodată este singura planetă, care are doar un satelit, Luna. Sistemul Pământ-Lună este unic între toate celelalte planete, prin raportul mare dintre masele lor.

Yyy. Forma și dimensiunile Pământului

Au trecut de două milenii, de când primi învățați ai antichității, grecii și indienii (Pitagora, sec. VI î.Hr., Aristotel, sec. IV î.Hr., Eratostene, sec. III î.Hr., Aryabhata și Varahamihara, sec V î.Hr.), au intuit și susținut că planeta noastră este rotundă, de forma unei sfere. Dovada sfericității Pământului a fost trasă din observațiile asupra eclipselor de Lună unde întotdeauna marginea umbrei terestre pe discul Lunii era rotundă, din observațiile de apariție și dispariție treptată navelor maritime, care se apropiau sau se depărtau de țărm.

Mărimea lumii a fost, pentru prima dată estimată în anul 240 î.Hr. de Eratostene (276-194 î.Hr.) în Alexandria. El a descoperit că la solstițiul de vară în Siena (acum Assuan), la amiază, Soarele trece la meridian prin zenit și luminează în profunzime o fântână, iar la aceeași dată și oră, în orașul Alexandria, situat aproximativ pe același meridian ca și Assuan (diferență de ~2 grade latitudine), umbra lăsată de un turn reprezenta 1/50 din circumferința unui cerc. Aceasta corespunde unui unghi de aproximativ 7,2° (Fig. 6.19). Distanța dintre cele două orașe, situate aproape la același meridian a fost măsurată ca având lungimea de 5.000 de stadii grecești. Prin urmare, un cerc complet pe suprafață (meridianul) măsoară ~25!0000 stadii, adică ~39!500 km,.o diferență foarte mică față de valoarea acceptată în prezent 40.008 km. Se poate deduce printr-un calcul aproximativ, că Eratostene a obținut raza Pământului cu valoarea aproximativă de 6!400 km.

Forma exactă a Pământului este extrem de complicată. Studiul ei continuă și în prezent cu ajutorul sateliților artificiali.

În secolul XVII, Newton avansează ideea că Pământul este turtit la poli, datorită rotației. Obținând teoretic, pentru turtirea Pământului, c = (a – b)/a, valoarea 1/230.

La începutul secolului XVIII, măsurătorile au confirmat această ipoteză, precizând valoarea turtirii și totodată au confirmat și s-a adoptat forma de elipsoid de rotație pentru Pământ. După jumătatea secolului XX, geodezul rus T.N. Krasovski (1878-1948) a arătat că Pământul nu este un elipsoid deoarece lungimea meridianelor nu sunt egale. Astfel forma Pământului nu poate fi reprezentată printr-un elipsoid triaxial sau printr-o altă suprafață matematică cunoscută. El are o formă, numită geoid.

Tot cu ajutorul sateliților s-a putut constata că polul sud terestru este cu aproximativ 30 metri mai aproape de centrul Pământului decât polul nord. Astfel, datorită acestor forme complicate, a fost necesar să se definească următoarele suprafețe:

Suprafața fizică – este suprafața reală a Pământului. Ea include formele de relief și pe ea se fac măsurătorile geodezice.

Suprafața hidrostatică – este suprafața de nivel corespunzătoare geoidului. Ea reprezintă cota zero sau nivelul mării (fiind prelungită pe sub continente).

Suprafața matematică – este suprafața elipsoidului de rotație, iar pe ea se reprezintă măsurătorile.

Consecințele turtirii Pământului la poli sunt:

Arcele de meridian de un grad, la diferite latitudini au lungimi inegale;

Verticalele diferitelor locuri de Pământ nu se întâlnesc în centrul Pământului;

Punctele de pe suprafața Pământului nu se găsesc toate la aceeași distanță de centrul Pământului.

Coordonata latitudine, definită la 2.2.3., este conformă cu forma Pământului sferic. Dar cum forma planetei noastre este aproximată ca fiind un elipsoid de rotație, se pot defini astfel trei tipuri de latitudine, longitudinea rămânând neschimbată (Fig. 6.20.).

Latitudinea astronomică și cea geocentrică pot diferii pe suprafața globului Pământesc, cu cel mult 11'40". Cu o bună precizie pentru practică, această diferență de latitudine poate fi calculată prin formula:

de unde, latitudinea geocentrică se calculează din:

A treia coordonată ce trebuie s-o enunțăm este distanța la centrul Pământului a unui loc de pe suprafața terestră. Această mărime, se află prin calcularea în prealabil a câtorva elemente:

unde u este latitudinea de pe sferă, pentru care paralela are aceeași rază ca și paralela geodezică a punctului de pe elipsoid și se numește latitudine redusă; e este excentricitatea elipsoidului de rotație calculată prin formulele de mai jos în care:

a – semiaxa mare (raza ecuatorială) a elipsoidului egală cu 6!378!136,6 m

b – semiaxa mică (raza polară) a elipsoidului egală cu 6!356!751,9

e – excentricitatea elipsoidului terestru egală cu = 0,081 819

de aici, distanța de la locul de observație la centru Pământului se calculează prin:

unde h este altitudinea pe elipsoidul terestru a locului dat exprimat în metri.

În fine, într-un sistem cartezian, coordonatele unui loc se pot exprima în coordonate rectangulare de forma:

unde L, este longitudinea geografică a observatorului.

Locul din care autorul face observații astronomice, are coordonatele geografice determinate cu ajutorul dispozitivului GPS:

– Latitudinea: φ = 45°10'54",8 N,

– Longitudinea: L = 23°22'46",7 E sau 1h33m31s,11 E,

– Elevația: h = 322 m.

Valoarea accelerației gravitaționale scade de la poli spre ecuator, datorită distanței mai mari a punctului de la suprafață, până la centrul Pământului. Valoarea g la suprafață, în funcție de latitudine, pe modelul elipsoidului WGS84 se calculează cu formula (6.4). Valorile de referință pe glob sunt:

Gravitația la suprafața elipsoidului de referință

unde φ, este latitudinea geodezică.

Unitatea de măsură pentru accelerația gravitațională în sistemul SI este m/s. Limita de precizie a gravimetrelor moderne este de ± 0,3 microgali. Astfel, accelerarea incidentă poate fi determinată cu o precizie de aproximativ o treime de miliardime din valoarea sa. Acesta este redus cu 0,3087 mgal la 1 metru înălțime.

Experimentele clasice ale lui N. Maskelyne (1732-1811) efectuate în 1774, pentru a identifica abaterile de la verticala locului și a balanței de torsiune a lui H. Cavendish (1731-1810) care între anii 1797-1798, folosind tehnici diferite de laborator au avut ca scop determinarea masei Pământului. Aceasta, este egală cu 5,9722 × 1024 kg, iar masa atmosferei (4,9 × 1018 kg), masa hidrosferei și biosferei este mai mică de 0,03%. Masa crustei Pământului este de doar 0,7% din masa Pământului.

În zilele noastre, avansul tehnologic a permis măsurarea precisă a dimensiunii Pământului pentru care sunt adoptate în prezent următoarele valori:

2.2. Mișcările Pământul

2.2.1. Mișcarea de revoluție în jurul Soarelui. Încă din antichitate, unii astronomi greci au intuit mișcarea anuală a Pământului în jurul Soarelui. Aristarh din Samos, chiar în sec. III î.Hr. credea că Pământul se învârte în jurul Soarelui. Cu toate acestea, ideea a fost lăsată uitării aproape 1500 de ani. Următoarele fenomene sunt dovada mișcării Pământului în jurul Soarelui: paralaxa anuală stelară, aberația anuală, deplasarea liniilor din spectrele stelare, cu o perioadă de un an, schimbarea frecvenței perioadei de eclipsare a sateliților lui Jupiter.

Dacă neglijăm forța de atracție a Lunii față de Pământ, putem spune că Pământul se mișcă în jurul Soarelui pe o elipsă (Fig. 6.21), cu excentricitatea de 0,016!711, Soarele fiind unul din focare. Distanța medie de la Pământ la Soare este 149!618!753 km și variază pe tot parcursul anului cu 2,5 milioane de kilometri pe fiecare parte a mediei (la ± 1,6%). Viteza orbitală a Pământului, la momentul dat t1 este dat de formula:

unde V0 – viteza medie orbitala, vi – anomalia adevărată.

Și Soarele se mișcă în jurul centrului de masă al sistemului solar numit centrul de greutate sau baricentru, așa cum și Pământul are o mișcare în jurul centrului de masă Pământ – Lună (Fig. 6.22. a și b). Mișcarea Pământului în jurul baricentrului cu o perioadă de o lună, determină variații periodice în longitudinea și latitudinea Soarelui și planetelor. Amplitudinea acestor oscilații determină poziția centrului Pământului față de baricentru la o distanță de 4!672 km de la centrul Pământ spre Lună, și anume la o adâncime de aproximativ 1!700 km sub suprafața Pământului. Unitatea astronomică măsoară 149!597!870,7 km (și se notează cu u.a.). Această valoare fundamentală în astronomie, menționată mai devreme definește paralaxa solară despre care am discutat în Capitolul 3. Pentru stele, paralaxa poate fi determinată, în prezent, până la valoare 0,00002".

Rotația completă a Pământului în jurul Soarelui durează 365,2564 zile (365d 6h 9m 10s). Aceasta perioadă se numește an sideral și este durata în care Soarele face două treceri succesive în raport cu o stea considerată fixă. Durata medie pentru două treceri succesive prin punctul echinoxului de primăvară se numește an tropic și numără 365,2422 zile medii (365d 5h 48m 45s). Datorită perturbațiilor planetare, în special cele exercitate de Jupiter și Saturn, valoarea anului tropic este variabilă. În plus, durata medie a anului tropic scade cu 0,53 secunde pe secol.

Cel mai apropiat punct față de Soare, în orbita unei planetele se numește periheliu (pentru Pământ distanța este de 147!117!000 km), cel mai îndepărtat punct al orbitei se numește afeliu (pentru Pământ – 152!083!000 km). Aceste puncte sunt unite de linia apsidelor, care coincide cu axa mare a elipsei orbitelor planetare. Poziția este determinată de linia de apsidelor, longitudinea heliocentrică a periheliului. În 2016, longitudinea periheliu orbitei Pământului a fost de 103°. Datorită perturbațiilor gravitaționale, linia apsidelor execută o rotației lentă în aceeași direcție, în care se mișcă Pământul. Astfel longitudinea periheliului crește cu 61,9" pe an. O rotație completă a liniei apsidelor durează 20!934 de ani. În epoca actuală Pământul trece prin periheliul orbitei între 2 și 4 ianuarie și prin afeliu orbitei între 1 și 5 iulie. Viteza Pământului este diferită în diferite părți ale orbitei sale. Viteza medie a Pământului în orbita sa este de 29,8 km/s, sau aproximativ 107!300 km/h.

Planul ecuatorului Pământului este înclinat sub un unghi de 23°26' față de planul de orbitei și își păstrează neschimbată direcția în spațiu, întotdeauna polul nord al lumii, este situat în imediata apropiere a stelei polare. Înclinarea axei de rotație a Pământului determină schimbarea anotimpurilor pe Pământ. Durata anotimpurilor depinde de excentricitatea orbitei a Pământului. Pentru determinarea acestor momente există formule de calcul foarte simple.

Yyy. Mișcarea de rotație în jurul axei. Rotația globului explică natural trecerea de la zi la noapte, răsăritul la est și apusul la vest al aștrilor. Pământul execută o mișcare de rotație în jurul axei polilor cu perioada de 23h 56m 04,098s. Această perioadă este aproape uniformă. Următoarele explicații sunt o dovadă că Pământul se rotește în jurul axei sale:

– pendulul lui Foucault este un dispozitiv experimental bazat pe pendulul gravitațional, realizat de fizicianul francez Léon Foucault (1819-1868), care demonstrează că Pământul se învârte în jurul propriei axe și care permite observarea gradului de deviere a corpurilor spre est, detectabilă prin măsurare;

– eroziunea malului drept al râurilor, care curg în emisfera nordică;

– mișcarea circulară a cicloanelor (în sens invers acelor de ceasornic, în emisfera nordică – în emisfera sudică, această mișcare are sensul acelor de ceasornic și se numește anticiclon);

– fenomenul de aberație;

– paralaxa diurnă;

– variațiile zilnice ale vitezelor radiale etc.

yyy. Structura internă a Pământului

Interiorul Pământului, ca și cel a altor planete telurice este împărțit în straturi, ce diferă prin proprietățile lor chimice sau fizice.

Stratul exterior este o crustă solidă de silicați, care are dedesubt un strat foarte vâscos numit manta solidă. Crusta este separată de manta, de discontinuitatea Mohorovicic. Grosimea crustei variază de la aproximativ 6 km sub oceane, la 30-50 km sub continente. Crusta rece și rigidă și partea de deasupra mantalei superioare alcătuiesc ceea ce numim comun, litosfera. Ea alcătuiește din plăcile tectonice ale Pământului. Sub litosferă este astenosfera, un strat intermediar cu vâscozitate relativ redusă, pe care "se sprijină" litosfera (Fig. 6.23).

Odată cu adâncimea, modificări importante în structura cristalină din manta, au loc între 400 și 650 km sub suprafață, unde se întinde o zonă de tranziție care separă mantaua superioară de cea inferioară. Sub manta, se află un lichid cu vâscozitate extrem de mică, care compune nucleul exterior. Acesta se află deasupra nucleului solid, interior. După studii recente, nucleul interior al Pământului ar putea să se rotească puțin mai repede decât restul planetei, avansând cu 0,1°-0,5° pe an. Raza nucleului interior este de aproximativ 1 200 km. În miezul planetei, presiunea crește până la aproximativ 360 GPa, densitatea ajunge la 13 g/cm3, iar temperatura estimată este de ~6 000° C.

yyy. Atmosfera desemnează învelișul de aer sau alte gaze al Pământului sau al altui corp ceresc. Atmosfera planetei noastre este 100% gazoasă, fiind compusă din aer, conține însă și urme de substanțe solide și lichide foarte fin divizate. Atmosfera este numită uneori și, simplu, "aer". Atmosfera de astăzi a Pământului conține molecule de azot (N2) în proporție de (78,2%), molecule de oxigen (O2) (20,5%), argon (Ar) (0,92 %), dioxid de carbon (CO2) (0,03%), ozon sau oxigen triatomic (O3) și alte gaze, praf, fum, alte particule în suspensie, etc.

Compoziția atmosferei s-a schimbat de-a lungul celor aproximativ 2,5 – 2,8 miliarde de ani de când există, de la o atmosferă primitivă la cea actuală, trecând prin mai multe faze intermediare, în decursul cărora ea și-a schimbat nu numai compoziția chimică, dar și alte caracteristici, precum densitate, grosime, transparență și altele. Atmosfera Pământului are o masă de cca. 4,9 × 1018 kg și este alcătuită în funcție de temperatură din mai multe straturi, partea superioară a fiecărui strat terminându-se cu o zonă de așa numită "pauză". În ordinea altitudinii față de suprafața terestră, straturile atmosferei sunt (Fig. 6.24).

Troposfera măsoară între 0 km deasupra munților înalți și 7 km în zona polară și 17 km la tropice (inclusiv tropopauza). Ea are o grosime medie de ≈11 km (1/600 din raza Pământului). Dacă ne-am închipui un Pământ cu diametrul de 1 m, atunci troposfera ar avea o grosime de numai 0,86 mm. Troposfera constituie aproximativ 90% din masa totală a atmosferei. Aici, în stratul inferior al atmosferei, au loc fenomenele meteorologice. Stratosfera măsoară între 7-17 km până la 50 km (inclusiv stratopauza). Mezosfera ocupă spațiul între 50 și 80 km altitudine (inclusiv mezopauza). Termosfera (numită și ionosferă) se înalță între 80 și 640 km; denumirea de "termo" este legată de creșterea relativ bruscă a temperaturii cu altitudinea, iar cea de "iono" de fenomenul de ionizare a atomilor de oxigen și azot existenți, care astfel devin buni conducători de electricitate și au influență asupra transmisiilor radio. Exosfera se întinde între 500 și 1000 km până la aproximativ 100!000 km, cu o trecere treptată la spațiul interplanetar.

Magnetismul și magnetosfera Pământului

Principala parte a câmpului magnetic al Pământului este generat în nucleu, ca urmare a unui efect, care este cunoscut sub numele de efect de dinam și se produce datorită mișcării în convecție a sarcinilor electrice prezente în structura nucleului exterior al Pământului. Această teorie a dinamului încearcă să descrie procesele, prin care un fluid bun conductor din punct de vedere electric aflat în mișcare de rotație și de convecție poate genera și întreține un asemenea câmp magnetic. Câmpul se extinde spre exterior din nucleu, prin manta și până la suprafața Pământului, unde este, de aproximativ un dipol. Polii dipolului sunt situați în apropierea polilor geografici ai Pământului. Mișcările de convecție din nucleu sunt haotice, ceea ce face ca polii magnetici (în derivă), să își schimbe periodic alinierea. Acest lucru determină variația seculară a principalelor inversări de câmp, la intervale neregulate, în medie, de câteva ori fiecare milion de ani. Cea mai recentă inversare a avut loc în urmă cu aproximativ 700!000 de ani.

Amploarea câmpului magnetic al Pământului în spațiu definește magnetosfera (Fig. 6.25). Ea previne majoritatea particulelor provenind de la Soare, transportate de vânturile solare, să ajungă la suprafața Pământului. Atât Soarele, cât și alte planete au magnetosfere, dar planeta noastră o are pe cea mai puternică dintre toate planetele telurice. Magnetosfera terestră este o structură destul de dinamică și care răspunde dramatic la variațiile solare. Viața pe Pământ s-a dezvoltat și este susținută în continuare de protecția conferită de această magnetosferă variabilă.

Ionii și electronii vântului solar sunt deviați de magnetosferă. Forma magnetosferei terestre este rezultatul direct al vântului solar, care comprimă zona de zi (luminată) a acesteia, cu aproximativ 10

raze terestre, dar extinde magnetosfera pe partea de noapte, sub forma unei cozi lungi. Atunci când aceste particule încărcate electric vin în contact cu magnetosfera terestră, ele nu dispar, ci sunt deviate, pur și simplu, în jurul planetei, formând ceea ce noi numim „centurile de radiații Van Allen”. Existența acestor centuri a fost confirmată pentru prima dată de către J. Van Allen în anul 1958.

În timpul furtunilor magnetice, particulele încărcate electric, sunt deviate din magnetosferă spre exterior, fiind îndreptate de-a lungul liniilor de câmp în ionosfera Pământului. Atomii din atmosferă fiind excitați și ionizați, apare fenomenul aurora polară, vizibilă de obicei în zonele situate între cercurile polare și poli.

LUNA, SATELITUL PĂMÂNTULUI

Generalități

Luna este singurul satelit natural al Pământului. Așa cum ați aflat odată cu călătoria prin sistemul nostru planetar, multe alte planete au, de asemenea, proprii lor sateliți naturali (Fig. 6.26).

Satelitul nostru, cu cei 3!476 km diametru, măsoară aproximativ un sfert de mărimea Pământului și este cel mai apropiat corp ceresc, și că, se află la o distanță de aproximativ 384 500 de kilometri de planeta noastră. De aceea, Luna este singurul corp ceresc, pe care am putut să trimitem astronauți, așa cum am făcut-o prin cele șase misiuni americane Apollo, între anii 1969-1972.

Oamenii din cele mai vechi timpuri au descoperit că Luna este un obiect uimitor și a fost o sursă de speculații cu privire la semnificația petelor luminoase și întunecate de pe suprafața sa.

Grecii antici, au urmărit-o, ajungând să stabilească o serie de adevăruri asupra ei. Astfel, filozoful grec presocratic, Anaxagoras (500-428 î.e.n.) a reușit să explice că, apariția meteorilor și formarea eclipselor de Soare, nu au nimic divin și că provin din cauze naturale, iar Aristotel (384-322 î.e.n.) a dedus forma rotundă a Pământului după forma circulară a umbrei lui pe Lună în timpul eclipselor.

Descoperirea telescopului și folosirea sa de către Galileo în 1610, pentru a observa Luna, a dus la încetarea speculaților, dezvăluind adevărata natură a suprafeței satelitului nostru și odată cu dezvoltarea mijloacelor de cercetare astronomică s-au descifrat mișcările Lunii, formele de relief ale feței ei vizibile, compoziția chimică a solului și unele condiții fizice. Un fapt deosebit, este dimensiunea mare a Lunii; deși alți cinci dintre cei 179 de sateliți naturali din sistemul solar o depășesc în mărime (trei sateliți ai lui Jupiter, unul al lui Saturn și unul al lui Neptun, care au masele aproape dublu celei lunare), prin dimensiunea sa comparată cu aceea a planetei pe care o orbitează, este cel mai mare satelit al sistemului solar. Într-adevăr raportul dintre diametrul Lunii și cel al Pământului este de 1/3,7 în timp ce același raport pentru satelitul cu diametrul cel mai mare, Triton și planeta sa, Neptun, este de 1/10, de aici influența gravitațională deosebită a Lunii asupra Pământului.

Luna este vizibilă pe cerul nopții, adesea și în timpul zilei, iar fazele sale sunt legate de multe evenimente culturale și religioase importante. Luna influențează Pământul prin fenomenul mareelor asupra întinderilor ​​oceanice de pe Pământ și fixează poziția Paștelui în calendarul ortodox și catolic. Împărțirea anului în "luni" (adică luna de zile) este, de asemenea, legată numele satelitului nostru.

Luna este cel mai strălucitor obiect de pe cer după Soare. La faza de Lună Plină magnitudinea ei aparentă, ajunge la -12,7. Luna nu are lumină proprie și reflectă aproximativ 7% din lumina solară incidentă pe suprafața ei, reflexia diferind de la o zonă la altă, în funcție de proprietățile rocilor de pe suprafața ei.

Astronomul privește cu mare atenție suprafața ei, dar o predă spre studiul geologilor, geofizicienilor. Părăsind domeniul astronomiei, Luna intră în primul rând, în acela al geografiei, pentru studiul suprafeței sale prin metode terestre, deschizând un nou capitol, selenografia, alături de cel vechi al geografiei.

Luna, este pentru orice posesor de binoclu sau telescop, primul obiect cosmic asupra căreia se îndreaptă privirea și un lucru rămâne sigur: Luna a fost mult timp o sursă de fascinație pentru noi și va continua să fie pentru aceia dintre noi cărora le place să viseze la asta.

Orbita Lunii

Pe parcursul unei nopți, observând timp de câteva ore coordonatele ecuatoriale ale centrului Lunii, se constată că Luna descrie, în sens direct, în jurul Pământului o orbită al cărei plan intersectează sfera cerească după un cerc mare. Drumul Lunii printre stele rămâne mereu în zona constelațiilor zodiacale. Mișcarea Lunii pe sfera cerească este mult mai rapidă decât mișcarea aparentă a Soarelui, aceasta efectuând ocolul complet al bolții cerești în aproximativ 27 de zile, pe când Soarele îl face în aproximativ 365 de zile. Asta înseamnă că Luna se mișcă de aproape 13 ori mai repede decât Soarele. Mișcarea Lunii este o mișcare reală, fiindcă Luna se rotește efectiv în jurul Pământului. Planul orbitei Lunii formează cu planul eclipticei, în mijlociu, un unghi de 5°9', acest unghi variind într-un interval de ~173 zile, între 5°0' și 5°18'.

Cu siguranță ați observat că în anumite perioade în decursul unii an, calea lunii pe cerului nopții, este uneori la mică înălțime față de orizont, alteori ridicată, aproape deasupra capului ? Motivul pentru aceasta, este legat de mișcarea diurnă a sferei cerești. Așa cum am arătat în Capitolul 2, ecliptica este calea pe care Soarele se deplasează pe bolta cerească, fiind totodată proiecția planului orbitei Pământului în jurul Soarelui. Datorită înclinării axei Pământului, cu 23°,5 față de ecliptică, ecliptica nu rămâne într-o poziție fixă. Astfel, în timpul verii, în emisfera nordică (unde se află țara noastră), ecliptica este la cea mai mare înălțime la miezul zilei. Până la miezul nopții, când Pământul se va fi rotit cu 180°, ecliptica coboară treptat și ajunge cel mai jos față de orizont. În emisfera sudică fenomenul se produce în oglindă.

Datorită înclinației orbitei lunare de 5°, Luna se află uneori deasupra eclipticei și uneori sub aceasta. Astfel, înălțimea Lunii pe cer variază între două extreme. O consecință a celor expuse mai sus, face ca vara, când Luna se află în preajma fazei de Lună Plină, ea să se vadă la înălțime mică față de orizont, în timp ce iarna, la același moment al fazei, ea să atingă înălțimi foarte mari deasupra orizontului, ajungând până aproape de zenitul observatorului.

În figura 6.27 avem sfera cerească, pe care am desenat ecuatorul EcE'c, ecliptica εε' și, LL', orbita Lunii. Intersecția planului orbitei Lunii cu cel al eclipticei este diametrul NN' al sferei cerești și se numește linia nodurilor lunare.

Nodul N se numește nodul ascendent, corespunzător trecerii Lunii în emisfera corespunzătoare polului π al eclipticei, iar nodul N' se numește nodul descendent.

Longitudinea λ = γTN a nodului ascendent nu rămâne constantă în timp, ceea ce înseamnă că linia nodurilor variază în timp.

Pentru a defini poziția planului orbitei lunare pe sfera cerească, este necesar să cunoaștem longitudinea nodului ascendent și înclinarea orbitei pe ecliptică.

Longitudinea nodului ascendent descrește în mod neregulat aproximativ cu 69629'' pe an, în medie. Ca urmare, linia nodurilor nu păstrează o direcție fixă în spațiu, ci retrogradează în planul orbitei sale, cu o mișcare diurnă în longitudine de 191'' (= 69629 ÷ 365), făcând ocolul complet de 360° în 18 ani și 8 luni (= 360 3600 ÷ 69629). Deci, mișcarea mijlocie diurnă a nodului lunar, în longitudine, este de circa 3'11''.

Dacă presupunem înclinarea orbitei lunare constantă și egală cu valoarea mijlocie de 5°9' și ținând seama doar de mișcarea în longitudine a liniei nodurilor lunare, rezultă că axa perpendiculară pe orbita Lunii descrie în jurul axei polilor eclipticei, în sens retrograd, o mișcare conică, neuniformă, în timp de 18 ani și 8 luni. Aceasta este, însă, numai o primă aproximare. Cum avem și variația înclinării orbitei, polul mobil al orbitei lunare nu poate descrie, pe sfera cerească, un cerc mic cu centrul în polul Π al eclipticei, ci o curbă sinusoidală, de o parte și alta a acestui cerc. Prin urmare, axa orbitei lunare execută o mișcare de precesie și nutație, analoage precesiei și nutației terestre.

Mișcarea Lunii în jurul Pământului respectă legile lui Kepler, adică:

– Luna descrie în jurul Pământului o elipsă;

– Mișcarea pe elipsă de face conform legii ariilor.

Mișcarea Lunii este supusă unor mari perturbații, în primul rând și cel mai puternic din partea Soarelui. De aceea teoria Lunii constituie una dintre cele mai grele probleme ale mecanicii cerești.

Mișcarea Lunii în jurul Pământului după o elipsă este supusă legii ariilor doar într-o primă aproximație. În realitate, centrul Lunii se depărtează sensibil de un mobil fictiv, care ar satisface legea ariilor. Numim inegalități lunare, toți termenii corectivi, care trebuie aplicați diferitelor elemente ale mișcării ecliptice și ale mișcării planului orbitei, pentru a obține poziția reală a centrului Lunii în funcție de timp. Aceste inegalități sunt foarte numeroase. Principalele inegalități sunt date în tabelul de mai jos.

Excentricitatea orbitei lunare este e = 0,054 901, adică aproape 1/18, mult mai mare decât cea a Pământului care este 0,016 709, adică aproximativ 1/60. Ca urmare, forma orbitei lunare este mult mai diferită de aceea a unui cerc, decât orbita Pământului.

Axa mare a orbitei lunare se numește linia apsidelor. Extremitatea ei cea mai apropiată de Pământ se numește perigeu, iar extremitatea cea mai depărtată de Pământ se numește apogeu. Perigeul, datorită perturbațiilor gravitaționale, variază între 356!400 km și 370!400 km, valoarea medie fiind de 362!600 km. Apogeul variază și el între 404!000 km și 406!700 km, valoarea medie fiind de 405!400 km. De exemplu, în anul 2018, Luna atinge un perigeu minim la 1 ianuarie, acesta având valoarea de 356!538 km și tot în ianuarie 2018, la data de 15, Luna atinge un apogeu maxim având valoarea de 406!479 km. În același an, Luna trece de 14 ori la perigeu și de 13 ori la apogeu.

Diametrul aparent al Lunii, adică unghiul sub care se vede diametrul lunar de pe Pământ, la distanța mijlocie, este de 31'07'',2, această valoare fiind mai mare din cauza iradiației, astfel că valoarea trebuie redusă la 31'03'',74. Evident că diametrul aparent al Lunii variază în funcție de depărtarea Lunii față de Pământ.

Luna nu este o sferă perfectă, ea fiind un elipsoid. Forma Lunii este foarte apropiată de aceea a unei sfere, având abateri de câțiva kilometri datorită deformărilor cauzate de formele de teren ale suprafeței sale, iar rotația lentă dându-i o turtire mică imperceptibilă (0,00125), raza polară diferind cu mai puțin de 1 km de cea ecuatorială. Datele topografice determinate de Clementine Mission a determinat că elevația relativă medie față de centrul Lunii este de 1737,4 km, adică aproximativ 3/11 (0,2725) din raza medie terestră (6!371 km). Această cotă este considerată nivelul zero. Atât înălțimea cât și adâncimea unei forme de relief lunar, de cele mai multe ori, se raportează la nivelul din imediata vecinătate. Raza ecuatorială a Lunii este de 1738,14 km iar raza polară este de 1735,97 km.

Se deduce că suprafața Lunii este 1/13,46 din aceea a Pământului, iar volumul este egal cu 1/49,38 (0,020 254) din acela al Pământului, ceea ce înseamnă 21 958 × 106 km3.

Masa Lunii este de 1/81,301 (0,012 277) din aceea a Pământului, adică 7,347 × 1022 kg. Densitatea Lunii este de 0,606 din cea a Pământului, adică în valoare de 3,342 g/cm3.

Intensitatea greutății la ecuatorul lunar este de 0,1653 din intensitatea greutății la ecuatorul terestru, cu alte cuvinte atracția gravitațională pe Lună, este de aproape 6 ori mai mică decât pe Pământ. Valoarea gravitației pe Lună este de 1,622 m/s2. Un om de 72 kg ar cântări pe Lună numai 12 kg.

MIȘCĂRILE LUNII

Rotația și revoluțiile Lunii

Pe măsură ce Luna se învârte în jurul Pământului, ea se rotește și în jurul axei sale, cu o perioadă egală cu cea a orbitală. Deoarece Luna păstrează aceeași față întoarsă spre Pământ, mulți oameni pot crede că ea nu se rotește. De fapt, dacă Luna nu s-ar roti, am vedea întreaga suprafață a Lunii în fiecare lună. Figura 6.28, arată ce am vedea dacă Luna nu s-ar rotii și ceea ce vedem, care este de fapt ca o consecință a rotației Lunii în jurul axei. O planetă sau un satelit, care are o perioadă de rotație egală cu perioada orbitală se spune că are rotație sincronă. Ca și Luna, mulți alți sateliți ai sistemului solar, de exemplu cei patru sateliți galileeni sau primi opt sateliți mai ai lui Saturn, se rotesc sincron. Explicația pentru rotațiile sincrone ale lunii și a altor sateliți se găsește în interacțiunile mareice, pe care le au cu planeta, pe care o orbitează.

Datorită acestui fapt, Luna îndreaptă spre Pământ necontenit aceeași față. Cu alte cuvinte, Luna descrie în jurul axei sale, un unghi de 360° într-un timp egal cu durata revoluției siderale, de 27,32 zile. Rotația Lunii și revoluția sinodică determină durata zilei și nopții selenare. Din combinarea acestor două perioade, un punct de pe Lună este luminat de Soare aproximativ 14,5 zile și se află în întuneric alte 14,5 zile.

Un locuitor ipotetic situat pe Lună, ar vedea consecințele rotației sincrone a satelitului nostru, care diferă esențial față de cele ce se văd de pe Pământ. El ar vedea că Pământul se va deplasa printre stele aproximativ o dată pe zi (lunară) și că planeta noastră trece prin același ciclu de faze pe care le vedem noi la Lună, Pământul rămânând aproape în același loc pe cer. Dacă locuitorul lunar ar fi situat în ceea ce noi numim centrul discului vizibil al Lunii, planeta noastră, ar fi mereu aproape de zenitul lui, în contrast cu deplasarea lentă a Pământului, aflat mereu în apropierea orizontului lunar, observabilă în situația în care ipoteticul locuitor selenar, s-ar poziționa undeva la limita dintre emisfera vizibilă și cea invizibilă a Lunii (pentru noi pământenii). Dincolo de această limită, Pământul nu se vede niciodată pe cerul mereu senin al Lunii.

În mișcarea Lunii se disting mai multe durate de timp remarcabile.

– Revoluția tropică, este intervalul de timp în care longitudinea mijlocie a Lunii, socotită de la echinocțiul variabil (punctul vernal) crește cu 360°. Durata ei este:

27z 07h 43m 04s,7 = 27,321 582 zile mijlocii

Mișcarea mijlocie tropică a Lunii, într-o zi, este de 13°10'35'',03 = 13°,176 397.

– Revoluția siderală este intervalul de timp în care longitudinea mijlocie a Lunii, socotită de la o stea fixă, crește cu 360° sau valoarea mijlocie a intervalului de timp dintre două conjuncții consecutive ale Lunii cu aceeași stea. Durata ei este:

27z 07h 43m 11s,5 = 27,321 661 zile mijlocii

– Revoluția sinodică se mai numește și lunație și este valoarea mijlocie a intervalului de timp scurs între două conjuncții consecutive ale Lunii cu Soarele sau între două faze consecutive de același nume. Durata ei este:

29z 12h 44m 2s,8 = 29,530 588 zile mijlocii

– Revoluția anomalistică este valoarea mijlocie a intervalului de timp care se scurge între două treceri consecutive ale Lunii la perigeu. Durata ei este:

27z13h 18m 33s,1 = 27,554 550 zile mijlocii

– Revoluția draconitică este valoarea mijlocie a intervalului de timp care se scurge între două treceri consecutive ale Lunii prin nodul său ascendent. Durata ei este:

27z 05h 05m 35s,8 = 27,212 220 zile mijlocii.

După cum se observă, revoluția siderală este mai lungă decât revoluția tropică cu aproape 7 secunde. Precesia echinocțiilor face ca revoluția tropică să aibă o durată mai mică decât revoluția siderală. Diferența dintre ele este egală cu timpul necesar în care Luna trebuie să parcurgă arcul de 50'',2/13 = 3'',861, cu care s-a deplasat punctul vernal în timpul unei revoluții a Lunii, aceasta făcând cam 13 revoluții siderale pe an.

LIBRAȚIILE LUNII

Axa de rotație a Lunii este înclinată cu 88°28'38'' pe planul eclipticei. Înclinarea ei pe planul orbitei lunare variază între 83°11' și 83°29', planul ecuatorului lunar trecând în mod constant prin linia nodurilor lunare. Totodată, din cauză că mișcarea eliptică a Lunii este afectată de mari perturbații și din cauză că axa ei de rotație nu este perfect perpendiculară pe planul orbitei sale, Luna este supusă unei mișcări de balansare în jurul unei poziții mijlocii, mișcare cunoscută sub numele de librație aparentă a Lunii în longitudine și latitudine, datorită căreia partea din Lună, vizibilă de pe Pământ este mai mare decât jumătate.

Prin denumirea de librație lunară, se înțelege o mică mișcare de balansare (în sensul fizic) a satelitului nostru. Altfel spus, fața Lunii pare să se miște ușor pe direcția sus-jos și dintr-o parte în alte, pe direcția est-vest. Este vorba de un fel de oscilații aparente, care ne permit sa vedem ceva mai mult decât jumătate din suprafața Lunii. După cum urmează, se produc următoarele librații:

Librația în longitudine se produce datorită faptului că orbita Lunii nu are forma unui cerc, ci este o elipsă excentrică și, în conformitate cu legea a doua a lui Kepler (legea ariilor), Luna nu se mișcă uniform pe orbită, în timp ce mișcarea sa de rotație axială rămâne constantă. De aceea, la anumite momente, rotația va fi defazată în raport cu revoluția, iar Luna ne permite să vedem zone de din suprafața sa (în mod normal) invizibilă de pe Pământ. Alteori, rotația axială se va afla în urma revoluției și Luna, din nou, va prezenta o altă suprafață din cea a zonei invizibile (Fig. 6.29). Din această cauză, Luna va tinde să ne arate când pe o parte (la est), când pe altă parte (la vest) mai mult decât jumătatea cunoscută nouă (aproximativ 59%). Având în vedere faptul că aceste zone de suprafață, care devin vizibile, apar aproape de planul ecliptic în care se măsoară longitudinea, ele se numesc librații în longitudine. Datorită acestora, Luna pare a oscila spre est sau spre vest.

Librația în latitudine are loc datorită faptului că axa de rotație a Lunii are o înclinare de 1°32' față de normala la planul orbitei. Din această cauză, Luna va tinde să prezinte observatorului terestru și o parte din suprafața invizibilă, dar, de data aceasta, zonele de suprafață sunt situate în vecinătatea polilor. Din această cauză, fenomenul poartă numele de librație în latitudine. În acest caz observatorul terestru va constata că Luna pare a avea o mișcare de oscilație în jurul dreptei est-vest (Fig. 6.30).

Librația diurnă este o altă categorie de librație care rezultă din faptul că distanța Pământ-Lună, la scară cosmică, este destul de mică și în consecință, din puncte diferite de pe suprafața globului pământesc se pot vedea arii diferite de pe Lună.

Astfel, în timpul unei nopți, din cauza rotației axiale a Pământului, observatorul terestru vede Luna la momente diferite ca și cum ar vedea-o mai mulți observatori în același timp dar din puncte situate în poziții diferite pe suprafața terestră. Deoarece cauza acestui fenomen este mișcarea diurnă, s-a adoptat și denumirea de librație diurnă. Figura 6.31, arată faptul că dacă Pământul se rotește de la vest spre est, după un timp oarecare A ajunge în B, iar suprafața vizibilă a Lunii, este alta acum decât cu câteva ore.

Modul în care se combină aceste mișcări separate este complicat; În consecință, librațiile diferă cu fiecare lunație.

Pozițiile Luni în raport cu Pământul

În figura 6.32, avem sfera cerească, ecliptica și orbita Lunii. Notăm cu S poziția Soarelui la un moment dat și cu L1 poziția Lunii la același moment. Distanța unghiulară a acelor două corpuri cerești este unghiul STL1, măsurat de arcul SL1. Pe imagine avem punctul vernal γ, față de care avem măsurate longitudinile Soarelui γS și Lunii γL'1.

Din cauza valorii mici a înclinării orbitei lunare pe ecliptică, arcele SL1 și SL'1 diferă foarte puțin, astfel încât se poate scrie SL1 = SL'1. Ca urmare:

STL1 = SL'1 = γL'1 – γS

ceea ce arată că distanța unghiulară dintre Soare și Lună este egală cu diferența longitudinilor lor.

Spunem că Luna și Soarele sunt în conjuncție în raport cu Pământul, când toate aceste trei corpuri sunt în linie dreaptă, iar Luna și Soarele se găsesc de aceeași parte a Pământului. Diferența longitudinilor Soarelui și Lunii este de 0°. Spunem că Luna și Soarele sunt în opoziție, când cele trei corpuri cerești sunt în linie dreaptă, iar Soarele și Luna se găsesc de o parte și alta a Pământului. În acest caz diferența longitudinilor Soarelui și Lunii este de 180°.

Luna se află la pătrar atunci când diferența longitudinilor Lună și Soare este de 90° sau 270°. Prin urmare, avem două astfel de poziții ale pătrarului.

Fazele Lunii

Deoarece Luna nu are lumină proprie, observatorul aflat pe Pământ vede din Lună doar partea luminată de Soare. Rotindu-se în jurul Pământului, Luna poate ocupa, în raport cu direcția Soarelui, toate pozițiile. Din acest motiv, partea luminată prezintă un aspect continuu variabil și această variație de luminare constituie fenomenul fazelor Lunii.

Fenomenul fazelor este periodic și perioada este egală cu durata revoluției sinodice a Lunii, adică ceea ce am numit lunație.

În figura xxx, avem principalele poziții ale Lunii în raport cu Soarele. În mijloc se află Pământul, notat cu T, iar Soarele se află în partea dreaptă a imaginii, reprezentat prin razele solare. Soarele se află la o distanță de aproximativ 149!598!000 km depărtare de Pământ, iar Luna la aproximativ 384!500 km, deci de aproape 400 de ori mai aproape de Pământ. Din acest motiv, unghiul Soare, Pământ, Lună este foarte mic, astfel încât putem considera razele Soarelui paralele, și paralele cu dreapta Soare-Pământ, în toate pozițiile Lunii de pe imagine.

Atunci când Luna este în conjuncție cu Soarele, faza se numește Lună nouă. În acest moment Luna se află deasupra orizontului ziua, odată cu Soarele, ea fiind invizibilă datorită apropierii de astrul zilei. Practic Luna este invizibilă pentru 2-3 zile înainte și după conjuncție. Începând din acest moment, Luna începe să ia forma unui corn sau al unei seceri subțiri, care crește continuu cu timpul. Extremitățile secerii sunt tot timpul orientate spre Est (spre stânga), adică de partea opusă Soarelui. În timpul acestei faze, Luna trece la meridian între orele 12 și 18.

În momentul cuadraturii începe faza numită Primul pătrar. Forma Lunii este aceea a unei jumătăți de disc în momentul cuadraturii. Jumătatea din disc luminată, este orientată spre dreapta, îndreptată spre Soare. Începând din acest moment partea luminată crește continuu, luând forma unei lentile biconvexe, cu marginea circulară îndreptată spre Soare, adică spre Vest. În timpul acestei faze, Luna trece la meridian între orele 18 și 24.

În momentul opoziției avem faza numită Lună plină. În această fază, Luna este luminată pe toată fața sa îndreptată spre Pământ, de către Soare. După acest moment, partea luminată începe să scadă, Luna luând forma unei lentile biconvexe cu marginea circulară îndreptată tot spre Soare, dar spre Est. În această fază Luna trece la meridian între orele 0 și 6.

În momentul când Luna ajunge din nou la cuadratură avem faza numită Ultimul pătrar. Acum Luna are iarăși forma unei jumătăți de disc, cu partea circulară îndreptată spre Est. Din acest moment partea luminată a Lunii începe să scadă, luând forma unei secere cu extremitățile îndreptate spre Vest. În timpul acestei faze Luna trece la meridian între orele 6 și 12.

După ultimul pătrar urmează faza de Lună nouă și ciclul se repetă. Fiecare dintre cele 4 faze prezentate durează puțin peste 7 zile. Întregul ciclu al fazelor durează un timp egal cu revoluția sinodică, adică, în mijlociu, 29,530 588 zile mijlocii.

Fazele Lunii se explică la fel ca și fazele planetelor, prin noțiunile de cerc de iluminație și cerc de vedere. Pe figura 6.33, am presupus că orbita Lunii se află în același plan cu orbita Pământului, notat cu T, acesta aflându-se în centrul orbitei lunare. În figură, avem 8 poziții ale Lunii. Cele care sunt unite printr-un arc de cer (mai apropiate de Pământ), ne arată cercul de iluminație și conectate la acestea, sunt cercurile de vizibilitate corespunzătoare (adică imaginea Lunii așa cum o vedem de pe Pământ).

Strălucirea Lunii descrește foarte repede cu faza. Luna Plină luminează 1 cm2 din suprafața Pământului ca și o lumânare aflată la distanța de 2 m, adică 0,25 lux. Această strălucire este de aproape 400!000 de ori mai slabă decât aceea a Soarelui, a cărui magnitudine de -26,71, este cea mai mare dintre toate corpurile cerești. Pe de altă parte, Luna luminează de 40 de ori mai mult decât toate stelele la un loc. Magnitudinea vizuală a Lunii pline, la distanța mijlocie este de -12,7.

Lumina Lunii este, de fapt, lumina solară reflectată de suprafața luminată a Lunii. Câteva zile înainte de Luna nouă putem zări Luna spre Est, înainte de răsăritul Soarelui. Câteva zile după Luna nouă putem zări Luna spre Vest, după apusul Soarelui. În aceste câteva zile vom observa, atât partea luminată, ca o seceră subțire, dar și partea obscură, foarte slab luminată și cu un diametru ce pare mai mic decât acela al părții luminate. Această lumină slabă, aflată pe partea care nu este direct luminată de Soare, este lumina cenușie (Fig. 6.34).

Să vedem cum se explică această lumină cenușie, pe care o vedem doar în apropierea fazei de Lună nouă. Pentru un observator aflat pe Lună, Pământul prezintă aceleași faze ca și Luna pentru observatorul terestru. Fazele Pământului sunt, însă, decalate cu două săptămâni față de cele ale Lunii. Când avem Lună nouă, un observator aflat pe Lună ar vedea un Pământ plin. Pământul Plin, luminează și el, tot prin reflexie, suprafața Lunii, așa cum Luna plină luminează nopțile terestre. Așa se face că partea neluminată de Soare a Lunii este luminată de lumina reflectată de Pământul plin. Din acest motiv noi vedem slab luminată și partea de Lună neluminată direct de Soare. Se poate afirma deci, că lumina cenușie este lumina solară reflectată de două ori, prima dată de către Pământ spre Lună și a doua oară de către Lună spre Pământ.

Strălucirea luminii cenușii, când Luna se prezintă sub forma unei seceri subțiri, este de aproape 11!000 de ori mai slabă decât aceea a lunii pline.

Prin studiul fotometric al luminii cenușii s-au putut determina proprietățile fotometrice ale Pământului. Astfel, s-a aflat că albedoul mijlociu al Pământului este de 0,39, adică de 5,3 ori mai mare decât cel al Lunii. Albedoul Pământului nu este constant, el variază cu anotimpurile și cu starea atmosferei, luând valori între 0,31 în august și 0,43 în martie.

Strălucirea Lunii variază în funcție de fiecare fază. Măsurătorile arată, că strălucirea Lunii la Primul Pătrar, reprezintă aproximativ 9% din Luna Plină, în timp ce la al doilea octant, strălucirea este de aproximativ 30% cea a Lunii pline. Privind Luna prin telescop, este ușor de constatat că suprafața selenară prezintă o scădere a strălucirii în zona din imediata apropiere a terminatorului, datorită unghiului mic al razelor soarelui care luminează această regiune. După cum puteți constata din figura 6.29, ori de câte ori vedem o altă fază decât Luna Plină, o parte din lumina soarelui cade pe partea invizibilă. Pe parcursul fiecărui ciclu de faze lunare, toate părțile globului lunar, primesc cantități egale de lumină solară.

Termeni folosiți la observarea Lunii

Marginea exterioară a discului Lunii este numită limb. Porțiunea luminată a Lunii reprezintă faza Lunii și aici este ziuă. Porțiunea întunecată este partea de noapte. Limita care separă partea luminată de Soare și cea întunecată se numește terminator (6.35). Acesta este cel mai bun loc pentru a vedea detalii pe Lună, pentru că în imediata apropiere a lui, umbrele sunt cele mai lungi (Fig. 6.36).

RELIEFUL LUNII

Privită cu ochiul liber, Luna plină prezintă pe suprafața ei vizibilă regiuni întinse de culoare cenușie închisă, care ocupă aproximativ 40% din suprafața Lunii. Când Galilei a îndreptat modesta sa lunetă spre satelitul nostru, el a descoperit că Luna nu e un corp plat, putând observa contururile acestor regiuni, pe care le confundă cu mari întinderi de apă și le numește mări (maria în italiană) în opoziție cu regiunile strălucitoare, considerate continente (terra) și demonstrează că suprafața Lunii este accidentată având munți, că regiunile mai întinse sunt relativ netede, în timp ce regiunile mai strălucitoare conțin depresiuni circulare de toate dimensiunile înconjurate de lanțuri de munți.

Odată ce în marile observatoare ale lumii au fost instalate telescoape tot mai mari, a fost cu putință studierea amănunțită a suprafeței selenare, efectuându-se măsurări de înălțimi, depresiuni, poziții pe suprafața Lunii.

La mijlocul secolului al XVII-lea, astronomul italian Giovanni Battista Riccioli împreună cu părintele Francesco Grimaldi, studiind relieful accidentat al Lunii, au început să realizeze primele hărți ale Lunii, atribuind acestor forme de relief, nume după cele ale personalităților vremii, nume care stau la baza nomenclaturii caracteristicilor lunare utilizate și în prezent.

– Mările au primit nume imaginare (generice) de exemplu: Mare Frigoris – Marea Frigului, Mare Serenitatis – Marea Seninătății, Oceanus Procellarum – Oceanul Furtunilor etc.;

– Munților li s-au atribuit nume identice cu cele ale munților de pe Pământ, cum ar fi: Munții Carpați, Apenini, Caucaz etc.;

– Craterele au fost denumite după nume de personalități și oameni de știință din toate domeniile: astronomi, fizicieni, romancieri, astronauți, filozofi etc.

Deschiderea erei cosmice, a dus la o adevărată avalanșă de cercetări ale Lunii. La sfârșitul anilor 1950 navele cosmice rusești Luna 1, 2 și 3 au ajuns în spațiul lunar, ultima obținând primele fotografii ale feței invizibile. Imaginile fotografice obținute în cadrul programelor americane Ranger, Surveyor, Lunar Orbiter și Apolîo, ca și în cele sovietice Luna și Zond, au completat cunoașterea întregii suprafețe selenare. Misiunile Apollo și Lunohod au permis studiul la fața locului a formelor accidentate de relief lunar, despre care vom discuta și noi în continuare.

Mările de pe Lună reprezintă întinderi vaste, solide în sine, care s-au format acum 3-4 miliarde de ani, la momente diferite, când Luna se afla în procesul de răcire și era încă activă din punct de vedere vulcanic. Aceste zone apar vederii ca având nuanțe predominante de gri (Fig. 6.38). Totuși, la o examinare mai atentă, ele au deseori mai multe nuanțe de culoare, de la albastru argintiu la alb crem. Mările lunare sunt lipsite de apă; De fapt, sunt depresiuni (vechi bazine de impact, umplute cu lavă solidificată) de formă circulară sau neregulată, de câteva sute de kilometri în diametru (600 km în medie), (Fig. 6.39). Ele au adâncimi de până la 2-3 kilometri sub nivelul mediu al regiunilor înconjurătoare și suprafața lor aparent netedă, prezintă pe alocuri cratere, dealuri, coline și alte forme de mici dimensiuni.

Pe fața care este îndreptată spre Pământ se pot număra 12 mari bazine marine. Mările sunt împărțite în două categorii: mări rotunde și mări neregulate. Din prima categorie, putem mentiona: Mare Crisium (59,1° E, 16,2° N), Mare Serenitatis (18,4° E, 27,3° N), Mare Imbrium (14,9° W, 34,7° N) etc. Din categoria mărilor neregulate fac parte: Oceanus Procellarum (56,7° W, 20,7° N), Mare Tranquillitatis (30,8° E, 8,3° N), Mare Frigoris (0° W, 57,6°N) etc. Pe alocuri, zonele marginale ale mărilor au primit și ele denumiri de formațiuni geografice precum: Palus (Mlaștină), Lacus (Lac) și Sinus (Golf). Dorim să reamintim, că toate aceste formațiuni mai sus menționate, nu au nimic în comun cu întinderile cu apă. Ele sunt compuse din bazalt. Albedoul regiunilor marine, variază între 0,07 și 0,11.

Zonele înalte de pe Lună

În descrierea inițială a Lunii, văzută prin telescop, Galileo Galilei, fără a-și asuma corespondența cu caracteristicile similare de pe Pământ, a observat contrastul dintre "pământurile" strălucitoare ale Lunii și "mările" întunecate ale Lunii. Astronomul și cartograful olandez, Michael Florent van Langren (cunoscut sub numele Langrenus) a adoptat numele latine "terra" și "mare" în nomenclatura de pe renumita sa hartă. Deși Hevelius, la întocmirea hărților lui, nu a folosit termenul "Terra", acesta a fost reintrodus (dar cu nume diferite) de astronomul italian Giovanni Battista Riccioli (1589-1671).

Zonele înalte ale Lunii sunt zone foarte accidentate datorită craterelor, denivelărilor abrupte, șanțurilor și munților. În fazele lunare, altele decât cea Lunii Pline, aceste zone oferă un puternic contrast între zonele scăldate de lumina Soarelui și umbrele ce se combină armonios pentru a dezvălui detalii fascinante, care sunt imediat vizibile și care se schimbă continuu de-a lungul orelor și zilelor.

Deși ele apar pe hărțile vechi (nu și în prezent), numele lor este sunt interesante și ușor de reținut (Fig. 6.40). Relieful înalt, ocupă aproape 75% din întreaga suprafață a Lunii (60% din fața vizibilă). Aceste regiuni înalte, considerate podișuri montane conțin mult mai multe cratere mari, bine conturate decât cele aflate pe întinderile marilor și sunt totodată cele mai vechi structuri de pe suprafața selenară. Rocile au fost datate cu vârste cuprinse între 4,1 și 4,6 miliarde ani (în mostrele aduse de misiunea Apollo 16 care a aselenizat în zona munotoasă a creterului Descrates). Albedo mediu a acestor suprafețe este de aproximativ 0,12, ceea ce le face de două ori mai strălucitoare decât zonele mărilor.

Pe fața invizibilă a Lunii, zonele înalte "terrae", ocupă o suprafață de circa 98%, în timp ce mările "maria", mai puțin de 2%.

Munții de pe Lună.

Pentru a descrie munții și vârfurile muntoase, care acoperă suprafața Lunii, UAI folosește mai multe cuvinte latine:

– Montes (Munții) – caracterizează munții (lanțuri muntoase);

– Mons (Munte) – caracterizează culmile izolate;

– Promontorium – caracterizează promontoriul sau cap;

– Rupes – caracterizează ruptura de teren (povârniș).

Tot din această categorie fac parte dorsa – dealuri, care pe alocuri au lungimi de sute de kilometri care se pot vedea cu precădere pe întinderile plate ale mărilor și domurile – asemănătoare unor cupole, care dau impresia de a fi structuri muntoase și care pot fi asociate cu procesele vulcanice sau procesele tectonice.

Unele vârfuri izolate sau lanțuri muntoase înalte, pot fi parte din meterezele bazinelor de impact, fie sunt rezultatul scurgerilor de magmă din aceste bazine. Munții în formă de inel, înconjurați de mare, indică existența unor resturi de ziduri ale craterelor scufundate (înecate) în magma bazinelor marine. În unele cazuri, există structuri montane, care au fost create de prăbușiri tectonice, în special vârfurile centrale ale craterelor. Unele pot avea un munte de origine vulcanică, dar acestea sunt rare.

Există 18 lanțuri de munți pe partea vizibilă a Lunii. Munții sunt adesea extrem de subțiri și înalți, în unele cazuri atingând o altitudine mai mare de 6!000 m deasupra câmpiilor de la baza lor. Înălțimea munților lunari este, fără îndoială, datorată, cel puțin parțial, gravitației scăzute a Lunii și a faptului că nu a existat nicio eroziune generată de prezența aerului și a apei.

Înălțimea unui munte lunar se poate determina din lungimea umbrei sale, când razele soarelui îl luminează oblic. Pentru aceasta, veți avea nevoie să cunoașteți dimensiunea imaginii (secunde de arc pe milimetru sau pixeli pe milimetru) dacă faceți măsurători direct pe imagine. La fel de bine, se pot face măsurători precise (în milimetrii), dacă se fac măsurători pe imaginea Lunii printată la scară mare. De asemenea, va trebui să cunoașteți data și ora imaginii, astfel încât să puteți căuta datele necesare în Efemeride Astronomice, fără de care nu puteți efectua calculul.

Lungimea aparentă a umbrei L' (Fig. 6.42. a), este apoi exprimată ca fracțiune a semidiametrului Lunii, în aceleași unități (secunde de arc). Această nouă cantitate este s. De exemplu, dacă semidiametrul Lunii în momentul observației (acesta poate fi găsit într-o efemeridă, cum ar fi Efemeride Astronomice) a fost de 1 000", iar valoarea măsurată a umbrei a fost de 3", atunci valoarea s = 0,003.

Odată cu măsurarea efectuată, puteți continua să calculați înălțimea caracteristicilor lunare relative la sol, pe care umbra cade, folosind patru ecuații. Veți avea nevoie de mai multe valori dintr-o efemeridă și dintr-un atlas lunar (de latitudini și longitudini lunare). Voi lista acum toți termenii de care aveți nevoie în ecuații:

s = lungimea umbrei / semidiametrului Lunii

LU = longitudinea vârfului umbrei

bU = latitudinea vârfului umbrei

C = colongitudinea Soarelui

bS = latitudinea selenografică Soarelui

l = longitudinea selenografică Pământului

b = latitudinea selenografică Pământului

X, distanța dintre centrul aparent al discului Lunii și punctul aflat pe suprafața Lunii, care are Soarele la zenit, poate fi găsit din:

Lungimea aparentă a umbrei trebuie apoi corectată pentru unghiul pe care, Soarele îl face spre est sau spre vest, față planul perpendicular (direcția de vizare de pe Pământ) pe vârful muntelui, obținând:

unde S este lungimea de umbrei exprimată ca o fracțiune a semidiametrului Lunii. Altitudinea, A, a Soarelui (măsurată în grade), după cum se vede din vârful umbrei ce se întinde pe suprafața Lunii (Fig. 6.42. b), se găsește din:

La final obținem înălțimea H, a vârfului, exprimată ca fracție zecimală a semidiametrului Lunii:

Multiplicați acum valoarea obținută H, cu 1 738 000 și aveți înălțimea vârfului muntelui exprimată în metri.

Folosind o imagine a Lunii realizată de la Balint Forro-Eugen din Arad, la 22 iunie 2017, 22:00 UT, am efectuat măsurătorile necesare pentru a determina înălțimea muntelui central de pe platoul craterului Theophilus. Am extras datele necesare din Efemeride Astronomice 2017 și am uzat de softul Virtual Moon 6 PRO, pentru a determina longitudinea și latitudinea selenografică a fârfului umbrei.

Aplicând cele patru ecuații de mai sus, am obținut înălțimea H = 2!229 m. Comparând cu valoarea înscrisă pe planșa 78 de la adresa http://www.lpi.usra.edu/resources/mapcatalog/LAC/lac78/, am constatat că valoarea obținută diferă cu doar 9 metri; Pe hartă fiind dată cota de 2!220 m (Fig. 6.43).

Alte metode de determinare a înălțimii formațiunilor lunare și explicații privind proceduri de reducere diferite, pot fi găsite în Observer's guide to astronomy, editat de Patrick Martinez, 1994.

În cazul lui Theophilus, muntele din interior se înalță la 2!220 metri față de platoul înconjurător. Pe Pământ, înălțimile munților sunt măsurate față de nivelul mării. În cazul Lunii aceste înălțimi se raportează la zona de la baza muntelui.

Am arătat mai devreme, că majoritatea craterelor s-au format ca urmare a impactului meteoric, dar o bună parte dintre ele pot avea o origine vulcanică. Doar un mic procent din cratere sunt în prezent, certificate de origine vulcanică. Domurile, care se găsesc în majoritatea cazurilor în interiorul craterelor, lasă impresia că ele sunt de fapt munți vulcanici. De cele mai multe ori, de la baza lor se pot vedea albii lungi și subțiri, dovadă ca în trecutul îndepărtat al Lunii, ele erau active, lăsând ca magma fierbinte să erupă la suprafață.

Craterele de pe Lună

A doua caracteristică majoră de pe suprafața Lunii sunt craterele. Ele variază în funcție de mărime, de la cele microscopice, la gropi mici și până la cratere uriașe, care depășesc 500 de kilometri în diametru (Fig. 6.44). Exceptând câteva cazuri, toate craterele au formă circulară și sunt rezultatul impactului meteoroizilor. Aceștia explodează la impactul cu solul lunar și sunt vaporizați instantaneu. Materialul de rocă, dislocat de explozie, este aruncat în sus, apoi se împrăștie pe o mare suprafață, ca resturi.

Zona din jurul craterelor, conține roci zdrobite și topite, numite ejecta, împrăștiate de impact (Fig. 6.45.a). Unele din aceste materiale pot ateriza în aglomerări mari și formează munți mici, în timp ce bolovanii mai mari, pot ateriza la o distanță de cel mult cinci ori raza craterului central și pot crea la rândul lor, cratere secundare, ce au dimensiuni egale cu 5-10% din raza craterului. Craterele secundare se întâlnesc adesea în aglomerări (relativ la suprafața pe care sunt formate) sau aliniate în adevărate lanțuri de cratere, de jur împrejurul craterelor de impact (Fig. 6.45.b).

Literatura clasică face distincție între mai multe depresiuni, mai mult sau mai puțin circulare, în funcție de mărimea lor, folosindu-se termeni precum: bazin de crater, circ, excavație etc.  Astăzi acești termeni sunt un pic depășiți și toți s-au adunat sub numele generic de crater. Numai termeni precum, circ și bazin, sunt folosite încă, pentru a caracteriza cratere cu diametre mai mari de 100 și respectiv, 300 km.

Cele mai frecvente, pe aproape toată suprafața Lunii, sunt depresiunile circulare, înconjurate de ziduri muntoase înalte (Fig. 6.45.a. sus). În raport cu nivelul de referință zero al Lunii, platourile craterelor se află cu mult sub nivelul 0, coborând în medie cu până la 2-3 km și putând ajunge până la aproape 8 km în cazul craterului Newton. Craterele pot avea o formă conică, circulară, cu pereții marginali nu foarte înalți, ce au fundurile plate (de aici termenul platouri), cu un vârf muntos sau dealuri în centrul lor. Aceste vârfuri apar deoarece, impactul comprimă platoul craterului atât de mult (topind solul), încât după aceea, depresiunea revine în sus, creând un vârf muntos. Materialul din vârfuri poate proveni de la câțiva kilometri de sub platoul al craterului. Pereții lor, pot fi pante line sau adevărate terase gigante (Fig. 6.45.a. jos). Ele pot fi de origine vulcanică sau formate după un impact sau chiar o combinație a celor două. Probele de rocă colectate de astronauții misiunii Apollo 16, au arătat că platourile din interiorul craterelor, erau de fapt compuse din stânci pulverizate, nonvulcanice.

Forma craterelor depinde de dimensiunea, masa, viteza și unghiul de impact al meteoroidului care a lovit Luna. Obiectele mici și cu viteze reduse, au un impact energetic scăzut și produc cratere mici, cu diametre mai mici de 10 km, în timp ce meteoroizii de mari dimensiuni, cu viteze foarte mari, eliberează multă energie și formează cratere mari și complexe.

Craterele au forme relativ simple, semănând uneori cu un castron (Fig. 6.46.a)și sunt adesea parțial umplute cu ejecta din impacturile ulterioare. Uneori craterele sunt complet șterse de impacturile ulterioare sau acoperite de magmă (Fig. 6.46.b). Craterele puțin mai mari nu au putut menține o formă de castron, deoarece peretele craterului este atât de abrupt, încât s-a prăbușit spre interior, producând un perete cioplit care înconjoară o depresiune plată. Craterele mai mari au adesea pereți interiori terasați, urmare a faptului că blocurile imense de rocă, care formau pereții, s-au prăbușit formând asemenea unei scări, o terasă. Craterele complexe și mai vechi, au adesea marginile rotunjite, arătând faptul că au fost treptat afectate de trecerea timpului (ne referim aici sute de mii și milioane de ani). Pereții craterelor de pe marginea bazinelor mărilor sunt deseori erodați de fluxurile de lavă.

Cele mai mici cratere, de dimensiuni microscopice, au fost găsite în rocile aduse pe Pământ de misiunile Apollo. Cel mai mare crater circular este Schrödinger, care măsoară 312 km în diametru și este situat în apropierea Polului sud Lunar. Exista însă, pe fața invizibilă a Lunii, bazine circulare, urme ale unor impacturi majore, care au diametre de peste 500 de km, cazul craterului Apollo (151°,5 W, 35°,7 S) sau cazul craterului Hertzsprung (128°,7 W, 1°,4 N). Tabelul 6.2 dă cele mai mari 10 cratere lunare.

În peste o sută de cazuri, din craterele de impact, materialul împrăștiat pe suprafața Lunii se extinde la sute de kilometri sub formă de raze. Aceste linii strălucitoare, pornesc aproape exclusiv din cratere. Nu au fost puse în evidență întreruperi ale razelor, care se întind peste mări, dealuri sau văi (sau crăpături ale scoarței). Ele nu aruncă umbre, ceea ce dovedește că ele se află la același nivel cu solul peste care au fost practic pulverizate. Razele sunt evidente în timpul Lunii pline și devin invizibile, atunci când Soarele este la un unghi mai mic de 45°. Ele sunt ușor de văzut în figura 6.47.

Razele care pleacă din cratere, sunt depozite prăfoase, ce formează strat subțire din materiale pulverulente și reflectorizante, în a căror constituție întră aproximativ 50% sticlă; Sticla fiind rezultatul topirii rocilor la momentul impactului meteoric. Un caz aparte pe Lună, îl putem observa cu ajutorul telescopului, în zona craterului Aristarchus (23,7° N, 47,4 W), care reflectă aproximativ 35% până la 40% din lumina soarelui, de șase ori mai mult decât suprafețele de culoare închisă ale mărilor (Fig. 6.48).

De-a lungul timpului, razele au devenit mai estompate, din cauza bombardamentului cu micrometeoriți și a particulelor din vântul solar. Craterele care au cele mai vizibile raze, se numără printre cele mai tinere cratere de pe Lună. Cea mai evidentă astfel de formațiune, pleacă din craterul Tycho, care s-a format cu aproximativ 100 de milioane de ani în urmă și ale cărui raze, se întind până aproape de limbul de nord-vest.

Pe lângă formele de relief amintite mai sus, pe suprafața Lunii se mai întâlnesc următoarele (figura 6.49):

– Valis: caracterizează văile, care sunt fisuri foarte lungi și late, care au adâncimi considerabile în solul lunar;

– Catenae: descrie o zonă în care exista un "lanț de cratere";

– Rima:

SEISMOLOGIA LUNARĂ ȘI INTERIORUL LUNII

Așa cum studiul undelor seismice a contribuit foarte mult la cunoașterea interiorului planetei Pământ, studiul seismelor lunare au fost folosite pentru a cerceta interiorul Lunii.

Pe Pământ, seismologia ne-a permis să aflăm că planeta noastră, are o crustă subțire (20-60 km pe zona continentală și de 8-10 km sub bazinele oceanice), o manta groasă din silicați, care coboară până la 2 900 km spre centru planetei, unde se găsește un miez mare de fier (de la 2 900 km până la centru la 6 371 km).

Fiind un corp rece, Luna nu se "zguduie" așa cum o face uneori Pământul. Aproape toate cutremurele lunare sunt mai mici de 2 grade pe scara Richter. Cele mai mari cutremure ajung doar până la magnitudinea 5,5 pe scara Richter, iar acestea se produc aproximativ o dată pe an, fiind o dovadă clară că Luna, în prezent, nu este activă din punct de vedere geologic. Nu există mișcări interne așa cum se întâmplă pe Pământ, care să deplaseze plăcile crustei, sau să inițieze puncte fierbinți, precum cele de pe planeta noastră, pentru a da naștere unor zone vulcanice (de exemplu: Hawai sau Cercul de Foc al Pacificului).

Este cert faptul că, de producerea cutremurelor lunare sunt răspunzătoare forțele mareice exercitate asupra satelitului nostru. Cutremurele de suprafață, nu depășesc adâncimea de 120 de km, în timp ce cutremurele de adâncime se produc în mantaua inferioară, la adâncimi de până la 800-1!000 km.

Știm despre cutremurele lunare, de la cele patru seismometre stabilite de misiunile Apollo 12, 14, 15 și 16, care au fost amplasate de astronauții americani între 1969 și 1972. Acestea au oferit informații valoroase, până la sfârșitul anului 1977, când au fost oprite. Pe lângă faptul că am aflat cât de multe și cât de puternice sunt cutremurele lunare, datele obținute de rețeaua seismică Apollo, a ajutat oamenii de știință, să afle despre natura interiorului Lunii.

Analiza datelor seismice, indică faptul că viteza undelor seismice variază cu adâncimea. Vitezele seismice din mantaua superioară, ce au valori între 0,1 și 8 km/s, sugrează faptul că, crusta are o grosime de 60 până la 150 km (mult mai groasă decât crusta Pământului) și că litosfera rigidă se extinde până la aproximativ 1!000 de kilometri sub suprafață, unde Luna devine parțial topită. Aici, vitezele seismice sunt cuprinse între 7,5 – 8 km/s. Figura xxx prezintă structura internă a Lunii.

Curios, crusta lunară este, în general, mai groasă pe partea îndepărtată a Lunii decât pe partea îndreptată spre Pământ. Magma care se ridică spre suprafața lunară, poate avea dificultăți să ajungă la suprafață pe partea îndepărtată, ceea ce poate explica de ce există atât de puține mări pe fața invizibilă a Lunii. De asemenea, detectoarele seismice au înregistrat numeroase impacturi ale meteoroizilor, iar unele din astfel de obiecte, au masa mai mare de 1!000 kg.

Densitatea medie a Lunii este de 3!344 kg/m3, mult mai mică decât densitatea medie a Pământului (5!514 kg/m3). Acest lucru arată că trebuie să existe diferențe semnificative în compoziția chimică între cele două corpuri. Densitatea medie a unei planete sau a unui satelit depinde atât de materialul din care este făcut, cât și de măsura în care interiorul corpului este comprimat de greutatea materialului suprapus. Dacă s-ar îndepărta compresia, densitatea medie a Lunii ar fi redusă la 3!200 kg/m3, aproximativ 70% din densitatea necomprimată a Pământului. Această densitate este aproximativ aceeași cu densitatea rocilor ce compun crusta Pământului.

Măsurătorile efectuate de misiunea Lunar Prospector privind distribuția materialului pe Lună sugerează că Luna are un miez metalic parțial topit de aproximativ 240-700 km, sau între 13% și 20% din diametrul Lunii. Nucleul reprezintă 2 până la 3% din masa lunii. Dimpotrivă, nucleul Pământului ocupă aproximativ 55% din diametrul planetar și reprezintă aproximativ 30% din masa Pământului.

Luna nu are mult de un câmp magnetic, astfel încât nucleul lunar nu generează magnetism așa cum face nucleul Pământului. Cu toate acestea, a făcut-o în trecut. Pietrele lunare aduse pe Pământ de misiunile Apollo, sunt magnetizate, iar rezistența câmpului magnetic a fost măsurată în laboratoare, prin tehnici speciale. De asemenea, rocile mai vechi au un magnetism mai puternic, sugerând că puterea câmpului magnetic al Lunii a fost cândva, în trecutul îndepărtat, considerabil mai puternic, pentru ca în decursul milioanelor de ani, să scadă până la starea sa slabă din prezent. De ce s-a întâmplat acest lucru, nu este necunoscut. Ceea ce se știe cu certitudine, este că nu se poate naviga pe suprafața Lunii folosind o busolă!

Există și alte mistere despre magnetismul Lunii. Deși câmpul a fost întotdeauna slab și aproape inexistent acum, pe Lună sunt mici zone, care au câmpuri magnetice mult mai puternice decât regiunile învecinate. Cauzele acestor anomalii magnetice nu au fost dezlegate încă. Unii oameni de știință le-au asociat cu efectele unor impacturi mari, care au format bazinele lunare.

Ipoteze privind originea Lunii

Majoritatea ipotezelor anterioare pentru originea Lunii au urmat una din cele trei idei generale:

1. Ipoteza fisiunii – Luna a fost o dată, parte a Pământului, dar s-a separat din globul protoplanetar, încă de la începutul istoriei.

2. Ipoteza acreției binare – Luna s-a format împreună cu (dar independent de) Pământ, așa cum se crede că s-au format mulți sateliți ai planetelor exterioare.

3. Ipoteza capturării – Luna s-a format în altă parte a sistemului solar și a fost capturată de către Pământ.

Din păcate, se pare că există probleme fundamentale care contrazic fiecare dintre aceste ipoteze. Poate cea mai ușoară de combătut, este ipoteza capturării. Principalul său dezavantaj este că nimeni nu știe în ce fel Pământul timpuriu, ar fi putut captura un astfel de satelit mare, venit din altă parte a sistemului solar. Un corp, care se apropie de un altul, nu poate merge pe o orbită în jurul acestuia, fără o pierdere substanțială de energie (o frânare gravitațională puternică); Acesta este motivul pentru care, navele spațiale destinate orbitării altor planete, sunt echipate cu retro rachete. Mai mult, dacă o astfel de captură ar avea loc, obiectul capturat s-ar plasa mai degrabă, pe o orbită foarte excentrică, decât pe o orbită aproape circulară ca cea pe care Luna orbitează astăzi. În final, există prea multe asemănări în compoziția chimică, între Pământ și Lună, în special o fracție identică a izotopilor de oxigen, pentru a justifica căutarea unei origini complet independente de cea a planetei noastre.

Ipoteza fisiunii, care afirmă că Luna s-a separat din Pământul încă fierbinte, a fost sugerată la sfârșitul secolului al XIX-lea. Calculele moderne și simulările pe computere, au arătat că acest tip de fisiune sau divizare spontană este imposibilă. Mai mult, este greu de înțeles cum Luna făcută din material terestru în acest fel, ar fi putut dezvolta numeroasele diferențe chimice distincte, care o caracterizează.

Oamenii de știință au rămas, așadar, cu ipoteza acreției binare – că Luna s-a format alături de Pământ – sau cu o modificare a ipotezei de fisiune, care poate găsi o modalitate mai acceptabilă pentru separarea materialului lunar de Pământ.

4. Ipoteza impactului gigant – Într-un efort de a rezolva aceste contradicții aparente, oamenii de știință au dezvoltat o a patra ipoteză pentru originea Lunii, care implică un impact gigantic la începutul istoriei Pământului. Există dovezi din ce în ce mai clare, că obiecte mari, în esență, planete, orbitau în sistemul solar intern, la vremea în care s-au format planetele telurice. Ipoteza de impact gigantic presupune că Pământul a fost lovit oblic de un obiect de aproximativ o zecime din masa Pământului – un corp de dimensiunea planetei Marte. Acesta este aproape cel mai mare impact pe care Pământul îl poate suporta fără a fi dezintegrat (spulberat).

Un astfel de impact ar distruge o bună parte a Pământului și va disloca o cantitate foarte mare de material în spațiu, eliberând aproape suficientă energie pentru a distruge planeta. Simulările pe computere indică faptul că o cantitate de câteva procente din masa Pământului ar putea fi dispersate într-un astfel de impact. Cea mai mare parte din această cantitate de materie, ar fi din mantalele din rocă ale Pământului și ale corpului de impact, nicidecum din nucleele lor metalice. Această rocă ejectată s-a răcit treptat și a format un inel de materie, care orbita Pământul. Acest inel, în cele din urmă, s-a condensat formând globul Lunii.

Deși la ora actuală, oamenii de știință nu au nicio modalitate de a arăta că ipoteza de impact gigantic este modelul corect al originii Lunii, această a patra ipoteză oferă soluții pentru majoritatea problemelor majore ridicate de chimia Lunii. În primul rând, din moment ce materia primă a Lunii este derivată din mantalele Pământului și ale corpului impactor, absența metalelor este ușor de înțeles. În al doilea rând, majoritatea elementelor volatile s-ar fi pierdut imediat după impact, datorită temperaturii mari, explicând lipsa acestor materiale pe Lună. Cu toate acestea, făcând Luna în primul rând de material de manta terestru, este de asemenea posibil să se înțeleagă asemănările, cum ar fi abundența identică a diferiților izotopi de oxigen.

Yyy. Marte este a patra planetă de la Soare și ultima planetă de tip teluric din sistemul solar. Aflată pe orbită cu semiaxa mare de 1,524 u.a., echivalentul a 227,9 milioane de km, a cărei excentricitate de 0,093, este cea mai mare față de toate celelalte planete, Marte se rotește în jurul Soarelui în aproape 680 de zile (1,88 ani tereștri). Diametrul mediu al planetei Marte este de 6780 km, sau aproximativ 53% din raza Pământului. Cu volumul de doar 15% și masa de aproximativ 11%, comparativ cu Pământul, face ca pe Marte, gravitația să fie de 3,7 cm/s2, adică 0,38% față de cea a Pământului. Înclinarea axei de 25° pe planul orbitei sale, face ca pe suprafața planetei să se producă anotimpuri. Perioada de rotație siderală este 24h22m37s,7, corespunzătoare unei zile solare medii de 24h39m35s,2.

Marte se vede cu ochiul liber ca un punct luminos, de culoare ușor roșiatică. Având perioada între opoziții (adică revoluția sinodică) de 780 de zile, Marte este în conjuncție cu Soarele în fiecare an. Această situație, face ca de pe Pământ, să avem condiții optime de vizibilitate o dată la aproximativ doi ani. Privită printr-un telescop, Marte, apare ca un mic disc roșu, marcat de regiuni complexe întunecate și calote polare.

Atmosfera marțiană este foarte subțire și rarefiată, cu presiunea medie de aproximativ 6,5 milibari, adică mai puțin de 1% din presiunea atmosferică de la suprafața Pământului. Acesta conține în principal dioxid de carbon (96%), azot 1,9%, argon 1,9%, 0,1% oxigen, monoxid de carbon și vapori de apă. În atmosfera marțiană se formează pe durata sezoanelor climatice, nori de diferite culori: albi, albaștri și galbeni. La cea mai mare altitudine se găsesc norii albi, care sunt alcătuiți din cristale de gheață și dioxid de carbon. Mai jos și prezenți doar în zona ecuatorului, sunt norii albaștri. Norii galbeni sunt cei mai apropiați de solul marțian. Aceștia sunt extinși putând persista până la câteva zile, plutind cu viteze de până la 50 km/h.

Deoarece atmosfera marțiană este extrem de subțire, viteza vântului poate depăși în cele mai multe cazuri viteze 90-110 km/h (40-50 m/s) și ca urmare pot fi antrenate în mișcare, mari cantități de praf. Furtunile de praf apar destul de frecvent pe Marte. În unele cazuri, acestea se dezvoltă cu o asemenea intensitate, încât pot să cuprindă o întreagă emisferă sau chiar pot învălui întreaga planetă.

Suprafața marțiană este caracterizată printr-o serie de detalii cunoscute sub diverse denumiri, care țin de imaginație și nu strict de caracteristica geografică: calote polare, mări, canale, golfuri, lacuri, etc. Impacturile meteorice au lăsat și aici urme vizibile prin prezența craterelor. Au fost dezvăluite de altfel, de către sondele spațiale, care au vizitat planeta, urme certe de activitate vulcanică, dar și albii care denotă faptul că într-un trecut îndepărtat, la suprafața planetei a existat apă în stare lichidă. Emisfera sudică are o altitudine medie cu 3 km peste raza medie a planetei. Aici, o întinsă zonă este presărată de cratere, care s-au format acum aproximativ 3,8 × 109 ani în urmă. Emisfera nordică cu o altitudine medie cu aproximativ 5 km sub nivelul mediu al planetei, este dominată de vaste câmpii acoperite de lavă pe care sunt puține cratere de impact.

Pe suprafața marțiană există numeroase urme ale activității vulcanice. Cel mai mare munte vulcanic de pe Marte și totodată din Sistemul Solar, este Mons Olympus. Acesta măsoară aproape 600 de km la bază și se înalță până la 21,2 km față de terenul din jurul lui. Trei alți mari vulcani marțieni sunt: Mons Ascraeus, Mons Pavonis, și Mons Arsia, care se află (parcă aliniați de-a lungul) în apropiere platoului Tharsis. Însă cele mai spectaculoase formațiuni de relief de pe suprafața marțiană sunt cu siguranță, uriașele canioane situate în principal în regiunile ecuatoriale. Valles Marineris, este de fapt, un sistem de canioane, care se întinde cu puțin peste 3!000 de km de-a lungul ecuatorului. Pe alocuri canionul atinge lățimi de 600 de km și coboară în adâncimea planetei, până la 8 km mai jos de suprafața înconjurătoare. O clasă de caracteristici uimitoare pe suprafața marțiană este o rețea largă de canale, care seamănă izbitor cu niște albii secate. Variind în mărime și cu un aspect sinuos, ele ating lărgimi între 100 m și 60 km și par să fi fost create de eroziunea apei. Cele mai mari canale trebuie să fi fost formate prin torente enorme de apă, probabil eliberate în timpul unor catastrofe naturale, la nivel global.

Pe durata anului marțian, ciclurile sezoniere de extindere și restrângere a calotelor polare, a fost mult timp considerate ca o dovadă a prezenței apei pe Marte. Cu toate acestea, datele venite încă de la primele sonde, care au ajuns în vecinătatea planetei, au scos în evidență cantități importante de dioxid de carbon ca element constitutiv principal al ninsorilor din zonele polare și doar mici cantități de apă înghețată. Calotele se formează de la începutul toamnei și în tot timpul iernii marțiene (când a fost observat și fenomenul de ceață), prin depunerea gheții. În timpul sezonului rece, treptat, calotele polare acoperă o arie vastă, care coboară până la 70° latitudine, în emisfera nordică și până la 60° latitudine, în emisfera sudică. Calotele polare, nu dispar complet de-a lungul anului. Acest fapt i-a făcut pe cercetători să concluzioneze faptul că, după ce dioxidul de carbon se evaporă în lumina solară, rămân mari zone acoperite de apă înghețată. Simulările pe calculator, estimează că, dacă toată apa prezentă în calotele polare ar fi distribuită uniform pe suprafața lui Marte, ar rezulta un strat de 20-30 m adâncime. Se presupune, că o cantitate mult mai mare de apă înghețată (decât la suprafață) poate exista și în sol. Chiar dacă apa în stare lichidă nu poate exista pe suprafața marțiană (în această perioadă a existenței ei), așa cum aminteam mai devreme, numeroasele canale de pe întinderile planetei, sugerează existența în istoria marțiană, a marilor inundații și faptul că mari cantități de apă au curs pe suprafața sa. Studii atente și îndelungate oferă astăzi, dovezi solide, că o mare parte din zona de joasă altitudine (mai adâncă decât nivelul înconjurător) din emisfera nordică a fost acoperită de un ocean, acum aproximativ 4 × 109 ani în urmă. Deși nedovedită încă, această ipoteză sugerează că o suprafață de aproape 27 × 106 km2 din câmpiile nordice au fost cândva, acoperite de apă lichidă.

Temperatura măsurată la suprafață, diferă de la un loc la altul al diferitelor sonde care au fost funcționale sau sunt în prezent active pe Marte. Astfel, a fost măsurată o temperatură medie pe Marte, cu valoarea de -55° C. Temperaturile maxime de suprafață, măsurate la miezul zile la ecuator, pot ajunge la aproximativ 20° C, pe când la poli, poate scădea până la aproximativ -153° C. Roverul Spirit, a înregistrat o temperatură maximă a aerului în timpul zilei, la umbră, de 35° C. În timpul anului marțian, în timpul zilei, se înregistrează în mod regulat temperaturi mult peste 0° C, exceptând sezonul de iarnă.

La fel ca Pământul, interiorul planetei Marte este structurat pe straturi cu caracteristici diferite. Modelele actuale ale interiorului planetei, presupun existența unui nucleu cu o rază de aproximativ 1!800 de km, alcătuit în principal din fier, nichel, dar și o importantă cantitate de sulf (circa 16-17%). Miezul este înconjurat de o manta (rece) de silicați, care a dus (acum sute de milioane de ani, când planeta încă era fierbinte) la formarea multora dintre caracteristicile tectonice și vulcanice de pe planetă și care acum se pare că este în stare latentă. Deasupra, se află scoarța unde, în afară de siliciu și oxigen, elementele cele mai abundente sunt: fier, magneziu, aluminiu, calciu și potasiu. Grosimea medie a scoarței planetei, este de aproximativ 50 km, cu o grosime maximă de 125 km.

În prezent, Marte nu are un câmp magnetic global de putere apreciabilă. Cu toate acestea, la începutul istoriei sale, Marte trebuie sa fi avut un câmp magnetic mai substanțial. Supoziția a fost făcută drept urmare a rezultatelor experimentelor pe rocile de suprafață, efectuate de sondele de la sol, care au scos la iveală un magnetism remanent puternic.

Planeta roșie a fost vizitată până acum, de peste 40 de misiuni spațiale, de survol, orbitare sau amartizare. În prezent, pe solul marțian sunt active 14 sonde (vezi harta).

Marte are doi sateliți naturali de mici dimensiuni, Phobos și Deimos. Situați pe orbite joase, aproape circulare, care se află aproape în planul ecuatorial al planetei, Phobos, are diametrul de 22 de km și înconjoară planeta în doar 7h40m, la o distanță de doar 2!600 de km deasupra solului adică, 9!380 de km de centrul planetei, în timp ce Deimos, cu numai 12 km diametru, orbitează planeta la o distanță de aproape 23!500 de km, de centrul acesteia, în circa 30h. Ambii sateliți au forme neregulate și nu sunt destul de masivi pentru a avea câmp gravitațional. Pe suprafețele lor sunt vizibile cratere și șanțuri provocate în urma impactului cu meteoriții.

Originea acestor doi mici sateliți, este încă controversată. Phobos și Deimos au în comun, cu asteroizii de tip C și D, caracteristici asemănătoare, precum: spectrul, albedoul și densitatea. Ca urmarea a acestor similitudini, unii cercetătorii au emis ipoteza conform căreia cei doi sateliți pot fi asteroizi capturați din centura principală a asteroizilor, de câmpul gravitațional lui Marte. Alți cercetători contrazic versiunea de mai sus, susținând că porozitatea accentuată a interiorului lui Phobos este incompatibilă cu o originea sa din rândul asteroizilor. Argumente lor arată că observațiile în infraroșu au scos în evidență elemente, care se găsesc pe Marte. Astfel, este foarte probabil ca cei doi sateliți să fie rezultatul condensării materiei dislocate din planeta Marte, în urma unei coliziuni cosmice din perioada fierbinte a planetei.

Datorită magnitudinii mari de 11 și 12 unități și a distanței unghiulare mici, cei doi sateliți, cu greu pot fi văzuți prin telescop, doar în condiții speciale de cer și în preajma marilor opoziții ale lui Marte.

Yyy. Jupiter este a cincia planetă de la Soare și prima din planetele gazoase, planete, care sunt foarte mari, de densitate relativ scăzută, având rotație rapidă și o atmosferă groasă și opacă. Orbita lui Jupiter se află dincolo de centura asteroizilor, la o distanta medie de 778,3 mil. km, adică 5,2 u.a. de la Soare. Perioada sa de revoluție este de 11,86 ani. Cu diametrul de 142!984 de km, mai mult de 11,2 de ori decât al Pământului și volumul de aproape 1!300 mai mare, Jupiter să aibă densitatea de numai 1,33 g/cm3 adică 0,24 din densitatea apei. Fiind cea mai mare planetă, Jupiter este totodată și cea mai masivă, depășind de 318 ori masa Pământului și de aproximativ 2,5 ori masa, a tuturor celorlalte planete din sistemul planetar, la un loc

Văzut cu ochiul liber, Jupiter, apare cu o magnitudine de -2,9 unități. Observat printr-un telescop, discul jupiterian apare turtit la poli și bombat la ecuator. Aceasta, se datorează rotației axiale rapide de 9h55m, în zona ecuatorului.

Jupiter are cea mai extinsă atmosferă planetară din Sistemul Solar, care se întinde la peste 5.000 km altitudine și este compusă în principal din hidrogen 88-92%, heliu 8-12%, metan și amoniac, dar s-au pus în evidență și urme de azot, carbon, sulf, argon, xenon, kripton. Planeta este în totalitate acoperită de un strat de nori cu caracter permanent, compus din cristale de amoniac. Vitezele măsurate de sondele, care au survolat planeta, ale acestor circulații noroase, au fost 360 km/h. Stratul de nori este de aproximativ 50 km grosime și este format din cel puțin două straturi de nori. În straturile atmosferei, au fost observate descărcări electrice, care pot fi de până la o mie de ori mai puternice decât cele de pe Pământ.

Coloratura de portocaliu și maro în norii lui Jupiter este consecința fenomenului de convecție, în care compușii chimici din fosfor, sulf și eventual hidrocarburile, își schimbă culoarea atunci când sunt expuși la lumina ultravioletă a Soarelui.

Atmosfera pare să fie împărțită în mai multe benzi luminoase și întunecate, paralele cu ecuatorul acestuia și care prezintă o serie de caracteristici complexe, inclusiv furtuna observată prima dată în 1664, de către Robert Hooke și denumită Marea Pată Roșie. Situată la o distanță de aproximativ 22° sud de ecuatorul planetei, această formațiune de formă ovală, variază în timp (ca dimensiune), de la 25!000 la 40!.000 de km, în lungime și între 12!000 la 16!000 de km în lățime, fiind destul de mare cât să cuprindă de trei ori planeta Pământ. Marea Pată Roșie, este o furtună continuă, anticiclonică (care se rotește în atmosfera joviană în sens invers sensului de rotație a lui planetei), care se înalță cu aproape 8 km deasupra ultimului strat de nori al atmosferei. În interiorul furtunii, vanturile ating viteze de peste 650 km/h. Tot în emisfera sudică, mai există o formațiune noroasă, numită Mica Pată Roșie, care are o dimensiune de aproape 13!000 de km. Jupiter mai are, de asemenea și ovale albe și ovale maro, care sunt furtuni mai mici, fără nume. Ovalele albe, constau din nori relativ reci, situate în atmosfera superioară. Ovalele maronii sunt mai calde și localizate în interiorul stratul de nori, de nivel normal. Astfel de furtuni pot dura la mai puțin de câteva ore sau pot dura în timp, de secole.

Jupiter nu are suprafață solidă. Teoria acceptată în prezent, avansează existența unei stări de tranziție treptată de la norii exteriori (groși) de amoniac și un strat transparent de hidrogen. Mai adânc de această zonă, la sub 1!000 de km, se află exteriorul unei mantale de hidrogen lichid sau solid. În centrul planetei, probabil există un nucleu de material solid de gheață și rocă, cu o masă de 10-15 ori masa Pământului. Temperatura și presiunea din interiorul lui Jupiter crește constant spre nucleu. În regiunea de tranziție dintre manta și nucleu, hidrogenul s-a încălzit peste punctul critic, el devine metalic, temperatura ajunge la 9700° C, iar presiunea este de 200 GPa. La limita dintre manta și nucleu temperatura estimată este de 35700° C și presiunea interioară poate fi de aproximativ 3!00-4!500 GPa.

Temperatura atmosferei superioare, variază de la aproximativ -124° C, la suprafața atmosferei, la -13° C, la nivelul norilor. În zona ecuatorului au fost localizate regiuni în straturile de nori, cu temperatura măsurată de 4° C.

Jupiter radiază de aproximativ patru ori mai multă energie termică decât le primește de la Soare, sugerând o sursă internă de căldură. Jupiter are un câmp magnetic foarte puternic (este de 16 până la 54 de ori mai puternic decât al Pământului), care se extinde în direcție, până la 1 mld. de km, adică dincolo de orbita lui Saturn și mult mai puțin în direcția Soarelui. Buclele magnetice cu diametrul între 1 și 3 mil. de km, au în componență particule cu niveluri ridicate de energetice mult mai intense decât cele găsite în jurul Pământului, în centurile de radiații Van Allen. Câmpul magnetic al lui Jupiter produce la polii planetei, unele dintre cele mai spectaculoase aurore polare din sistemului solar.

Inelele lui Jupiter

Spre deosebire de enormele inele strălucitoare, de rocă și gheață ale lui Saturn, inelele lui Jupiter sunt structuri de praf foarte fin. Inelele lui Jupiter au fost descoperite în 1979 când sonda spațială americană, Voyager 1, a zburat aproape de Jupiter, în drumul ei spre limitele sistemului solar. Sistemul de inele al lui Jupiter se află în planul ecuatorului său și are trei componente principale, date în tabel. Inelele par a fi alcătuite din praful aruncat în spațiu, în urma unor coliziunilor dintre micii sateliți ai planetei. Inelul de funingine este delimitate de orbite ale sateliților Amalthea și Thebe, în timp ce inelului principal este flancat la marginile exterioare, de Adrastea și Metis.

Nouă sonde spațiale au ajuns în vecinătatea lui Jupiter: Pioneer 10 și 11 (în 1973 și 1974), Voyager 1 și 2 (ambele în 1979), Ulise (în 1992 și 2004), Galileo (1995-2003), Cassini (în 2000), New Horizons (în 2014) și Juno (în 2016)

Sateliții lui Jupiter

În martie 2016 și 2017, sateliții S/2016 J1 și respectiv, S/2017 J1 au fost pentru prima oară observați. S-a confirmat că aceștia nu sunt obiecte "pierdute", ci sunt două "noi", luni care sunt acum incluse în totalul de 69 de sateliți naturali care se cunosc în orbita lui Jupiter. Dintre toți aceștia, cei mai mari sunt Io, Europa, Ganimede și Calisto. Ei au fost descoperiți de Galileo Galileo în 1610, cu ajutorul lunetei sale și de aceea se numesc sateliți galileeni.

În ordinea depărtării de Jupiter, primul este Io, care înconjoară planeta, la o distanță de aproape 422!000 km, în 1,8 zile. Cu diametrul de 3!636 de km, este satelitul cu cea mai mare activitate geologică din Sistemul Solar. Acest satelit are o atmosfera extrem de subțire formată în mare parte din dioxid de sulf. Pe suprafața lui, sunt peste 400 de vulcani activi, care ejectează până la 150 de km înălțime, magma de sulf fierbinte. Vulcanii sunt alimentați, probabil, de puternicele efecte ale mareelor cauzate enorma forță gravitațională a lui Jupiter. Mareele jupiteriene produc deformări ale suprafeței lui Io, mai mari de 100 de metri. Au fost, de asemenea, identificați mai mult de 100 de munți, dintre care unii depășesc ca înălțime Muntele Everest de pe Pământului. Io, este compus în principal din silicați, care înconjoară un nucleu de fier topit, spre deosebire de majoritatea sateliților de la exteriorul Sistemului Solar, care au ca suprafață, un strat gros de gheață. Deși încă nu s-a confirmat, datele primite din sonda spațială Galileo, indică faptul că Io ar putea avea propriul său câmp magnetic.

Europa este al doilea satelit galilean și cel mai mic dintre aceștia. Un corp sferic de culoare albă, cu diametrul de 3!121 de km, înconjoară Jupiter pe o orbită aproape circulară, la o distanță de 671!100 km, în 3,6 zile. Și Europa are o atmosferă rarefiată, compusă în principal din oxigen.

O particularitate a acestui satelit, îl constituie stratul de gheață al suprafeței sale, care face să fie cel mai neted corp din Sistemul Solar. Sub acest strat continuu de gheață, cu grosime de 100 de km, se află mantaua, care se presupune că este alcătuită din apă lichidă, care formează un ocean planetar. Viața într-un astfel de ocean, care ar putea fi un mediu similar cu izvoarele hidrotermale adânci, ale oceanelor pământene, s-ar asemăna cu viața microbiană din adâncul oceanelor de pe Pământ. Mai adânc, sub manta, se presupune că există un mic nucleu de fier. Energia termică rezultată ca efect al mareelor, ​​oferă condiții ca oceanul să rămână lichid. Cu un aspect tânăr și mereu în schimbare, ca urmare a activității tectonice generate de puternicele forțe exercitate de Jupiter, suprafața Eupropei este brăzdată de fisuri în gheață, ce străbat încrucișat toată suprafața sa. Acestea apar ca niște dungi întunecate, cu lățimi de până la 70 de km și care se întind de la câteva sute la câteva mii de km în lungime. Încă neconfirmat de oamenii de știință, culoarea roșu-brun a fisurilor, este pusă pe seama existenței sulfului. Pe Europa sunt puține urme de cratere de impact, tocmai datorită activități geologice. Din fisurile stratului de gheață, au fost observate numeroase gheizere și erupții vulcanice cu apă.

Ganimede, este al treilea cel mai îndepărtat satelit galilean și cel mai mare satelit din Sistemul Solar. Cu 5262 de km în diametru, el orbitează în jurul lui Jupiter la o distanță de aproape 1,1 mil. km, în 7,2 zile. Satelitul are o atmosferă subțire care conține oxigen, cu urme de ozon și hidrogen atomic. Pe suprafața de o nuanță întunecată, mai în vârstă (geologic), peste care se suprapun largi zone mai deschise ca intesitate, mai tinere, Ganimede este brăzdat de șanturi tectonice cu lățimi de până la 300 m și cu adâncimi de până la 500 m. Totodată, există numeroase cratere de impact, din care, multe au dispărut sau abia sunt vizibile, acestea fiind acoperite parțial sub crusta de gheață mai tânără, care le acoperă.

În ciuda faptului că diametrul său, îl întrece pe cel al planetei Mercur cu aproape 400 de km, masa lui este de aproximativ jumătate din masa mercuriană, datorită faptului că acest satelit este compus din silicați și apă înghețată. Sub scoarța înghețată, la o adâncime de aproape 200 de km, se presupune că, la fel ca în cazul Europei, există un ocean planetar de apă sărată, care se intercalează cu alte straturi de gheață. În centrul său, este posibil să existe un nucleu de fier lichid, care generează căldură. Este singurul satelit cunoscut din Sistemul Solar, care are magnetosferă, probabil ca rezultat al convecției din interiorul nucleului fierbinte.

Callisto, cu diametru său de 4817 km, se plasează pe locul al treilea în rândul sateliților din Sistemul Solar și este al patrulea și cel mai îndepărtat satelit galilean. El înconjoară planeta în 16,7 zile, la aproape 1,9 mil. km distanță de Jupiter. Spre deosebire de ceilalți trei sateliți galileeni interiori lui, Calisto nu resimte așa puternic efectul mareelor, ceea ce face ca interiorul său să nu cunoască încălzirea puternică și să fie cel mai puțin activ din punct de vedere geologic. Ca și în cazul Europei, teoriile și interpretarea datelor primite de la sondele spațiale, lasă loc de supoziții în ceea ce privește existența unui ocean subteran, de apă lichidă, care se estimează a se afla la adâncimi mai mari de 100 de kilometri sub crustă. Callisto este compus din cantități aproximativ egale de rocă și gheață. În consecință, el este cel mai puțin dens, comparativ cu ceilalți sateliții galileeni. Este satelitul din Sistemul Solar, cel mai puternic afectat de impactul meteoric. Pe suprafața lui există un bazin impresionant, cu dimensiunea de aproape 3!000 km diametru, numit Valhalla. Callisto este înconjurat de o atmosferă extrem de subțire, compusă din dioxid de carbon și probabil oxigen molecular.

Restul de sateliți jupiterieni, au dimesiuni cuprinse între 2 și 167 km. Ei orbitează în jurului lui Jupiter, la distanțe considerabile, de până la 24,5 mil. km, pe orbite mult eliptice. Având înclinări orbitale mari și sensul de revoluție retrograd, aceștia au durate de revoluție de peste doi ani. Orbitele ciudate și neregulate ale sateliților, indică faptul că aceștia au fost capturați de câmpul gravitațional al lui Jupiter și că nu s-au format în preajma acestuia. Fiind mici, cu formă neregulată și au tendința de a fi grupați, se crede că provin din părți ale unui grup mai mare de corpuri, care, posibil a fost dezintegrate din cauza gravitației enorme al lui Jupiter (uni fiind capturați, alți fiind expulzați) sau sunt rezultatul unei coliziuni cosmice.

Yyy. Saturn este cea mai populară dintre planetele mari, fiind cunoscută și sub denumirea de "planeta cu inele". Orbita lui Saturn se situează între cele ale lui Jupiter și Uranus la distanța medie de Soare, de 1,43 mld. km, aproape de două ori mai mare decât cea a lui Jupiter. Saturn este a doua planetă ca mărime din Sistemul Solar. Diametrul său ecuatorial este 116!464 km, iar volumul său este mai mare de 764 de ori volumul decât al Pământului. Masa sa este de aproximativ 95 ori mai mare decât a Pământului, făcând ca Saturn să fie singura planetă gigant din sistemul solar, cu o densitate mai mică decât cea a apei (0,69 g/cm3).

Datorită marii distanțe față de Soare, perioada sa de revoluție este de aproximativ 29,5 ani. Saturn apare în cer ca un obiect strălucitor de magnitudine +1, cu o nuanță de galben pal. Observat printr-un telescop, privitorul pune imediat în evidență existența sistemului de inele în jurul unui disc luminos, turtit ca și Jupiter, disc care este străbătut o serie de benzi colorate și paralele.

La suprafața lui Saturn, vântul suflă cu foarte mare putere. Voyager 1 a măsurat viteze de 1!770 km/h. Cele mai puternice vânturi sunt poziționate în apropierea ecuatorului și sunt îndreptate în direcția est. La latitudini mai mari, viteza vânturilor scade uniform și totodată își schimbă sensul de la est la vest. Deoarece, pe planetă nu sunt semne vizibile permanente, astronomii folosesc sisteme diferite pentru a specifica viteza de rotație a lui Saturn. Sistemul I are o perioadă de 10h14m00s și cuprinde Zona Ecuatorială, centura Ecuatorială de Sud și Centura Ecuatorială de Nord. Regiunile polare sunt considerate a avea rate de rotație similare sistemului I . Toate celelalte latitudini saturniene, cu excepția zonelor polare de nord și de sud, sunt indicate de Sistemul II pentru care a fost atribuită o perioadă de rotație de 10h38m25s,4.

Saturn, la fel ca celelalte planete gigant, este acoperită de o atmosferă groasă, dispusă în mai multe straturi, a cărei compoziție principală este din hidrogen și heliu, dar au fost puse în evidență și urme de metan și amoniac. Temperatura din zona norilor de suprafață este considerată a fi variabilă, cu valori cuprinse între aproximativ -170 și -110° C, ceea ce sugerează că amoniacul, care intră în constituirea norilor, se află în formă de cristale de gheață. Odată cu adâncimea, în stratul superficial, presiunea atinge 9 bari și temperatura crește la circa -4° C. Coborând spre centrul planetei, în straturile inferioare, presiunea crește până la 10-20 bari și temperatura poate depăși 50° C.

Miezul lui Saturn, constă dintr-un nucleu solid, fierbinte, în care temperatura ajunge la circa 11!500° C și care emite de 2,5 ori mai multă căldură decât primește de la Soare. Se presupune că nucleul este înconjurat de un strat lichid de hidrogen metalic și un strat de hidrogen molecular.

Saturn a fost vizitat de patru sonde spațiale ale misiunilor: Pioneer 11 (1979), Voyager 1 (1980), Voyager 2 (1981) și de Cassini și Huygens (2004).

Inelele lui Saturn sunt caracteristica ce-l face pe Saturn să fie remarcabil. Sistemul de inele subțiri și concentrice sunt situate în planul ecuatorului lui. Deși observat pentru prima oară de către Galileo Galilei în 1610, inelele au fost corect interpretate abia în 1656 de către Christiaan Huygens (1629-1695), care și-a evidențiat concluziile în tratatul său, Systema Saturnium, în 1659. Inelele lui Saturn au fost considerate a fi unice în rândul planetelor, până în 1977, când au fost descoperite inelele lui Uranus. Deși sistemul principal de inele, este de aproape 270!000 km în diametru, el nu este mai lat de 100 m. Văzut de pe Pământ, acest sistem, pare să fie constituit în principal din două inele exterioare luminoase, notate cu B și A, separate printr-un spațiu cunoscut sub numele de Diviziunea Cassini, care este un spațiu cu lățimea radială de 4!700 km. Mai aproape de discul planetar, se află un inel interior, notat cu C. În interiorul inelului A, se poate vedea golul Encke, care separă inelul în două. În anul 1980, pe imafinile primite de la misiunea Voyager, au fost descoperite alte patru inele. Extrem de slab luminos, inelul D, se află cel mai aproape de planetă. Inelul F și el de o nuanță închisă, este un inel îngust, situat în afara inelului A și foarte apropiat de acesta. Dincolo de inelul F, se află alte două inele de departe puțin strălucitoare notate cu G și E. În anul 2009, a fost descoperit un inel enorm și foarte difuz, format din particule de praf minuscule, care se extinde de la 6 la 12 milioane km distanță de Saturn. Acest inel, are o orbită retrogradă și se crede că își are originea din coliziunile cosmice ale satelitului Phoebe.

Sateliții lui Saturn

Saturn are 62 sateliți naturali cunoscuți, din care 53 au primit nume. Sateliții sunt împărțiți în zece grupe comune. În ordinea distanței față de Saturn sunt:

– grupul Păstorilor, compus din sateliții mici, a căror orbită se află în intervalul unii inel, diviziune sau gol din inelele lui Saturn.

– sateliții coorbitalii – sunt cazuri în care doi sateliți se află pe aceeași orbită. Un astfel de caz este cel al sateliților Epimetheus și Ianus;

– grupul sateliților interiori mari, sunt sateliți mari de mari dimensiuni din cadrul inelului E; cuprinde patru sateliți mari: Mimas, Enceladus, Tethys și Dione;

– grupul Alkyonide, este format din sateliții mici, aflați în cadrul grupului interiorilor mari; au orbitele între Mimas și Enceladus;

– grupul Troienilor, este format din sateliți coorbitali, situați în punctele Lagrange;

– grupul sateliților exteriori mari, care are în componență, sateliții de dincolo de inelul E: Rhea, Titan, Hyperion și Iapetus;

– grupul sateliților neregulați, compus din sateliții mici cu orbite de raze mari, înclinate și frecvent, cu revoluția în sens retrograd, care se crede că au fost captați de către planetă;

– grupul Inuit, cuprinde cinci sateliți;

– grupul Norse, este alcătuit din 29 de sateliți cu orbite retrograde;

– grupul Galic, conține sateliții exteriori care au orbite similare, situate între 207 și 302 raze saturniene față de planetă;

Aproape toți sateliții interiori ai lui Saturn formează un sistem caracterizat prin orbitele lor aproape circulare și care se află în planul ecuatorial al planetei, în timp ce aproape toate orbitele sateliților exteriori sunt înclinate (30°-45°). Cu excepția lui Hyperion și Phoebe, care au o orbită haotică, se crede că, cel puțin 16 sateliți au orbite sincrone (perioadele lor orbitale și de rotație sunt aceleași), astfel încât aceștia îndreaptă întotdeauna aceeași față spre Saturn.

Saturn are șase sateliți mari de gheață, dintre care doar trei pot fi ușor de văzuți de amatori, prin telescoape. Cu magnitudinea de +13, inaccesibil pentru amatori, Mimas este cel mai apropiat satelit de Saturn. Cu diametrul de 396 km, este unul dintre sateliții a cărei suprafață, are cea mai mare densitate de cratere dintre toți sateliții lui Saturn și care prezintă puține semne de activitate geologică. Pe suprafața lui, în afară de câteva șanțuri cu adâncimi de până 1 km, se remarcă marele crater de impact, Herschel, al cărui diametru de 130 km, ocupă aproximativ o treime din diametrul satelitului.

Al doilea satelit ca distanță de Saturn, cu diametrul de 505 km și magnitudinea de +12 (greu vizibil și doar în telescoape mari), Enceladus înfățișează întinse regiuni ce sunt brăzdate de dungi foarte lungi de nuanță mai închisă decât a stratului de gheață al suprafaței satelitului. Acest lucru, indică faptul că activitatea geologică este încă prezentă. Pe imaginile primite de la misiunile Voyager și Cassini s-au observat erupții gigantice din particule de gheață (de apă), de ordinul a zeci și chiar sute de km înălțime, care poate că provin din (posibilele) mări subterane uriașe. Sonda Cassini a mai detectat: azot, bioxid de carbon, metan, acetilenă și cian în diverse proporții, precum și urme de etan, propan, benzol, formaldehidă, ș.a. Toate acestea fac ca Enceladus să fie a treia țintă pentru misiunile spațiale din viitor, care vor căuta urme de viață în sistemul nostru planetar.

Tethys este al cincilea ca dimensiune dintre sateliții saturnieni. El are un diametru de 1!073 km și este primul vizibil cu magnitudinea de +10, aflat dincolo de ineleare are suprafața de gheață intens presărată cu cratere. Caracteristicile ce-l evidențiază, sunt: craterul de impact Odysseus, de aproximativ 400 km în diametru, precum și grabenul Ithaca Chasma, care are pe alocuri aproximativ 100 km lățime și o lungime de peste 2!000 de km.

Atât Dione și Rhea, ușor vizibili prin telescop, cu magnitudini de +10 și respectiv +8, au emisfere deschise la culoare, presărate de cratere de impact, cu multe zone ale suprafețelor, de nuanță închisă și dungi subțiri și ramificate, care denotă activitatea internă din trecutul existențelor lor. Dione este al patrulea ca mărime, cu un diametru de 1!125 km, în timp ce Rhea cu cei 1!529 km se plasează pe locul doi de mărime. Temperatura la suprafețele lor, expuse Soarelui, este de numai -174° C, în timp ce în emisfera unde este noapte, aceasta coboară până la -220° C.

Iapetus este ultimul satelit exterior dintre sateliții de gheață și al treilea din cei saturnieni. Ca dimensiune, cu un diametru de 1!469 km, el se deosebește de ceilalți sateliți mari, prin forma lui elipsoidală (triaxială), cu o puternică aplatizare a polilor și o bombare excesivă a zonei ecuatoriale. Creasta ecuatorială se întinde pe aproape 1!300 km, are o lățime de 20 km și ajunge până la 13 km înălțime față de zona din vecinătatea ei. Această formațiune creează satelitului, forma unei nuci. O altă ciudățenie evidentă, este faptul că o întreagă emisferă este de o culoare întunecată (mată, precum catifeaua neagră), în timp ce cealaltă este de o nuanță deschisă, este la fel de luminoasă ca zăpada. Cercetătorii de la NASA cred că materialul întunecat este reziduu de sublimare (evaporare) a apei înghețate de pe suprafața satelitului. Suprafața lui Iapetus este plină de cratere, iar pe imaginile primite de la misiunea Cassini au fost identificate bazine mari de impact, din care, cel puțin cinci sunt de peste 350 km în diametru. Cel mai mare, Turgis, are un diametru de 580 km. Iapetus se remarcă și prin numeroasele urme ale alunecărilor de teren.

Cel mai mare satelit, Titan, este atât de mare, încât afectează orbitele altor sateliți din vecinătatea lui. Cu 5!150 km diametru, este al doilea cel mai mare satelit natural din Sistemul Solar și totodată, singurul satelit cu o atmosfera substanțială. Atmosfera lui Titan este mai densă decât cea terestră, cu straturi opace (ceață) care blochează majoritatea luminii primite de la Soare, fiind similară cu atmosfera Pământului, înainte ca viața biologică să apară pe planeta noastră. Compusă din aproximativ 98% azot și cu mici procente de metan și hidrogen, ea se extinde la aproape 600 de km (de zece ori mai mare decât a atmosferei Pământului) în spațiu unde, la altitudini de peste 40 km, se formează nori de metan (mai ales în zonele polare). Ceața atmosferică scade temperatura în atmosfera inferioară, în timp ce metanul ridică temperatura la suprafață. Criovulcanii (neconfirmați în prezent) aruncă metan în atmosferă, care apoi cade sub formă de ploaie pe suprafață, formând lacuri. Pe suprafața sa, misiunile spațiale Voyager, Cassini-Huygens, au măsurat o temperatură de aproape -179° C. Pe imaginile primite de la aceste misiuni, au fost puse în evidență existența câtorva munți de până la 1 km altitudine, a unor zone deschise la culoare cu schimbări sezoniere de nuanță, cratere de impact, urme de scurgeri (albii) și chiar existența unor lacuri de hidrocarburi lichide în regiunile polare ale satelitului.

Structura internă al lui Titan este probabil diferențiată în mai multe straturi, cu un nucleu de rocă de 3!400 km, înconjurat de mai multe învelișuri cu diferite forme de cristalizare a gheții. Interiorul său poate fi încă fierbinte și posibil ca acolo să se găsească un strat de lichid, un fel de magmă compusă din apă și amoniac, între crusta de gheață și straturile mai adânci de gheață create de presiunea mare a blocurilor de gheață.

Ceilalți sateliții saturnieni sunt mai mici. Dintre aceștia, se remarcă în mărime, Phoebe, a cărei suprafață de culoare întunecată, orbitează planeta în sens retrograd față de cum o fac sateliții mai mari și Hyperion, de formă neregulată (aplatizată), ce face parte a sateliților cu orbită retrogradă din grupul Norse și se rotește în mod haotic, probabil din cauza unei coliziuni recente. În fine, cei mai mici dintre sateliți, care nu depășesc 10 km în diametru, îi includ pe Daphnis, Alkyonides, Polydeuces și pe cei din grupul inuit și grupul galic. Patru sateliți au orbita în locuri stabile în jurul lui Saturn, numite puncte Lagrange. Aceste locuri se află 60 de grade în fața sau în spatele satelitului mai mare și pe orbita lui. Telesto și Calypso ocupă cele două puncte de Lagrangiene ale lui Tethys în orbita sa, în timp ce Helene și Polydeuces ocupă punctele Lagrangiene corespunzătoare ale lui Dione.

Yyy. Uranus este prima planetă ce avea să fie descoperită în timpurile moderne, cu ajutorul unui telescop. Confundată inițial cu o cometă, Uranus a fost descoperită accidental de astronomul englez Sir William Herschel (1738-1822), la 13 martie 1781. A șaptea planetă din sistemul planetar, ea se află față de Soare, la o distanță medie de 2,87 miliarde de km (19,2 u.a.). Având orbita situată între Saturn și Neptun, Uranus efectuează o revoluție în jurul Soarelui într-un timp cu puțin peste 84 de ani.

Aflat la limita vizibilității cu ochiul liber, cu magnitudinea de +5,7 unități, Uranus se vede prin telescop, ca un foarte mic disc de nuanță verzuie. În realitate, diametrul său de 50!724 km, îl face să fie de aproximativ 4 ori mai mare decât Pământul. Cu un volum de 63 de ori mai mare decât cel terestru și o masă de aproximativ 14,5 ori masa Pământului, planeta are densitate relativ scăzută, dar mai mare decât cea a apei de 1,27 ori.

Ca și celelalte planete gigant de până la el și Uranus are o atmosfera groasa de hidrogen 83%, heliu 15% și metan 2%. Și aici, ca și la restul planetelor gigant, au fost remarcate diferite benzi în atmosfera înaltă. De altfel, s-au putut observa și puncte negre, nori albi sau chiar apariția aurorelor polare. Uranus este cea mai rece planetă gigant. Ea radiază doar 1,1 din căldura primită de la Soare. La limita troposferei planetei, a fost determinată o temperatură record de -224° C. La această valoare, amoniacul, principalul constituent al norilor vizibili, ar exista sub forma de cristale de gheata. Perioada rapidă de rotație de aproximativ 17h14m24s, determină o aplatizare polară de peste 6%. Vânturile care suflă în atmosfera uraniană, variază în funcție de latitudine și de sezon, de la 360 la 860 km/h.

Sonda spațială Voyager 2 a constatat o particularitate aparte în rotația axială a lui Uranus. Acesta are axa de rotație înclinată cu 98° față de planul orbitei sale. Ceea ce face ca planeta, practic să se rostogolească în lungul orbitei sale (asemenea rostogolirii unui butoi), în mișcarea de revoluție. Datorită poziției ciudate a axei sale și câmpul magnetic este cel mai înclinat față de ale celorlalte plante mari.

Modelul teoretic al structurii lui Uranus este unul format din trei straturi. Sub învelișul de nori de hidrogen și heliu gazos, se află o manta dintr-un fluid fierbinte și dens, care are o conductivitate electrică ridicată, care este numit uneori ocean de apă, amoniac și alte substanțe volatile, care înconjoară un nucleu mic, solid și fierbinte, de silicați, fier și nichel. În nucleul planetei, care este cu puțin mai mare de 5!000 km și cu o masă de doar 0,6 din masa Pământului, presiunea centrală ajunge la 8 milioane de bari (800 GPa ) și temperatura la aproximativ 4!700° C . Aici, densitatea centrală a nucleului este estimată la aproximativ 9 g/cm3.

Deoarece pozițiile calculate ale lui Uranus nu corespundeau cu pozițiile observate, astronomii ajuns la concluzia că o influență gravitațională trebuie să fie prezentă dincolo de orbita lui. Studiile privind aceste neregularități în mișcările acestei planete, au dus la descoperirea lui Neptun în 1846.

Inelele lui Uranus

În 1977, în timpul unei ocultații a unei stele din constelația Libra de către Uranus, astronomii au detectat un sistem de nouă inele foarte înguste și subțiri și totodată mult mai transparente decât cele saturniene, formate din particule mici, întunecate, care orbitează în jurul planetei. Alte două inele, clar diferite de cele ale lui Jupiter și Saturn, au fost descoperite de Voyager 2 la trecerea pe lângă Uranus în 1986. De exemplu, inelele lui Saturn sunt foarte luminoase și ușor de văzut, spre deosebire de cele ale lui Uranus, care sunt foarte întunecate, care reflectă doar 5% din lumina Soarelui. În 2005, astronomii au anunțat descoperirea, cu ajutorul telescopului spațial Hubble, a încă două inele. Astfel, numărul inelelor uraniene a urcat la 13. Cel mai evidențiat dintre inele, este inelul notat cu litera ε, lat de 97 km și cu o grosime de , între 20 și 150 km. Celelalte inele interioare sau exterioare care orbitează de la 39!600, până la 97!700 km, nu sunt mai late de 1 până la 12 km și nu depășesc 1 km lățime.

Sateliții lui Uranus

Dacă înainte de 1986 doar cinci dintre sateliții naturali ai lui Uranus erau cunoscuți, în prezent numărul acestora este 27. Ei au diametre variind în mărime de la 10 km la 1!578 km. Din sistemul de sateliți uranieni, Titania, care este cel mai mare și Oberon, au fost descoperiți de Herschel în 1787, urmați de Ariel și Umbriel, descoperiți de William Lassell în 1851 și Miranda, de Gerard Kuiper în 1948. Atunci când sonda spațială Voyager 2 a ajuns la Uranus în 1986, alți 11 sateliți au apărut pe imaginile trimise spre Pământ. Lor (în ordinea distanței deplanetă), li s-au atribuit numele: Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Julieta, Portia, Rosalind, Belinda, Perdita și Puck. Mai târziu, în 1997, au fost descoperiți alți doi sateliți, Caliban și Sycorax, urmați de alți trei, Prospero, Setebos și Stephano, descoperiți în 1999. Trinculo, un satelit mic de formă neregulată, a fost descoperit în anul 2001. După aceștia, în 2002 și 2003, pe imaginile venite de la telescopul spațial Hubble, au fost descoperiți și Cupid, Mab, Margaret Francisco și Ferdinand. Opt din acești din urmă mici sateliți au revoluții retrograde.

În acest sistem de sateliți, se remarcă Cordelia care înconjoară planeta la aproape 50!000 km în numai 8 ore. La extremă se află satelitul Ferdinand, care orbitează planeta la aproape 21 milioane de km, circa 7,9 ani. Sateliților lui Uranus li s-au dat nume după personajele regăsite în operele romancierilor William Shakespeare și Alexander Pope.

Rezumăm în continuare, principalele caracteristici ale câtorva sateliți remarcabili. Titania, împreună cu Oberon și Umbriel par a fi din punct de vedere geologic, relativ liniștiți. Ariel are caracteristici de suprafață, care indică o activitate seismică intensă în trecutul său geologic. Miranda prezintă o suprafață de gheață, puternic accidentată, cu urme de fracturi ale scoarței și este traversat de canioane uriașe și schimbările bruște de peisaj, care indică faptul că luna a căzut în afară și apoi s-au reasamblat după o coliziune în istoria sa timpurie.

Yyy. Neptun este a opta și ultima planetă din Sistemul Solar. Descoperirea ei a fost una dintre cele mai mari realizări ale mecanicii cerești. Din studierea vechilor consemnări astronomice făcute de Galileo Galilei, a reieșit faptul că Neptun fusese observat deja din secolul XVII de către astronomul italian, dar a trecut neluat în seamă. La peste două secole distanță, observând neregularitățile în mișcarea lui Uranus, matematicianul francez, J.U. Le Verrier (1811-1877), a emis ipoteza existenței a încă unei alte planete dincolo de orbita lui Uranus, care ar putea duce la schimbările observate în orbita lui. Fiind ignorat de astronomi francezi, Le Verrier a trimis, lui J.G. Galle, de la Observatorul din Berlin, în 18 septembrie 1846, predicțiile sale pentru poziția presupusei planete. Scrisoarea a sosit cinci zile mai târziu, iar planeta a fost găsit cu ajutorul unui refractor, în aceeași seară, la 23 septembrie 1846, de către Galle și H. d'Arrest, la circa 1° de locul prevăzut, undeva la limita dintre constelațiile Capricorn și Vărsător.

Datorită distanței mari față de noi, privit printr-un telescop, Neptun apare ca o mic disc de aproximativ 2", cu nuanțe de verde-albastru și cu magnitudinea +8.

Neptun are orbita situată la peste 4,5 miliarde km (30,1 u.a.), de Soare, efectuând o revoluție în jurul acestuia, în aproape 165 ani. Neptun poate fi considerat un frate apropiat al lui Uranus prin similitudinile dintre dimensiune, masă și compoziție. Diametrul mediu ecuatorial de 49!244 km este foarte apropiat de cel al lui Uranus. Comparativ cu Pământul, masa lui Neptun este de 17,1 ori mare, iar volumul său este de aproape 58 de ori mai mare. Planetei îi corespunde o densitate medie de 1,62. Acest lucru sugerează faptul că este mai bogat în elemente grele este decât Uranus.

Ceea ce cunoaștem în prezent despre Neptun, este rezultatul trecerii la numai 5!000 km de stratul norilor, a sondei spațiale Voyager 2, în august 1989.

La altitudini mari, atmosfera lui Neptun este compusă din 80% hidrogen și 19% heliu și doar 1,5% metan. Aici a fost determinată o temperatură de -220° C. Ca și în cazul Uranus, absorbția luminii roșii, de către metanul din atmosferă, face ca Neptun să aibă o nuanță albastră vie. În straturile superioare ale norilor, s-au măsurat viteze ale vântului, cuprinse între 1!440 km/h în zona ecuatorială și 900 km/h în zonele polare, ceea ce denotă o atmosferă cu caracter furtunos, asemenea lui Uranus. Atmosfera lui Neptun este împărțită în două regiuni principale: troposfera inferioară, în care temperatura scade cu altitudinea și stratosfera, în care temperatura crește cu altitudinea. În atmosfera adâncă, norii de apă înghețată, ar trebui să existe presiuni de aproximativ 50 bari, și temperatura să ajungă la 0° C. Sub această zonă, se presupune prezența norilor de amoniac și hidrogen sulfurat. Din motive care rămân încă necunoscute, termosfera planetei are o temperatură foarte ridicată, de aproximativ 477° C.

Pe imaginile primite de la Voyager 2 astronomii au observat o diversitate de formațiuni noroase. Printre acestea s-a remarcat o mare pată (noroasă) neagră situată în emisfera sudică. Norul avea o formă ovală de 13!000 km lungime și 6!600 km lățime (cam de mărimea Pământului), amintind de Marea Pată Roșie a lui Jupiter. Spre deosebire de Marea Pată Roșie, care există de mai bine de patru secole, anti-ciclonul întunecat de pe Neptun, s-a dovedit a avea o viață scurtă, de numai cinci ani după descoperire. Astfel de furtuni ciclonice, au apărut frecvent în ambele emisfere, iar unele au avut chiar o nuanță deschisă (pete albe). De asemenea, imaginile au evidențiat prezența norilor albi (de metan condensat) ai căror contrast cu atmosfera de un albastru-verde, le-a putut face vizibile prin marile telescoape de pe Pământ. Circulația acestora a permis astronomilor să constate că vitezele curenților atmosferici variază cu latitudinea. Acest model de circulație seamănă cu cea a lui Uranus, în ciuda faptului că înclinațiile axelor de rotație ale celor două planete sunt foarte diferite. Înclinația axei lui Neptun este de 29°,6, în timp ce înclinația axei lui Uranus este de 97°,9. Acest caracteristici denotă o meteorologie activă pe Neptun, care poate fi determinată de căldura internă radiată, a cărei valoare este de 2,7 ori mai mare decât cea primită de la Soare.

Modelul de structură internă a lui Neptun se aseamănă cu cel a lui Uranus și ne prezintă o planetă cu o atmosferă de aproximativ 5% până la 10% din masa sa, care coboară până la circa 5!000 km spre centru, unde atinge presiuni de aproximativ de aproximativ 100!000 de ori mai mare decât a atmosferei Pământului. În această zonă a regiunii inferioare ale atmosferei, cresc considerabil concentrațiile de metan, amoniac și apă. Mai jos, urmează mantaua, echivalentă a 10 până la 15 mase terestre, bogată în apă, amoniac și metan, care este un amestec denumit "înghețat", chiar dacă acesta, este un fluid fierbinte și dens. Această combinație de elemente, are o conductivitate electrică ridicată și este uneori numit ocean de apă și amoniac. Mantaua poate consta dintr-un strat de apă ionică, în care moleculele de apă se descompun într-o supă de ioni de hidrogen și oxigen. Experimentele de laborator, sugerează că la baza mantalei poate exista un ocean de carbon lichid în care se găsesc cristale solide de metan (diamante). Centrul planetei este ocupat de un nucleu compus din fier, nichel și silicați, cu o masă de circa 1,2 ori mai mare decât a Pământului. Aici presiunea este de 700 GPa, aproximativ de două ori mai mare decât cea din centrul Pământului, iar temperatura poate fi de peste 5!000° C.

Neptun are câmp magnetic, iar orientarea acestui câmp dipol este surprinzător de asemănătoare cu cea a lui Uranus. Acesta poate fi reprezentat de o bară de magnet înclinată la un unghi de 47° în raport cu axa de rotație, care trece la circa 13!000 km de centrul fizic al planetei. Magnetosfera neptuniană încetinește vântul solar de la o distanță de aproximativ 18 diametre neptuniene și se prelungește în direcția opusă Soarelui, până la 35 de diametre planetare (~1,7 milioane km).

Sateliții lui Neptun

În prezent, sistemul de sateliți care orbitează planeta Neptun, numără 14 membri. Dintre aceștia, 13 au statut oficial și au primit nume, iar unul este provizoriu. Înainte ca Voyager 2 să ajungă la Neptun, se cunoșteau doar doi sateliți. Triton a fost descoperit de către W. Lassell în 1846, la o distanță de 17 zile după descoperirea lui Neptun. Este singurul satelit neptunian de formă sferică. Acesta înconjoară planeta, pe o orbită aproape circulară și retrogradă, cu o perioadă de 5,9 zile. Nereid a fost descoperit 1949, pe o placă fotografică, de către G.P. Kuiper. Acesta are orbita mai excentrică decât orice alt satelit cunoscut. În contrast izbitor cu acești doi sateliți, ceilalți șase, descoperiți de Voyager 2, numiți: Naiad, Thalassa, Despina, Galatea, Larissa și Proteus, au cu toții orbite foarte regulate fiind situate în planul ecuatorului planetei și aproape circulare. Totodată aceștia sunt situați foarte aproape de planetă și o înconjoară, în circa 7 ore, Naiad și în aproape 27 de ore, Proteus. Mai tărziu, în anii 2002 și 2003, au fost descoperiți alți cinci mici sateliți neregulați: Halimede, Psamathe, Sao, Laomedela și Neso, primi doi și respectiv, ultimul dintre ei, sunt retrograzi. În anul 2013 se anunță descoperirea celui de-al 14-lea satelit, S/2004 N 1.

Singurul satelit de formă sferică, Triton, este ca și sateliții Io și Eceladus, activ geologic. A fost pusă în evidență, prezența vulcanilor de gheață (criovulcani) și a gheizerelor, care ejectează la înălțimi mari, azot înghețat. Urmare a acestei activități, suprafața sa înghețată este tânără, cu puține cratere de impact. Triton are o istorie geologică complexă, cu terenuri, ce au un aspect tectonic accidentat și complicat. Datorită activității eruptive, Triton e înconjurat de o atmosferă (de 70!000 mai rarefiată decât atmosfera Pământului la nivelul mării) de azot, metan și monoxid de carbon. Aceste trei gaze, plus dioxidul de carbon și apa, sunt de asemenea, prezente în stare solidă, pe suprafața satelitului. Triton este considerat cel mai rece corp al sistemului solar. Pe suprafața sa, datorită azotului înghețat, temperatura trebuie să fie de -235° C.

Dincolo de limita planetară a Sistemului Solar se află obiectele transneptuniene.

OBIECTELE TRANSNEPTUNIENE

Un obiect transneptunian este oricare planetă mică din Sistemul Solar, care se rotește în jurul Soarelui la o distanță mai mare sau egală cu cea a planetei Neptun. Aceste obiectele se găsesc în zonele convenționale ale acestui volum al spațiului exterior al Sistemului Solar, numite: Centura Kuiper, Discul dispersat (eng. Scattered Disk) și Norul lui Oort.

Primul obiect transneptunian descoperit a fost Pluton în 1930. Șase decenii mai târziu, avea să fi descoperit al doilea obiect transneptunian, care a fost denumit (15760) 1992 QB1. Odată cu trecerea timpului, numărul descoperirilor a crescut simțitor, astfel că, la începutul anului 2017, pe lista de la Minor Planet Center, erau înregistrate peste 2!300 de obiecte transneptuniene. Dintre aceste corpuri, un număr de 242, au orbitele suficient de bine stabilite, primind o denumire permanentă de planetă mică. Alte peste 2000 de obiecte, au periheliul în afara orbitei neptuniene, dar sunt insuficient observate.

Cel mai mare obiect transneptunian cunoscut este Pluton, cu diametrul de 2!374 km. El este urmat de încă cinci corpuri cu diametrul mai mare de 1!000 km: Eris – 2!326 km, Makemake – 1!430 km 2007 OR10 – 1!535 km, Haumea – 1!430 km și Quaoar – 1!110 km.

Distribuția și clasificare

În funcție de distanța lor de la Soare și parametrii orbitelor lor, obiectele transneptuniene sunt clasificate în două grupe mari și subramurile lor:

– Corpurile din centura Kuiper (KBO), sunt cele ce au o distanță medie de Soare între aproximativ 30 și 50 u.a., care de obicei, au orbite aproape circulare și o înclinare mică față de eliptică. La rândul lor, ele diferă prin rezonața orbitală și se împart în două clase: obiectele rezonante – twotinos cu perioade de revoluție între 330 și 420 ani și plutinos cu perioade orbitale cuprinse între 240 și 290 ani, în timp ce a doua clasă este alcătuită din obiectele clasice, numite cubewanos – fără rezonanță și cu orbite aproape circulare, neperturbate de către Neptun, de exemplu: Quaoar 1992 QB1 și Makemake. O posibilitate luată în considerare pentru faptul că centura Kuiper se termină la distanța de 50 u.a., ar fi că undeva, dincolo de această depărtare, există cel puțin un corp mare încă nedescoperit. Se estimează că centura Kuiper, conține aproximativ 10 miliarde de comete, ale căror nuclee sunt mai mari de 1 km, fiind foarte posibil, ca multe dintre ele să fie mult mai mari.

– Corpurile din discul dispersat (SDO), sunt cele mai îndepărtate de Soare. Ele au în general, orbite haotice și neregulate (foarte eliptice și având o înclinație mare pe eliptică). Un exemplu tipic îl constituie, Eris. La rândul lui, discul dispersat se împarte și el în două grupe. Prima grupă conține corpurile numite "apropiate", ale căror orbite sunt nerezonante, neplanetare și au parametrul Tisserand (relativ la Neptun) mai mic de 3. A doua grupă formată din corpurile "îndepărtate", au parametrul Tisserand (relativ la Neptun) mai mare de 3 și excentricitatea medie în funcție de timp, mai mare de 0,2.

Caracteristici fizice ale obiectelor transneptuniene

Studiile în infraroșu asupra obiectelor transneptuniene și spectrele lor, oferă o perspectivă asupra originii acestor obiecte, oferind posibilitatea de corelare cu alte clase de obiecte ca: asteroizii centauri sau anumiți sateliți ai planetelor gigantice (Triton, Phoebe), suspectate că sunt originare din centura Kuiper. Cu toate acestea, interpretările spectrelor sunt de obicei ambigue. Mai mult, suprafețele optice ale corpurilor mici sunt supuse modificării prin radiații intense, vântul solar și micrometeoriți. În consecință, stratul optic (de suprafață) poate fi destul de diferit de regolitul aflat în scoarță și nu este reprezentativ pentru compoziția generală a corpului. De aceea obiectele transneptuniene, sunt considerate a fi amestecuri cu densitate scăzută de rocă și gheață, care pot conține și unele materiale organice (cu conținut de carbon) de suprafață, cum ar fi tholin, detectat în spectrele lor. Pe de altă parte, densitatea mare avută de Haumea, 2,6-3,3 g/cm3, sugerează un conținut fără gheață (comparativ cu densitatea a lui Pluton, de 1,86 g/cm3). Compoziția micilor obiecte transneptuniene, ar putea fi similară cu cea a cometelor. A fost observat faptul că unii asteroizi din familia centaurilor, suferă modificări severe atunci când se apropie de Soare, având de cele mai multe ori un aspect încețoșat (ca al cometelor), lăsând în urma traiectoriei lor orbitale, o coadă asemănătoare cometelor. De exemplu, cazurile corpurilor, 2060 Chiron și 7968 Elst-Pizarro, care sunt catalogate cu numere de asteroizi (prezentat deja), dar și cu notația corespunzătoare cometelor, adică: 95P/Chiron și 133P/ Elst-Pizarro. La momentul de față, comparațiile între populația de asteroizi centauri și obiectele transneptuniene sunt încă controversate.

CORPURILE MICI ALE SISTEMULUI SOLAR

Asteroizii

Dacă ne întoarcem la începutul acestui capitol și urmărim valorile din coloana 4, din Tabelul 1, în care sunt date distanțele aproximative ale planetelor mari față de Soare, după regula Titius-Bode, vom constata că distanței de 2,8 u.a. nu îi corespunde nicio planetă mare. Cum această regulă a fost stabilită în jurul anului 1772, iar în 1781, a fost descoperită planeta Uranus, pentru care regula respectivă indica distanța 19,6 u.a., ce era în bună concordanță cu distanța observată de 19,1 u.a., venea să consolideze și mai mult încrederea în valabilitatea regulei Titius-Bode. Ideea existenței unei planete necunoscute, care să corespundă acestui "gol" dintre Marte și Jupiter, a fost tot mai mult îmbrățișată de astronomi. Astfel, în vederea căutării planetei necunoscute, astronomul german Franz Xaver von Zach (1754-1832) a format la sfârșitul secolului al 18-lea, un colectiv format din 24 astronomi din mai multe țări europene, numit "Poliția Cerească". Acest grup de astronomi, vor urma un plan de observare sistematică a cerului din vecinătatea eclipticii și vor comparara observațiile cu hărțile cerești existente la acel moment.

În noaptea de 1 ianuarie a anului 1801, astronomul italian Giuseppe Piazzi (1746-1826), în timp ce lucra la întocmirea unui catalog cu poziții stelare, descoperă accidental la un studiu de rutină cu privire la pozițiile stelelor, un obiect necunoscut, de magnitudinea +7,7, ce avea aspect stelar. În nopțile ce au urmat, Piazzi a continuat să urmărească mersul aparent al noului obiect pe fondul stelar din constelația Taurus, timp de aproape două luni de zile. În primele trei săptămâni, acesta s-a mișcat în sens direct, apoi s-a oprit, pentru ca după câteva zile, să-și schimbe sensul de mișcare spre est, în sens direct.

Așa cum s-a arătat în Capitolul 5, după mișcarea aparentă pe bolta cerească, era evident că noul obiect este exterior orbitei terestre. Întrerupând serile de observații pe fondul degradării a stării lui de sănătate, noua planetă descoperită este pierdută printre miile de stele de pe bolta cerească. Piazzi trimite scrisori mai multor astronomi, în care își anunță descoperirea și totodată, pentru a încerca să regăsească astrul pierdut.

Din fericire, una dintre scrisorile lui, ajunge la tânărul matematician german Carl Friedrich Gauss (1777-1855) care, în baza coordonatelor transmise, calculează orbita noului obiect și constată că acesta se afla la distanța de Soare de 2,71 u.a. și că are semiaxa mare a orbitei de 2,77 u.a., adică acesta se găsea exact la distanța indicată de regula Titius-Bode. După determinarea elementelor orbitale (vezi Capitolul 7), a fost posibilă calcularea efemeridei cu ajutorul căreia obiectul nou descoperit a putut fi regăsit pe bolta cerească. Astfel, un an mai târziu, la 31 decembrie 1801, noua planetă a fost reobservată independent de germanul Heinrich Olbers (1758-1840) și de maghiarul Franz X. von Zach, la locul indicat de calculele lui Gauss, în constelația Virgo. În acest mod s-a confirmat descoperirea planetei respective, care se mișca între Marte și Jupiter. Aceasta a fost numită Ceres, după numele zeiței romane a abundenței.

O descoperire anterioară a lui Ceres, nu a fost posibilă, deoarece este prea slab strălucitor pentru a fi văzut cu ochiul liber.

Dar, cum din calcule ce au urmat reieșea că Ceres părea a fi prea mic pentru a fi clasificat ca planetă, astronomii continuă căutarea. În mod ironic, Ceres, primul asteroid descoperit, este acum considerat a fi o planetă pitică, deoarece este pe orbită în jurul Soarelui, nu este un satelit al unei planete și este suficient de masiv încât gravitația să-i fi conferit o formă aproape sferică.

În martie, 1802, în timp ce se preocupa de observarea planetei Ceres, Olbers a descoperit un al doilea corp mic la aceeași distanță la care era prezisă existența planete necunoscute. El a numit noua mică planetă, Pallas. Prin urmare, au fost descoperite două planete în loc de una singură, fapt care începea să devină o problemă plină de enigme. În 1803, Olbers a emis ipoteza că asteroizii provin dintr-o planetă, care din motive necunoscute s-a sfărâmat în apropierea distanței de 2,8 u.a. Această ipoteză generează o căutare mai intensă. Dar, cu timpul, problema se complică și mai mult deoarece în septembrie 1804, Karl Hardig a descoperit planeta mică Juno, iar la sfârșitul lui martie 1807, Olbers descoperă pe cea de-a patra planetă mică – Vesta.

După descoperirea micii planete Vesta, aproape 40 de ani au trecut înainte ca un alt corp mic să fi fost descoperit. În decembrie 1845, astronomul amator K.L. Hencke a descoperit cea de-a cincia planetă mică, Astraea și tot el, în iulie 1847, este primul, care o observă și pe cea de-a șasea, Hebe.

Atunci când hărțile cerești au devenit disponibile pentru stele aflate mult sub limita vizibilității, planetele mici au început să fie descoperite într-un ritm constant. O sută zece planete mici au fost descoperite până în 1870 și peste 300 până în 1891, prin observații vizuale.

Deoarece aspectul planetelor mici rămânea asemănător cu imaginile stelelor chiar privite prin cele mai puternice lunete, aceste corpuri au fost numite asteroizi. Această denumire o vom utiliza șl noi în cele ce urmează.

Denumirea asteroizilor

După anul 1891, când astronomul german Max Wolf (1863-1932), introduce metoda observațiilor fotografice în astronomie, mii de asteroizi au fost descoperiți și înregistrați în Catalogul Planetelor Mici al Institutului de Astronomie Teoretică din Leningrad, al Academiei Ruse de Știință – RAS.

După ce se descoperă un asteroid, se efectuează un anumit număr de observații, din care se determină elementele orbitale și apoi efemerida corespunzătoare. Dacă la următoarea opoziție asteroidul este regăsit, acesta primește un număr de ordine și un nume propriu cum ar fi: 1 Ceres sau 6429 Brâncuși. Ca urmare, există o mare varietate de nume de asteroizi. Mulți sunt numiți după personaje cu precădere feminine, dar și masculine, din diferite tradiții mitologice (Flora, Frigga, Agamemnon, Amor, Apollo etc.). Alții după nume de observatoare (Alleghenia), orașe (Chicago), țări (Brazilia), opere (Turandot), muzicieni (Enescu), astronomi (Pârvulesco) etc.

Cel mai mare asteroid cunoscut în centura de asteroizi, este Ceres (acum considerat planetă mică), al cărui diametru mediu măsoară 946 km. El este urmat de Vesta cu 525,4 km și Pallas cu 512 km diametru. Mii de alți asteroizi din centura principală sunt mai mari de 10 km în diametru.

În Tabelul xxx, sunt prezentați parametri generali ai asteroizilor cu diametrul mediu mai mare de 200 km.

Orbite de asteroizi

Cei mai mulți asteroizi se găsesc între centura principală de asteroizi, care se extinde de la 2,1 la 3,4 u.a., și aproximativ jumătate dintre ei sunt între 2,75 și 2,85 u.a. Asteroizii se învârt în jurul Soarelui în aceeași direcție ca și planetele, dar comparativ cu ele, asteroizii tind să aibă orbite mai excentrice, care sunt mai înclinate față de planul eclipticii. Orbitele lor variază în formă și mărime, sunt înclinate până la 30° față de planul eclipticii și sunt mult mai puțin excentrice decât cele ale cometelor.

Excentricitățile orbitelor lor sunt mai pronunțate decât ale planetelor mari, exceptându-l pe Mercur, la care media este în jurul valorii de 0,04, ceea ce indică o formă eliptică, dar foarte aproape de cerc. Peste 300 de asteroizi au excentricitatea sub 0,15. Aproape 30% din ei au excentricități mici, apropiate de cele ale planetelor mari și cu un procent de ~8%, se încadrează cei cu excentricitatea mai mare de 0,25.

Centura de asteroizi

Majoritatea covârșitoare a asteroizilor cunoscuți sunt situați între orbitele lui Marte și Jupiter,în centura de asteroizi, care se află între 2,1 și 3,3 u.a. de Soare (Fig. xxx). În ciuda marii aglomerări din această imagine (unde sunt reprezentați circa 7!000 de asteroizi) se poate crea impresia total eronată, că în centura principală, ar exista o mare aglomerare de corpuri într-un anumit volum. Pentru exemplificare, dacă ar exista un milion de asteroizi din centura de asteroizi, distanța medie dintre vecinii cei mai apropiați ar fi de aproximativ 2 milioane de km (mai mult de cinci ori decât distanța dintre Pământ și Lună).

În 1867, astronom american D. Kirkwood (1814-1895) a descoperit niște goluri în centura de asteroizi, unde numărul acestora este relativ mai mic în comparație cu alte zone ale centurii. Aceste goluri se pot considera ca fiind asemănătoare cu diviziunile amintite la inelele lui Saturn. Curios, aceste goluri apar pentru orbite de asteroizi ale căror perioade sunt fracții simple (cum ar fi 1/3, 2/5, 3/7 și 1/2) din perioada orbitala a lui Jupiter. Pentru a înțelege de ce există golurile Kirkwood, imaginați-vă un asteroid în centura principală, care înconjoară Soarele o dată la 5,93 ani, exact jumătate din perioada orbitală a lui Jupiter. La fiecare a doua călătorie în jurul Soarelui, asteroidul se găsește aliniat între Jupiter și Soare, mereu în același loc și cu aceeași orientare. Din cauza acestor aliniamente repetate, numite 2-la-1 rezonanță, gravitația lui Jupiter deviază asteroidul de la orbita sa inițială de 5,93 ani, iar în cele din urmă ejectează asteroidul din centura principală. Conform legii a treia a lui Kepler, o perioadă de 5,93 de ani corespunde unei semiaxe mari de 3,28 u.a. Din cauza gravitației lui Jupiter, aproape niciun asteroid nu orbitează Soarele la această distanță medie.

Un alt gol Kirkwood corespunde unei perioade orbitale de o treime din perioada lui Jupiter, sau 3,95 ani (o rezonanță 3-la-1). Există goluri suplimentare și pentru alte raporturi simple între perioadele asteroizilor și Jupiter. Datorită rezonanței, orice corpuri de mărimea lui Marte care au existat în centura de asteroizi au fost, probabil, ejectate după ce a ajuns într-unul din golurile Kirkwood. Există și alte rezonanțe, care acționează în stabilitatea anumitor asteroizi, cum ar fi (o rezonanță 2-la-3) pentru 153 Hilda, în grupul situat la 4 u.a.

Familii de asteroizi

În 1772, matematicianul francez Joseph Lagrange (1736-1813) a arătat că există puncte în orbita lui Jupiter situate la 60° în fața și în spatele planetei unde gravitația este stabilă și rezonanța 1-la-1. Inițial s-a crezut că rezultatele lui Lagrange cu privire la punctele de librație ale unei planete prezintă importanță numai din punct de vedere teoretic. Dar, la începutul secolului nostru, în anul 1906, astronomul german Max Wolf (1863-1932) a descoperit primul așa numit asteroid troian, 588 Ahile, la punctul Lagrange de 60° înaintea lui Jupiter. Ulterior descoperirile au scos la iveală câteva mii asteroizi troieni. Cei situați înaintea lui Jupiter, în punctul L4, sunt numiți Greci, pentru eroii greci, iar cei din spatele lui Jupiter, în punctul L5, sunt numiți Troieni pentru eroii troieni. Există însă un spion grec, asteroidul 617 Patrocle, în grupul troian și un spion troian, 624 Hektor în grupul elen. Hektor este cel mai mare asteroid troian cunoscut (195×370 km) și este cel mai alungit (bilobat) dintre asteroizii mai mari. Cel puțin doi asteroizi au orbite care se extind dincolo de Jupiter: 944 Hidalgo a cărei orbită se extinde până la Saturn (9,6 u.a.) și 2060 Chiron care, așa cum aminteam mai devreme, este probabil un nucleu de cometă. Mai trebuie amintiți și asteroizii, care se apropie foarte mult de orbita terestră, și anume: Hermes, Adonis, Apollo, etc. Asteroidul 433 Eros, descoperit în 1898, are o perioadă scurtă de revoluție, iar parametri orbitei sale face ca, exceptând cometele, să fie singurul asteroid ce se poate apropia foarte mult de Pământ, când trece prin periheliul orbitei sale și să se îndepărteze la afeliul, până la orbita lui Marte. El este primul descoperit dintr-un grup de mici asteroizi cunoscuți ca familia Amor, din care mai fac parte și 1221 Amor, 1620 Geograp-hos, 1627 Ivor și 1685 Toro (Fig. xxx). Sateliții marțieni Phobos și Deimos au fost mult timp suspectați a fi asteroizi capturați, probabil din acest grup. Alte două familii de asteroizi sunt cunoscute cu numele de Apollo și Atenieni. Ele au primit nume după asteroidul reprezentativ.

Familia Hilda (Fig. xxx) se compune din asteroizi, care au semiaxa mare între 3,7 și 4,2 u.a., excentricitatea mai mică de 0,3 și înclinarea orbitei mai mică de 20°. Hilda este un grup dinamic, care are o rezonanță de 3:2 cu Jupiter. Asteroizii familiei Hilda, se mișcă pe orbitele eliptice, astfel încât afeliul lor le-a poziționat alaturi de Jupiter, la 60° în fața sau în spatele lui Jupiter în punctele Lagrange L4 și L5. Pe durata a trei orbite succesive, fiecare asteroid din familia Hilda, trece prin punctele L4, L3 și L5, în această ordine.

Clase de asteroizi

Compoziția chimică a asteroizilor este evaluată după spectrul optic, măsurând lumina reflectată, care corespunde compoziției suprafeței lor, în timp ce pentru meteoriți, ea este cunoscută prin analiza fragmentelor găsite pe Pământ. Caracteristicile chimice și fizice ale asteroizilor sunt în mare parte determinate prin tehnici de teledetecție, care studiază radiațiile electromagnetice, reflectate de suprafețele lor. Mai multe mii de asteroizi au fost studiați de la distanță prin tehnici astronomice radar. Aceste studii au indicat compoziții similare cu cele ale meteoriților. Pentru corpurile mici, care nu sunt diferențiate în interior, suprafața și compoziția internă sunt probabil similare. Alta poate fi situația în cazul corpurilor mari, cum ar fi Ceres și Vesta, datorită faptului că, ele prezintă o structură internă.

În 2002, Schelte J. Bus și Richard P. Binzel au introdus o clasificare de pe baza unui studiu sub numele de Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey (SMASS) a 1!447 asteroizi. Acest studiu a produs spectre de rezoluție mult mai mari decât Eight-Color Asteroid Survey (ECAS). Clasificarea, elaborată de David J. Tholen în anii '80, a fost în măsură să rezolve o varietate de caracteristici spectrale înguste. În SMASS s-a utilizat un interval de lungimi de undă ceva mai mic (0,44 μm până la 0,92 μm). De asemenea, nu au fost luate în considerare albedourile și s-a încercat a păstra cât mai mult posibil clasificarea Tholen. Având în vedere datele diferite, asteroizii au fost sortați în 26 de tipuri date mai jos. S-a constatat că majoritatea corpurilor aparțin celor trei importante clase C, S, și X, cu câteva corpuri neobișnuite, clasificate în mai multe tipuri mici:

Dintre acestea, vom exemplifica sumar numai clasele mai des întâlnite, după cum urmează:

– tipul C: extrem de întunecați (albedo 0,04 ± 0,02); culoare neutră (indice de culoare B – V între 0,65 și 0,75); similari optic cu meteoriții cunoscuți cu denumirea de condrite, care constau din hidrați și silicați carbonici de la începuturile sistemului solar.;

– tipul S: mai puțin întunecați (albedo 0,15 ± 0,07); de culoare roșiatică (indice de culoare B – V între 0,85 și 0,80); oarecum asemănători cu meteoriții de rocă, care constau din silicați cu concentrații reduse sau ridicate de fier (litosideritele și condritele de tip H);

– tipul M: au același albedo ca asteroizii de tip S, dar culoare neutră și caracteristica de reflexie mai ridicată spre roșu; mult asemănători cu meteoriții nichel-fier;

– tipul E: asteroizii de acest tip sunt foarte rari; au cel mai mare albedo (0,2 ± 0,4); culoare verde deschis;

– tipul R: și acest tip este foarte rar; au culori deschise, cu nuanțe de roșu;

– cei pentru care nu li se poate atribui o clasă certă se notează cu U.

Aproximativ trei sferturi dintre asteroizi sunt de tip C. Sunt găsiți în exteriorul centurii și printre Troieni. Ei se aseamănă cu meteoriții care sunt din silicați și pe bază de carbon, minerale, împreună cu unii compuși organici. Ceres, considerat acum o planetă pitică, este din această categorie. Aproximativ 10% din asteroizi rămân neclasificați și sunt desemnați ca fiind de tip U. În general, asteroizii, care conțin materiale volatile la temperatură joasă, se află mai departe de Soare, în timp ce aceia din partea interioară a centurii principale sunt mai bogați în minerale cu temperatură înaltă, care oferă dovezi ai compușilor de apă și de carbon volatile.

Mulți asteroizi prezintă variații periodice de luminozitate, fapt care sugerează că au forme neregulate și totodată rotație axială. Perioadele lor de rotație măsurate, variază de la aproximativ 3 la 30 de ore. Există unele dovezi că asteroizii de tip S, se rotesc mai rapid decât asteroizii de tip C, dar mai încet decât asteroizii de tip X. Asteroizii mari (mai mari de 120 de kilometri) se rotesc mai lent, odată cu creșterea dimensiunii lor, în timp ce asteroizii de dimensiuni mici, se rotesc mai mult încet odată cu descreștera dimensiunilor. În aceste condiții, astronomii tind să creadă că asteroizii mari pot fi corpuri primordiale, în timp ce cei mai mici, pot fi fragmente produse în urma coliziunilor (dintre asteroizi).

În ultimele două decenii misiunile spațiale, care au ajuns sau au trecut de centura asteroizilor, au oferit astronomilor informații importante și imagini din apropierea unor asteroizi și chiar de pe suprafața acestora. Sonda spațială Galileo a survolat asteroidul Ida în vara anului 1993 și a ajuns în preajma asteroidului Gaspra, la sfârșitul anului 1999. Imaginile trimise spre Pământ din apropierea asteroidului Ida, care este puternic alungit pe o axă (56 km lungime), ne prezintă o suprafață foarte accidentată de craterele de impact. Totodată sonda Galileo a descoperit faptul că Ida are un satelit propriu. Satelitul are un diametru de aproximativ 1,5 km (Fig. xxx) și orbitează la o distanță de circa 100 km astroidul Ida. Al doilea asteroid vizat de sonda Galileo, este Gaspra. Pe imagini se prezintă un corp de formă alungită și neregulată, ce are o ușoară nuanță de roșu a suprafeței, presărată cu cratere de impact și care prezintă o serie de fisuri, probabil ca rezultat dintr-o coliziune deosebit de violentă cu un alt asteroid mai mic.

Observațiile de pe Pământ au identificat peste 50 de alți asteroizi, care au sateliți. Un asteroid, Sylvia, este orbitat de doi sateliți. Raportul maselor dintre cele două componente ale unui sistem binar este o caracteristică importantă. Cei mai mulți asteroizi binari au un raport de masă mare, adică un satelit relativ mic se află în orbită în jurul componentei principale. Câteva dintre sistemele cu un satelit mic, includ următorii asteroizi: 22 Kalliope, Eugenia 45, 87 Sylvia, 107 Camilla, 121 Hermione, 130 Elektra, 243 Ida, 283 Emma, și 379 Huenna. Unele sisteme binare au un raport de masă aproape de unitate, adică, cele două componente au mase apropiate. Acestea includ asteroizii 90 Antiope și 69230 Hermes.

Al treilea asteroid vizitat de sondele spațiale, este Mathilde. Un corp de aproximativ rotund circa 60 km în diametru. Figura xxx. arată că Mathilde este acoperit de un număr covârșitor de cratere de impact, inclusiv unul peste 30 km și 10 km adâncime. Mathilde are un albedo de numai 0,04, indicând faptul că aceasta reflectă lumina solară la fel de slab ca o bucată de cărbune. Materia de la suprafață este similară cu cele ale chondritelor carbonice. Datorită efectelor gravitaționale suferite de Galileo la trecerea pe lângă Mathilde, a facut posibil să i se determine o densitate mică, de numai 0,2 g/cm3 sugerând astfel că Mathilde are un interior poros.

Desigur, mai recent și alte misiuni au continuat cu succes abordarea unor asteroizi. În februarie 2001, sonda spațială NEAR Shoemaker a atins solul asteroidului de formă neregulată de aproximativ 40 km lungime, 433 Eros. După ce a aterizat, NEAR Shoemaker a folosit raze gamma pentru a determina compoziția chimică a lui Eros. Compoziția lui seamănă cu cea a meteoriților, ceea ce sugerează că, la fel ca condritele, suprafața lui Eros poate fi la fel de vechie ca Sistemul Solar. O altă examinare atentă a unui asteroid a fost efectuată de către sonda japoneză Hayabusa, care a aterizat pe asteroidul 25143 Itokawa, în noiembrie 2005. Aterizarea sondei Hayabusa a fost o premieră, marcând prima probă de sol colectată de de pe suprafața unui asteroid. Mostrele de material colectate de Hayabusa s-au întors pe Pământ pentru analiză, în iunie 2010.

În închierea acestei secțiuni trebuie amintit că, în aprilie 2015, sonda spațială Dawn a marcat o nouă premieră. Ea a devenit prima sondă spațială, care s-a plasat pe orbită în jurul unei planete mici, pentru un studiu amănunțit.

Cometele

O cometă este un corp mic de gheață aflat pe orbită în jurul Soarelui. Atunci când se apropie de Soare, cometa capătă un aspect nebulos, devine strălucitoare și poate produce o coadă vizibilă. În cea mai mare parte a istoriei umane, cometele au fost considerate a fi fenomene, care se petreceau mai degrabă, în atmosfera Pământului, decât să fie interpretate ca fiind obiecte cerești.

Aparițiile pe bolta cerească a cometelor au fost considerate din timpuri străvechi (există consemnări din perioada babiloniană), a fi semne divine. Ce-i drept, de mai puține ori, aducătoare de bine și de cele mai multe ori, considerate ca semne rele, aducătoare de secetă sau alte cataclisme naturale, molime sau de războaie. În timp ce, unii învățați antici din sec. III î.Hr. menționau faptul că, babilonienii, încă din sec. XVII î.Hr., considerau cometele asemănătoare cu planetele; Alții, precum Aristotel (sec. IV î.Hr.), spuneau despre comete că sunt emanații de vapori în atmosfera Pământului. Asimilând aparițiile cometelor cu intemperiile meteorologice din anul 371 î.Hr., Aristotel a alimentat frica de comete. Teama față de aceste corpuri cerești, a fost introdusă în diferite "școli" ale timpurilor trecute și preluată de multe persoane, a dăinuit în istorie mai bine de două milenii. Există înscrisuri din perioada romană (sec. I î.Hr.) care spun, că în prima zi a jocurilor date în onoarea zeificării Împăratului Iulius Cezar, o cometa strălucitoare, a apărut în cerul de seară și a fost vizibilă timp de o săptămână. Cometa a fost considerată a fi sufletul lui Cezar ridicat la cer. Un mileniu mai târziu, când o cometă strălucitoare (de fapt era cometa Halley, a cărei periodicitate avea să fie lămurită șase secole mai târziu) a apărut pe cer, în aprilie 1066, apariția ei a fost considerată un semn rău pentru regele Harold Godwinson al Angliei. La scurt timp după apariția cometei, la 14 octombrie, el a fost ucis în bătălia de la Hastings în fața normanzilor. Primul astronom care a avut o viziune corectă asupra naturii cometelor, admițând că sunt corpuri cerești, a fost Tycho Brahe. Efectuând observații atente asupra mișcării strălucitoarei comete de la 1577 (desemnată oficial, cometa C/1577 V1), el a arătat că aceasta ar trebuit să fie de cel puțin șase ori mai departe de Pământ, decât este Luna. Astfel, viziunea modernă despre aceste corpuri, accepta existența lor ca fiind de origine cosmică și că ele se învârt în jurul Soarelui, pe orbite foarte alungite. La distanță de un secol, tânărul astronom englez Edmund Halley (1656-1742) a studiat cu atenție cometa strălucitoare, care a apărut în 1682. Analizând înscrisurile vechi, el a descoperit că această cometă are aceeași orbită foarte eliptică ca și cometele observate în anii 1456, 1531 și 1607. Halley a tras concluzia că acestea apariții cometare au fost toate ale unei singure comete, a cărei perioadă orbitală medie este de 76 de ani. Dispunând de aceste date, el a prezis că o nouă apariție a acestei comete se va întâmpla din în 1758 sau 1759. Predicția lui s-a adeverit, cometa fiind văzută de un astronom amator în noaptea de Crăciun a anului 1758. Chiar și la începutul secolului al XX-lea, apariția cometei Halley, la trecerea ei la periheliu în 1910, a fost considerată de mulți, ca fiind un semn al sfârșitului lumii, deoarece Pământul, în drumul lui în jurul Soarelui, avea să treacă prin coada cometei, care se credea a fi formată din gaze otrăvitoare, care aveau să distrugă omenirea.

Structura cometelor

În mare parte a vieții lor, cometele sunt corpuri mici de praf și gheață, care nu sunt vizibile și nu prezintă nimic spectaculos. În schimb, apariția pe cer a unei comete strălucitoare, oferă pământenilor o priveliște spectaculoasă, a unui corp ceresc cu un cap luminos și de cele mai multe ori, cu o coadă lungă ce întinde pe zeci de grade, pe bolta cerească. Figura xxx, prezintă cometa Hale-Bopp (1997) cu o imagine clasică, așa cum cunosc majoritatea oamenilor aspectul unei comete. Dar în spatele acestei frumoase imagini, trebuie spus că o cometă este alcătuită din trei părți principale, pe care le vom detalia în continuare.

Nucleul este singura parte a unei comete, care se găsește în stare solidă. În cele mai multe cazuri nucleele cometare au formă neregulată. Ele sunt conglomerate de materie înghețată, care măsoară între câteva sute de metri și câțiva zeci de kilometri, în a căror compoziție s-au intră: rocă, particule de praf conținute de apa înghețată, monoxid de carbon înghețat, dioxid de carbon, amoniac, metan și formaldehidă și gaze volatile.

Un nucleu cometar începe să se evaporeze atunci când energia solară se resimte puternic la suprafața lui. Distanța, la care de obicei se încălzește suficient de mult, este cuprinsă între 2-3 unități astronomice. La această depărtare de Soare, apa și molecule gazelor înghețate ale nucleului cometei încep să treacă din starea de agregare solidă, în cea gazoasă și deci, se evaporă și curg spre exterior, transportând o parte din praful amestecat cu gheata. O mare cantitate din ejecțiile de gaz și praf trebuie să aibă loc acolo unde suprafața subțire a crustei nucleului se fisurează și astfel permite jeturilor de gaze să iasă spre exterior. În acest fel, gazul și praful care scapă din nucleu formează o zonă de reziduuri, care poartă numele de coamă. Ținând cont de acest caracter periodic, coama și coada pot exista numai atunci când cometa este aproape de Soare (Fig. xxx).

Datorită dimensiunilor reduse, nucleele de comete sunt mult prea mici pentru a fi rezolvate chiar și de către cele mai mari telescoape de pe Pământ. Ele apar doar ca puncte de lumină. Pentru a afla mai multe despre comete, oamenii, prin diferite misiuni ale agențiilor spațiale: europene (ESA), americane (NASA), rusești (ROSCOSMOS), germane (DLR) și japoneze (ISAS), au trimis câteva sonde spațiale pentru a întâlni comete ca au trecut sau urmau să treacă prin vecinătatea Pământului sau în zona interioară a sistemului solar. O primă astfel de abordare a fost efectuată în martie 1986, când sonda spațială Giotto, a transmis spre Pământ, primele imagini ale cometei Halley, obținute de la circa 600 km de aceasta. Mai târziu, în septembrie 2001, sonda Deep Space 1 a trecut prin coama cometei Borelly. A urmat vizitarea, în ianuarie 2004, a cometei Wild 2 de către sonda Stardust, care a trecut la numai 236 km de nucleu. Sonda a colectat probe de praf din coama cometei și a revenit pe Pământ în 2006.

O premieră a examinării în detaliu a nucleelor cometare a fost realizată de către sonda Deep Impact, în iulie 2005. De la bordul lui Deep Impact, a fost lansată (cu scopul de a realiza un proiectil), o mică sondă cu greutatea de 350 kg, care a lovit cu o viteză de 10 km/s, suprafața cometei Tempel 1. În timpul apropierii de nucleul cometei, camerele de luat vederi ale impactorului, au obținut o serie de imagini de înaltă rezoluție (Fig. xxx). Impactorul a produs un crater de aproximativ 100 m, expulzând în spațiu câteva milioane de kilograme din scoarța nucleului. Analiza luminii emise și a materialului expulzat, a scos la iveală, că în afară de gheața și roca de silicați, a existat o cantitate substanțială de molecule organice. Din observațiile asupra deplasării jetului de material ejectat prin impact, datorat de atracția gravitațională a nucleului cometei Tempel 1, a reieșit o densitate de doar 60% din cea a apei înghețate și prin urmare, în adâncimea sa, nucleul trebuie să fie foarte poros.

Imaginile nucleelor cometelor Halley, Borelly, Wild 2 și Tempel 1 sunt în general, destul de asemănătoare (Fig. xxx). Ele au suprafețele foarte neregulate, iar pe întinderile accidentate, există crăpături, depozite de materiale, cratere și munți. Nucleul cometei Tempel 1, spre deosebire de nucleele cometelor Halley, Borelly și Wild 2, are cratere de impact. Suprafețele exterioare ale nucleelor cometelor au un albedo foarte scăzut, ceea ce le face să se situeze printre cele mai slab reflectorizante obiecte din Sistemul Solar. Sonda spațială Giotto (ESA) a determinat că nucleul cometei Halley reflectă aproximativ 4% din lumina care cade pe ea. La fel și sonda spațială Deep Space 1 (ESA) a măsurat că suprafața cometei Borrelly reflectă sub 3,0% din lumina care cade pe ea. Reflectivitatea scăzută a suprafețelor cometelor le determină să absoarbă căldura care conduce la procesele de degazarea a lor.

Coama unei comete este formată de revărsarea gazului și prafului care înconjoară nucleul. În funcție de compoziția și de vârsta cometei, o coamă, se poate extinde odată cu apropierea de Soare, până la câteva sute de mii de kilometri în diametru. Deși există, probabil, doar câteva tipuri de molecule eliberate din nucleu, legăturile chimice ale acestor moleculele instabile, precum cianogenul, sunt rupte și puternic ionizate de radiația solară pentru a produce o mare varietate de atomi, ioni și molecule în coamă. Coama apare luminoasă din cauza unei combinații a gazelor de emisie și a luminii solare reflectată de praf. În general, întreaga cantitate de gaz și praf din coamă provine din stratul exterior, foarte subțire al nucleului. Această cantitate mică de material se extinde într-un volum impresionant în spațiu și pentru a forma coama. Coama este de fapt un vid mult mai bine rezultat, decât este posibil astăzi a fi realizat în laboratoarele de pe Pământ. Coama, împreună cu nucleul constituie capul cometei (Fig. xxx).

Coada unei comete, în general, cu rare excepții, se dezvoltă în direcția opusă Soarelui. Prin urmare, pe orbita ei atunci când se apropie de Soare cometa merge cu coada înapoi. Asta se întâmplă până la trecerea ei prin periheliu. După acest moment, cometa se îndepărtează de Soare cu coada în față. Au fost rare cazurile în care cometele, în afară de cozile normale descrise mai devreme, au prezentat și cozi orientate spre Soare. Aceste se numesc cozi anomale. Cozile cometelor au aspecte și dimensiuni diferite. Unele nu au coadă deloc sau au o coadă foarte scurtă (așa cum are cometa Enke), altele, pot avea cozi întinse pe mai multe sute de milioane de km. Multe dintre comete, prezintă de obicei, două cozi diferit colorate (Fig. xxx). Coada de culoare albă sau galbenă este alcătuită din praful rămas în spatele nucleului și se numește coadă de praf, care de obicei, este rectilinie sau mai mult sau mai puțin curbată și nu obligatoriu opusă direcției Soarelui. Coada subțire și rectilinie se numește coadă de plasmă și are culoare albastră, deoarece este formată din ioni și electroni. Culoarea cozii de plasmă este produsă de monoxidul de carbon ionizat, care emite puternic în partea albastră a spectrului. Cozile plasmatice ale cometelor interacționează puternic cu ionizat gaze în vântul solar și sunt întotdeauna orientate diametral opus direcției Soarelui. Interacțiunea cu vântul solar este atât de puternică, încât coada de plasmă se poate întinde pe mai mult de 1 u.a. lungime. Îndepărtându-se de periheliu, încălzirea solară scade odată cu mărirea distanței cometei față de Soare; În consecință, cantitatea de gaze și praf, care sunt eliberate în coamă și coadă scade și ea. Coama și coada se micșorează treptat și par să se estompeze în intensitate. Ajunsă din nou la distanța de 2-3 u.a., pe drumul său spre exteriorul Sistemului Solar, cometa redevine corpul mic, înghețat și cu aspect murdar, care era înainte de apropierea sa de Soare.

Denumirea cometelor

Până în anul 1995, notarea cometelor era complexă. În numirea lor se foloseau: anul descoperirii urmat fie de un număr roman, fie de o literă (mică) a alfabetului latin (între 1869 și 1995) și numele descoperitorului. Acest sistem de desemnare, era redundant și complicat. Altfel spus, a treia cometă periodică ce trecea la periheliu în anul 1973, se nota 1973 III, iar la următoarea revenire la periheliu (de exemplu peste 6 ani), ea era notată cu 1979 IX. Cifra nouă roman, indicând că este a noua cometă, care trece la periheliu, în 1979.

Sistemul introdus din anul 1995 este similar cu denumirea provizorie a planetelor mici, însă nu vom insista asupra acestui subiect, ci ne vor referii numai la notațiile finale ale cometelor.

Cometelor le sunt atribuite una dintre cele patru prefixe posibile. Cometele care nu îndeplinesc caracterul de periodicitate, primesc prefixul "C", de exemplu C/1995 O1, este atribuit pentru Hale-Bopp, marea cometă din 1997, cu mențiunea că o cometă neperiodică poate trece la prefixul "P" după ce, mai târziu în timp, se dovedește a fi periodică, odată cu revenirea la periheliu. Prefixul "P", desemnează o cometa periodică, de exemplu, 350P, este cel al cometei McNaught. Aceste comete, primesc un prefix numeric permanent, după a doua trecere observată prin periheliu.

Mai există și cazul în care cometele care ori au fost pierdute, ori s-au dezintegrat. Acestea sunt notate în bazele de date, cu prefixul "D". Exemple de astfel de cazuri sunt ale cometei 3D/Biela, descoperită în 1772 și dezintegrată la revenirea ei în 1852, având ca rezultat curentul meteoric Andromedids și mai recent în timp, cel al cometei D/1993 F2 Shoemaker-Levy 9, al cărui nucleu s-a dezintegrat în 23 de fragmente mari, care au căzut pe Jupiter în iunie 1994. În fine, înregistrările istorice cu privire la apariții de comete (sec. IV î.Hr. sec. – 1 d.Hr.) pentru care sunt date incerte și nu s-au putut determina orbitele, au fost notate cu prefixul "X", ca de exemplu, X/79 F1.

Orbitele cometelor și originea lor

Din miile de consemnări de apariții ale cometelor (începutul consemnărilor datează de la vechii babilonieni și sunt mai vechi de 2!100 ani), doar aproximativ 400 dintre acestea, au fost suficient de des și suficient de precis observate, pentru ca astronomii, prin metode matematice de înaltă finețe, să le poată determina orbitele cu precizie. În prezent, orbitele cometelor se împart în două categorii: comete scurt periodice și comete lung periodice. Din prima categorie, fac parte acelea care au perioada de revoluție mai mică de 200 de ani, în timp ce cometele lung periodice au perioade de revoluție de peste 200 de ani. Aproximativ jumătate din cometele cu perioadă scurtă, își efectuează revoluția în jurul Soarelui, în mai puțin de 6,5 ani. Din această categorie, face parte și remarcabila cometă Halley, a cărei perioadă de revoluție este de aproximativ 76 de ani. Printre cometele cu perioadă scurtă (3-10 ani) se distinge "familia lui Jupiter", care cuprinde un grup mare de comete, având feliile la fel de îndepărtate de Soare ca și orbita planetei Jupiter. Se considera ca aceasta familie s-a format prin capturarea unor comete cvasi parabolice. În categoria cometelor lung periodice, intră de exemplul, cometa Hale-Bopp. Ea s-a putut vedea cu ochiul liber, timp de mai multe luni de zile în anul 1997, datorită strălucirii mari, pe care a avut-o, atunci când a trecut prin interiorul sistemului solar. Perioada ei de revoluție este de peste 2!640 ani.

Oare ar putea cometele să-și aibă originea dincolo de sistemul solar, din spațiul interstelar? Teoria întâlnirilor stelare este dificil de verificat în mod direct, deoarece noile comete (care le vedem astăzi în apropiere), au mai trecut prin sistemul solar cu milioane de ani în urmă. Astronomii consideră această posibilitate puțin probabilă în cazul noilor comete. Dacă ele ar veni din spațiul interstelar ar avea orbite hiperbolice și viteze, peste viteza de evadare din sistemul planetar.

Ajutați de cele mai mari telescoape de pe Pământ, astronomii au descoperit începând din anii '90, câteva mii de corpuri mai mari de 50 km, dincolo de orbita lui Neptun. O certitudine, o reprezintă cea mai mare dintre planete pitice, Eris, al cărei diametru depășește 2!300 km. Din nou, acest fapt îi conduce pe astronomi să ia în considerare, că este foarte probabil ca în centura Kuiper să existe câteva sute de mii de corpuri, mai mari de 100 km, care, sub influenta forțelor de atracție ale planetelor gigant din sistemul solar, pot suferii modificări majore ale orbitelor lor haotice și astfel să poată ajunge suficient de aproape de Soare încât să dobândească orbite eliptice și astfel devină comete periodice.

În prezent, este acceptată ipoteza că cel mai probabil, comete s-au format aproape de orbita lui Neptun, însă două lucruri diferite s-ar putea întâmpla cu cometele care arbitrează aproape de 30 u.a. Interacțiunile gravitaționale cu Neptun ar putea reduce dimensiunea orbitei cometei, aducând-o în interiorul sistemului solar, ca o cometă scurtă perioadă. Alternativ, ca urmare a interacțiunilor repetate cu planetele mari Neptun și Uranus, viteza cometei va crește și astfel va fi ejectată din sistemul solar, în Norul Oort. Astfel, corpurile de la marginea sistemul planetar, adică zona periferică a centurii Kuiper, ar putea realimenta Norul Oort și să creeze ceea ce mai târziu vor deveni comete cu perioadă lungă. Cele mai multe comete cu perioadă scurtă provin din discul dispersat, dar la fel de bine, unele pot totuși să-și aibă originea în Norul lui Oort. În consecință, este puțin probabil ca ele să se fi format în sine, în norul Oort. La astfel de distanțe enorme de Soare, densitatea de materie nu a fost, probabil, niciodată destul de mare. Originea cometelor cu perioadă scurtă, se crede că este centura Kuiper și nu Norul lui Oort. Centura Kuiper, are o formă turtită și se află aproape de planul eclipticii. Această ipoteză este întărită și de parametrii orbitali a acestor comete. Centura Kuiper începe la orbita lui Neptun (30,1 u.a.) și se extinde spre exteriorul Sistemului solar, până la aproximativ 50 u.a. de Soare.

În ceea ce privește originea cometelor lung periodice, ea se poate doar estima după analize laborioase ale orbitelor acestora, înainte ca ele să intre în sistemul solar, ca urmare a influențelor gravitaționale ale planetelor. Din cele câteva mii de comete lung periodice, circa jumătate din ele, au afeliul la distanțe cuprinse între 10!000 și 100!000 u.a.. Cometele lung periodice pe care le vedem atunci când ajung în interiorul sistemului solar pentru prima dată, se numesc comete noi. Cazuri relativ recente sunt cele ale cometelor strălucitoare: C/2007 N3 (Lulin), C/2011 L4 (PANSTARRS), C/2012 S1 (ISON), C/2013 US10 (Catalina), C/2014 Q2 (Lovejoy). Cu toate că în fiecare an, astronomii observă doar câteva comete noi, ei estimează că în jurul Soarelui orbitează până la 1012 (un trilion) de comete.

Norul lui Oort, despre care am amintit mai devreme, este un nor teoretic, compus din corpuri cometare și planetezimale (reci și înghețate), care înconjoară Soarele din toate părțile și se extinde la distanțe cuprinse între 50!000 și 200!000 u.a. (adică, între 0,8 și 3,2 ani lumină). Norul a fost denumit după numele astronomului olandez Jan Hendrick Oort (1900-1992), care a emis ipoteza existenței lui. El reprezintă doar o zonă de rămășițe cosmice, format fiind, din ceea ce a rămas din materia norului primordial, din care au luat naștere Soarele și planetele în urmă cu aproximativ 4,6 miliarde de ani. Aici, la limita Sistemului Solar, este locul de origine al câtorva comete. Exteriorul norului lui Oort este doar vag legat de forțele gravitaționale ale sistemul solar. Aici, așa cum spuneam mai sus, corpurile pot fi ușor afectate de atracția gravitațională a stelelor din vecinătatea Soarelui. Aceste forțe pot ocazional să disloce, cometele de pe orbitele lor haotice și să le trimită spre interiorul sistemului solar.

Ipoteza larg acceptată în prezent, este că obiectele aparținătoare norului lui Oort s-au poziționat la începutul existenței lor, într-o zonă mult mai aproape de Soare și că au avut parte de același proces de formare ca și planetele mari și asteroizii. Această presupunere este susținută de asemănările dintre compoziția cometelor și cea a sateliților de gheață ale planetelor gigant.

Cercetări recente ale NASA, susțin ipoteza, că obiectele norului lui Oort (probabil majoritatea lor), sunt produsul unui schimb de materie între Soare și stelele formate odată cu el în imediata sa vecinătate. Simulări pe calculator a evoluției norului lui Oort, de la începuturile Sistemului Solar și până în prezent, sugerează că masa norului a atins la aproximativ 800 de milioane de ani după formare, un stadiu de calm. În situația dată, ritmul de acreție și coliziunile cosmice au încetinit și epuizarea de masă a început să fie depășită de cea de captare.

Meteoroizi, meteori și meteoriți

Într-o noapte senină privind cerul înstelat, în afară de miile de stele și dâra lăptoasă a Căii Lactee, sporadic, preț de câteva secunde, putem observa lumini ce străbat bolta cerească dintr-o parte în alta. Sunt meteorii, numiți popular "stele căzătoare". În realitate, fenomenul se prezintă cu totul altfel; în primul nu poate fi vorba de căderea unei stele adevărate.

În continuare vom prezenta care este natura adevărată a fenomenului de "stea căzătoare" și care sunt rezultatele obținute de știință în acest domeniu

Am prezentat mai devreme faptul că asteroizii și cometele sunt corpuri ce pot fi amplu studiate și de la mică distanță, cu ajutorul sondelor spațiale. Am aflat că între asteroizi pot exista coliziuni, având ca urmare desprinderea de material de la suprafața lor, dar și faptul că în mersul lor pe orbită, cometele lasă în urmă resturi desprinse din crusta ce se încălzește în apropierea Soarelui. În ambele cazuri, bucățile de materie (rămășitele lor) care rămân în spațiu interplanetar, se numesc meteoroizi.

Meteoroidul, este ca un asteroid. O bucată neregulată de rocă, în spațiu, pentru care nu există nici o delimitare oficială de asteroizi, doar că termenul de asteroid este aplicat, în general, numai la obiecte mai mari de 10 m. Când meteoroizii se intersectează cu atmosfera Pământului pe timp de noapte, ele sunt susceptibile de a deveni vizibile ca meteori.

Un meteor este fulger scurt de lumină, care este vizibil pe timp de noapte, când meteoroidul intră în atmosfera Pământului (Fig. xxx). Căldura generată de frecarea meteoroidului la trecerea prin atmosferă lăsă în urmă o dâră luminoasă (de foc) pe cerul nopții.

Dacă meteoroizi supraviețuiesc la intrarea în atmosferă și pot să ajungă la suprafața Pământului, aceste fragmente sunt numite meteoriți. În situația dată, acestea pot fi examinate de oamenii de știință. La impactul cu solul ele produc cratere. Exista însă câteva cazuri, în care meteoroidul care străbate atmosfera, să explodeze. Acest fenomen se numește bolid. Sunt evenimente destul de rare, deoarece aceste fragmente de rocă care au viteze foarte mari, pot provoca pagube substanțiale datorită suflului exploziei sau atunci când lovesc solul.

Putem aminti aici cazul petrecut în Rusia, relativ recent și relatat în presa rusă: În dimineața zilei de vineri 15 februarie 2013, în regiunea Celeabinsk din Rusia a căzut un meteorit cu un diametru de circa 17 metri și o greutate aproximată de 7.000–10.000 de tone.

Pe parcursul căderii, după intrarea în atmosferă cu o viteză de 18–20 km/s meteoroidul a început să se dezintegreze datorită supraîncălzirii și să se rupă în bucăți incandescente începând de la o altitudine de aproximativ 50 – 30 km, care s-au prăbușit cu o viteză aproximativă de 35!000 km/oră.

Societatea Geografică Pattani a afirmat că trecerea meteoroildului peste Celeabinsk a produs trei explozii de puteri diferite. Prima a fost cea mai puternică, și a fost precedată de un fulger luminos, care a durat aproape cinci secunde. Estimările de altitudine s-au înscris în intervalul 70–30 km, cu echivalentul exploziv a circa 500 ktTNT, iar hipocentrul exploziei s-a aflat la sud de Celeabinsk, în Emanjelinsk și Iujnouralsk. Unda de șoc a ajuns la Celeabinsk după 2m57s.

S-au găsit trei potențiale puncte de impact cu Pământul, două în zona lacului Cebarkul, și un altul la circa 80 kilometri mai spre nord-vest. Unul dintre fragmentele de meteorit găsite lângă Cebarkul a format un crater cu diametrul de 6 metri. Pe suprafața lacului înghețat, Cebarkul, pescarii localnici au găsit o gaură, posibil rezultat al unui impact, dar o echipă de șase scafandri trimisă de Ministerul Situațiilor de Urgență din Rusia a examinat zona lacului și nu a găsit fragmente de meteorit.

Se estimează că zilnic pe suprafața Pământului, ajunge o cantitate de mai mare de 500 și 1!000 de tone de materie de origine meteorică și praf interplanetar. Cea mai mare parte din aceasta este mai degrabă sub formă de praf, decât meteoriți în sine, cu toate estimarea este greu de făcut.

Foarte puțini meteoriți au fost identificați ca bucăți de pe Lună sau de pe Marte. Oamenii au fost (interesati de) găsirea de specimene de meteoriți pentru mii de ani, și descrieri ale acestora apar în vechi chineză, greacă și literatura romană. Multe civilizații au privit meteoriți ca obiecte de veneratie.

Originea extraterestră a meteoriților a fost aprig dezbătută până târziu, în secolul al XVIII-lea. Multe secole, aceste fenomene erau asociate cu fenomenele meteorologice, deși de-a lungul timpului au existat martori la căderi de meteoriți și resturile au fost colectate. În ciuda acestor evidențe, mulți oameni de știință au fost reticenți în a accepta ideea că rocile ar putea cădea pe Pământ, din spațiu. Abia la începutul secolului al XIX-lea, astronomul și fizicianul francez Jean-Baptiste Biot, a adus dovezi concludente legate de originea extraterestră a meteoriților, făcând publice concluziile sale referitoare la meteoritul căzut la 26 aprilie 1803, în orașul francez L'Aigle. Acest eveniment a fost analizat, iar în cele din urmă a ajutat în a convinge oamenii de știință, că meteoriții sunt, fără nici un dubiu, de origine extraterestră.

Tipuri de meteoriți

Meteoriții sunt clasificați în trei mari categorii, care se detaliază în continuare.

Meteoriți pietroși sau aeroliți, sunt cei mai comuni și sunt formați din piroxen, olivină și plagioclazi, minerale silicioase și o cantitate (10-20%) de nichel-fier. Aceștia se subdivid în chondrite și achondrite.

Deși meteoriții pietroși reprezintă aproximativ 94% din totalul materialului meteoritic, care cade pe Pământ, ei sunt cel mai dificil tip de meteorit de găsit. Dacă rămân nedescoperiți și sunt expuși la acțiunile meteorologice vreme de câțiva ani, ei devin aproape imposibil de distins printre rocile terestre comune.

Cei mai mulți meteoriți pietroși sunt chondritele, numite astfel după condrulele pe care le conțin. Condrulele (Fig. xxx) sunt sfere de rocă de silicați de numai câțiva milimetri în dimensiune. Multe dintre ele sunt sticloase. Ele par ca niște picături de lichid solidificate, cristalizate care au fost apoi încorporate în chondrite. Originea condrulelor este încă destul de neclară. Ele pot fi formate direct din norul de gaz, din care s-a format Sistemul Solar. O altă posibilitate, este că au rezultat din picăturile lichide pulverizate în urma impacturilor dintre corpurile sistemului solar timpuriu. Asteroidul 253 Mathilde, prezentat în figura xxx, are o culoare gri foarte închis și totodată are același tip de spectru ca ale chondritelor carbonice.

Achondritele seamănă cu rocile eruptive terestre. Achondritele pot fi formate atunci când materialul chondritic se topește și condrulele conținute de chondrite sunt distruse. Multe dintre achondrite conțin mult mai puțin fier decât chondritele. Aparent, materialul din care sunt formate achondritele este separat de fier și alte metale, probabil când a avut loc topirea, datorită frecării cu atmosfera.

Meteoriții feroși sau sideriții, sunt compuși în cea mai mare parte din aliaje nichel-fier. Ei reprezintă aproximativ 5% din meteoriți care cad pe Pământ. Ei sunt aliaje aproape pure de fier și nichel (nu conțin nici un tip de rocă). Mineralele din meteoriți de fier apar sub formă de cristale mari, care pot fi produse doar atunci când metalul topit se răcește foarte încet (Fig. xxx). Răcirea rapidă ar produce mai multe cristale mici. Cristalele mari, sugerează că meteoriții de fier s-au solidificat într-un mediu în care temperatura a scăzut într-o durată de timp de zeci de milioane de ani.

Meteoriții feropietroși sau sideroliții, ca de exemplu pallasitele, sunt rari și conțin amestecuri de silicați și aliaj nichel-fier. Ele par să se fi format atunci când silicații topiți a intrat în contact cu metalul topit. Figura xxx, de exemplu, arată minerale olivine suspendate într-o matrice de fier. Doar aproximativ 1% din meteoriții, care cad pe Pământ sunt sideroliți.

Originea meteorilor

Fragmentele de cometă pot avea o energie de ciocnire asemănătoare cu cea a fragmentelor de asteroizi, dar au o viteză mult mai mare și sunt mult mai mici. Din această cauză pe Pământ încă nu au fost găsite resturi de comete, ci numai resturi de asteroizi.

După cum sugerează numele lor, chondritele carbonice conțin cantități substanțiale de compuși de carbon și carbon, inclusiv molecule organice complexe și până la 20% apă în minerale. Acești compuși ar fi fost descompuși și apa legată în minerale când acești meteoriți au fost supuși încălzirii și topirii. Prin urmare, chondritele carbonice pot fi mostre din materialul original, din care a fost creat sistemul nostru solar. Sunt, de asemenea, probabil compuse dintr-un material, care precede formarea sistemului solar. Aminoacizii, blocurile de proteine, ​​pe care se bazează viața terestră, sunt printre compușii organici ocazional găsiți în interiorul chondritelor carbonice. Unii oameni de știință suspectează chondritele carbonice că ar fi putut juca un rol important în originea vieții pe Pământ.

Din punct de vedere al provenienței, cei mai cunoscuți sunt:

– Meteoriții lunari, în număr de 31, dintre care 15 au fost găsiți în Antartica. Mulți au compoziție de natură: gabroică (adică feldspați plagioclazi și minerale fero-magneziene ca piroxenii, olivină sau/și amfiboli) sau bazaltică, dar majoritatea sunt brecii regolitice (de acumulare), de compoziție anortozică – rocă alcătuită din peste 90% felspat plagioclaz și maxim 10% minerale mafice (feromagneziene).

– Meteoriții marțieni (cu origine aproape sigură) sunt în prezent în număr de 37. La stabilirea originii lor s-au avut în vedere vechimea și ,,inventarul“ de gaze nobile. Ei au fost împărțiți în patru grupe:

a). Shergottite sunt roci piroxenice-plagioclazice, care se mai pot subîmpărți în bazaltice și iherzolitice.

b). Nakhilite sunt acumulări de suprafață, care au fost expuse hidrosferei marțiene, și conțin astfel ansamble de carbonate, sulfate și halite.

c). Chassigny este un daunit bogat în olivină, singurul de acest tip.

d). Alan Hills ALH84001 este, ca și cel anterior singurul de acest tip, un ortopiroxenit bogat în carbonate. Acest meteorit a fost supus celor mai aprofundate cercetări, deoarece prezintă niște formațiuni microscopice, care par a fi incluziuni de bacterii fosilizate, ca urmare a unor posibile urme de viață pe Marte.

Impacturi meteorice cu Pământul

Earth Impact Database (EID) (Baza de date a Impacturilor cu Pământul) cuprinde o listă a structurilor de impact (cratere) confirmate din întreaga lume. Până în prezent, există 190 structuri de impact confirmate în baza de date. Acest lucru a fost realizat prin studiul a peste 200!000 de fotografii aeriene ale Canadian Shield al Centrului Geologic de Supraveghere al Canadei (SGC).

În continuare redăm informații succinte despre cei mai masivi 7 meteoriți găsiți până în prezent și o listă cu cele mai mari 20 de cratere de impact (mai mari de 40 km) descoperite pe Pământ.

– locul 7: La 7,8 metri pătrați și 15,5 tone, Willamette este cel mai mare meteorit găsit în Statele Unite (găsit înainte de 1923?), un bulgăre compus din 91% fier și 7,62% nichel. Nu a fost identificat craterul de impact. El a fost găsit conservat la site-ul său original din statul Oregon.

– locul 6: Descoperit în 1930, Mbosi este un meteorit gigant din Tanzania, o bucată mare din metal, cu greutatea estimată la 16 tone. Ca și în multe alte cazuri de meteoriți, nu există craterul de impact la suprafața Pământului.

– locul 5: Descoperit în 1963 în Groenlanda, meteoritul Agpalilik, este un meteorit de dimensiuni mici, dar cu toate acestea, are o masă de 20 de tone.

– locul 4: Marele meteorit Bacubirito găsit în 1863 în Mexic, este, fără îndoială, una dintre cele mai mari obiecte meteorice, care la impactul cu Pământul, a supraviețuit, rămânând într-o singură bucată. Are forma unei plăci strâmbe patru metri lungime de fier și o greutate estimată de 22 de tone.

– locul 3: Descoperit în 1892 în Groenlanda, Ahnighito, este un meteorit feros cu masa echivalată la 31 de tone. El este cel mai greu meteorit deplasat vreodată de om.

– locul 2: inițial raportat în 1576 și deja bine cunoscute locuitorilor din zonă, meteoritul El Chaco are mai multe blocuri componente împrăștiate pe mai mulți kilometri pătrați în Campo del Cielo unde există și cratere de impact. Primul corp al meteoritului, a fost descoperit în 1783 și cântărește 15 tone. Mai târziu s-a descoperit o altă bucată de 34 tone. Apoi, în 1969, la o adâncime de 5 metri, a fost localizată o a treia bucată, folosindu-se un detector de metale. Aceasta, cântărește 37 de tone și are o vârstă estimată la 4!000-5!000 de ani.

– locul 1: Meteoritul câștigător Hoba, găsit în Namibia, în 1930, este de aproape două ori mai masiv decât El Chaco. Este un meteorit feros, care măsoară peste 6,5 metri pătrați și cântărește 60 de tone. Se presupune că a fost puternic încetinit de atmosfera terestră și din motive neelucidate a căzut suficient de lin pe suprafața Pământului încât să nu se spargă. La locul de impact, avea să fie găsit la suprafață, abia îngropat în sol.

Curenții meteorici

În secțiunea anterioară, am arătat că, din statistica elementelor orbitale, s-a pus în evidență faptul că cele mai multe corpuri meteorice circulă în interiorul sistemului solar, în grupuri și alcătuiesc așa numitele roiuri de meteori.

De ce se întâlnește Pământul cu mai mulți meteoroizii dintr-o dată? Ei bine, cometa, la fel ca Pământul și celelalte planete, are orbita asemenea, în jurul Soarelui. Așa cum am amintit mai devreme, spre deosebire de orbitele aproape circulare ale planetelor, orbitele cometelor sunt de obicei destul de înclinate pe planul orbitei terestre.

În figura xxx. este reprezentată schematic orbita unui roi de meteori. Particulele meteorice pot fi întâlnite peste tot de-a lungul acestei orbite, dar în anumite locuri densitatea este mult mai mare. Pe același desen este reprezentată și orbita Pământului, care se intersectează cu orbita roiului.

Când o cometă se apropie de Soare, o parte din suprafața sa de gheață se topește, eliberând o mulțime de particule de praf și rocă. Aceste resturi, sunt practic, presărate de-a lungul drumului cometei, mai ales în interiorul sistemului solar. Pe durata unui an, timp în care Pământul efectuează un ocol complet în jurul Soarelui, orbita sa traversează orbita unei comete și frecvența întâlnirii Pămîntuîui cu meteorii crește. Daca se nimerește ca la punctele de intersecție pe orbita meteorică să se găsească regiunea cea mai densă a roiului, frecvența întâlnirii cu corpurile meteorice este așa de mare, încât observatorul terestru vede o adevărată ploaie de meteori, care în limbaj popular este cunoscută sub denumirea de "ploaie de stele".

În cazul unei "ploi de meteori", liniile de lumină provenite de la meteori pot apărea oriunde pe cer, dar "cozile" par să indice că toate vin din același loc de pe cer. Asta, pentru ca toți meteorii, care se deplasează spre noi, vin sub același unghi și pe măsură ce se apropie de Pământ efectul de perspectivă îi face să pară că pleacă din acel loc în toate direcțiile. Pentru comparație, este efectul care se produce dacă, o persoană, stând în picioare în mijlocul căii ferate, observă cum cele două șine se unesc în depărtare.

Drumul parcurs de meteori este o linie dreaptă. Sunt cazuri foarte rare când survine o explozie violentă și fragmentele sunt deviate în direcții diferite. Altitudinea unde apare și dispare un meteor, depinde de viteza lui, unghiul de incidență cu solul, masa și densitatea lui. De obicei aceștia se aprind la aproximativ 110 km altitudine (Fig. xxx). Mulți meteoroizi au orbite eliptice cu semiaxa mare, mai mare de 1 u.a. și viteze orbitale între 30 – 40 km/s. Cei cu orbite circulare au viteze de ~30 km/s, iar cei cu peste 45 km/s descriu orbite parabolice sau hiperbolice. Viteza observată în atmosferă este de fapt combinarea vitezelor reale heliocentrice, ale meteorului și a Pământului. Combinarea acestor viteze produce variația diurnă a frecvenței meteorilor. Dacă privim figura xxx., cazul meteorilor sporadici la ora 18:00, ei ajung Pământul din urmă în mișcarea sa pe orbită în jurul Soarelui. De aceea, ei au viteze mai mici și rata orară este scăzută. În contradicție, meteorii de la ora 6:00 au viteze mai mari prin combinarea vitezei proprii cu viteza orbitală a Pământului și rata orară, la rândul ei, este mai mare. Câteva aspecte importante în geometria unui meteor sunt date în figura xxx. Unghiul de incidență al meteorului cu solul este egal cu unghiul înălțimii radiantului față de orizontul observatorului.

Cazul 1 – observarea meteorului în direcția radiantului; vom observa o dâră luminoasă sub un unghi mic pe sfera cerească. Observatorul vede meteoritul venind direct spre el, ceea ce creează impresia unei licăriri, aparent ca o stea ce apare și dispare brusc.

Cazul 2 – dâra este foarte lungă, ajungând la 90° de radiant; viteza unghiulară este foarte mare.

Cazul 3 – meteorul (3), observat în apropierea zenitului este mai aproape decât meteorul (1), care este aproape de orizont. Observatorul vede o traiectorie ascendentă pentru meteorul (3), dar care, desigur, este doar o iluzie optică de perspectivă.

Principalii curenți meteorici

Apariția meteorilor poate fi un fenomen sporadic sau periodic. În primul caz, aceștia se numesc meteori sporadici. Cei periodici pot face parte dintr-un roi de meteori, situație, în care apar periodic, dar și în număr apreciabil. În prezent este acceptată teoria conform căreia acești curenți meteorici provin din întâlnirea periodică a Pământului cu materia aflată pe orbitele unor comete sau, mai rar, a unor asteroizi, materie care se găsește grupată în roiuri mai bogate sau mai sărace în particule. Legătura dintre curenții meteorici și comete a fost evidențiată în timp.

Astfel, la 20 de ani după dezintegrarea cometei 3D/Biela, în anul 1872, s-a produs o adevărată ploaie de meteori, care aveau radiantul lângă steaua γ din Andromeda. S-a constatat că sursa izbucnirii se deplasa pe o orbită asemănătoare cu cometa dispărută, Biela. O altă izbucnire a fost consemnată în constelația Draco, la 9 decembrie 1933, asociată fiind de cometa 21P/Giacobini- Zinner. În modul prezentat mai sus, am putea arata legaturile, care există și între alte comete și anumite roiuri de meteori, cum ar fi, de exemplu cometa Encke și Tauridele, cometa anului 1862 și Perseidele, cometa anului 1866 și Leonidele etc.

În prezent se cunosc peste 60 de curenți meteorici, însă numărul lor poate fi mai mare. Dintre aceștia, principalii curenți meteorici vizibili din România se găsesc în Anexă.

Lumina zodiacală și contralumina

În mediul interplanetar, materia este extrem de rarefiată. O dovadă a faptului că vidul absolut nu există nicăieri în spațiul cosmic, este triunghiul alb de lumină difuză cu o strălucire slabă (dar uneori mai intens decât Calea Lactee), care se vede pe cer în nopțile senine, ce pare să se extindă în sus, din vecinătatea Soarelui, de-a lungul eclipticii (zodiacului). Aceasta este cel mai bine văzută, imediat după apusul Soarelui; primăvara chiar înainte de răsăritul Soarelui, toamna, când zodiacul face un unghi aproape drept cu orizontul. Lumina zodiacală scade în intensitate cu distanța de la Soare, dar în nopțile foarte întunecate, uneori a fost observată ca o bandă completă de-a lungul eclipticii.

Un alt fenomen luminos, dar cu strălucire mult mai slabă decât lumina zodiacală și de formă ușor ovală, care apare în direcție opusă Soarelui, se numește Gegenschein și înseamnă contralumină (sau lumina anti solară). Prin urmare, din centrul Pământului trece o dreaptă prin centrul Soarelui, iar în direcția opusă Soarelui, pe aceeași dreaptă, se vede gegenscheinul și care are cam de 3-4 ori diametrul aparent al Lunii.

Praful interplanetar formează un nor gros de formă lenticulară în Sistemul Solar, cunoscut sub numele de nor zodiacal, pentru că se află în același plan cu ecliptica. Particulele de praf sunt între 10 și 300 micrometri în diametru, majoritatea cu o masă de aproximativ 150 micrograme. Praful mai departe față de planul ecliptic este aproape nedetectabil, dar el există și nu numai în preajma Soarelui, acest fapt fiind confirmat de sondele spațiale ce străbat depărtările sistemului solar.

Sursa de praf interplanetar din interiorul sistemului solar este atribuită în proporție de 85% fragmentării cometelor din familia lui Jupiter și într-o oarecare măsură, coliziunilor între asteroizi. Astfel, este posibilă întreținerea norului de praf care produce lumina zodiacala și gegenscheinul.

În 2015, noile rezultate date de spectrometru Cosima de la bordul sondei Rosetta (ESA), au confirmat ipoteza: corpurile generatoare de praf interplanetar sunt (cel mai probabil), cometele din familia lui Jupiter.