Dictionar de ASTRONOMIE si ASTRO NAUTICA Dictionar de ASTRONOMIE si ASTRO NAUTICA BIBL. CENTR. UNIV. „М. EMINESCU" IA$I Ш17Г DICJIONAR DE ASTRONOMIE §1 astronauticA DICHONAR DE ASTRONOMIE SI ASTRONAUTICA 9 695231 B.C.U. IASI Editura stiintifica $i enciclopedica Bucuresti, 19 77 000006952310 Coordonator general prof. dr. doc. | Calm POPOVICI &■ ■ КСЛ». .Л KAilNKftCi;- : iiu'mik : Autori prof. dr. doc. Calin POPOVICI dr, George STANILA dr. Emilia TIFREA conf. dr. ing. Florin zAgANESCU Revizie §tiintifica conf. dr. Ieronim MIHAILA prof. dr. ing. Nicolae PATRAULEA, m. coresp. al Acad. R.S.R. Redactor coordonator Mariuca MARCU Coperta si supracoperta Gheorghe MOTORA Tehnoredactor Olimpiu POP A CUVlNT Inainte Astronomia, una din cele mai vechi stiinte, a cunoscut in ultimele dece-nii о dezvoltare de-a dreptul spectaculoasa, prin noi descoperiri si prin noi mijloace de cercetare a universului. Beneficiind de ajutorul rachetelor si sate-litilor artificiali, radioastronomia si astronomia spatiala au largit considerabil posibilitatile de cercetare, f&eind accesibil intregul spectru al radiatiilor electro-magnetice si corpusculare purtatoare de informatii pretioase asupra obiecte-lor si fenomenelor ceresti. Astfel, astronomia si astronautica apar ca strins inrudite, cu toate c& astronautica are un pronuntat caracter tehnic si, tot-odata, multidisciplinar, fiind dezvoltata in colaborare cu alte stiinte, carora le ofera posibilitati de investigare eficace. Data fiind inrudirea astronomiei si astronauticii, cu toate deosebirile specifice, ele au fcst cuprirse in cadrul aceluiasi dictionar eneiclopedic, autorii cautind sa depaseasca unele dificult&ti inerente legate de acestea. Ponderea relativ mica acordata astronomiei in inv&tamint in perioada actuala, perioada de larg& raspindire a noilor descoperiri ale astronomiei si astronauticii, creeaza necesitatea unui instrument accesibil maselor largi de cititori. Un astfel de instrument este acest dictionar, care, pe linga definirea corespunzatoare a notiunilor de specialitate, contine si о dezvoltare enciclo-pedica a lor, cu caracter de introducere in domeniul pe care unii cititori ar dori,sa-l adineeasca. Data fiind importanta lor in esafodarea generala a aces-tor stiinte, se pune un accent deosebit pe tratarea termenilor complecsi, fun-damentali, completata uneori cu schite §i tabele. In centrul atentiei autorilor a stat corectitudinea informatiei, intrucit lipsurile instruirii astronomice generate face ca in literatura de popularizare sa se strecoare unele erori genera-toare de confuzii. Progresul rapid al stiintei in epoca noastra face extrem de dificila tinerea pasului cu noile descoperiri si realizari. De aceea, permanenta stradanie a autorilor a fost actualizarea informatiei, sub rezerva de a nu putea acoperi unele experimente in curs de desf&surare (ex. experimentul Helios) sau de a se pronunta in problemele contradictorii legate de unele teorii incS, neclari-ficate. Fiecare articol incepe prin definirea notiunii, urmata de eventuate sinonime (mai putin folosite) si continua cu о dezvoltare a carei extindere este dictata de importanta termenului respectiv. Pentru inlesnirea unei priviri sintetice, s-a considerat necesara concentrarea unor informatii privind о anumita cate-gorie de obiecte ceresti, de fenomene, de vehicule spatiale etc. (ex. stele, planete, asteroizi, satelifi artificiali, zboruri spatiale, rachete spatiale) in tabele sintetice, la care se opereaza trimiteri. De asemenea, in cadrul articolelor complexe este prevazuta tratarea logica a unor termeni simpli, evidentiati prin carac-tere cursive, ce figureaza prin trimitere la ordinea alfabetica respectiva; pentru completarea informatiei si reliefarea conexiunilor dintre termeni, in cu-prinsul sau la sfirsitul articolelor se prevad si trimiteri la anumiti termeni com- plementari. Schitele, desenele si schemele introduse au rolul de a spori gradul de accesibilitate al textului. Alaturi de unitatile fundamentale si derivate din Sistemul International, precum si de multiplii si submultiplii acestora, 111 astronomie si astronautica sint folosite deseori unitati tolerate, consacrate prin uz, ca: unitati astrono-mice, parseci si ani lumina pentru distante, minute, ore, zile si ani pentru timp, grade, minute si secunde (sexagesimale) pentru marimi unghiulare, atmosfere (telmice) si torri pentru presiuni, electronvolti pentru energii. Pe linga articolele aferente termenilor comuni, in lucrare sint cuprinse si scurte informatii biografice privind unele personalitati — de la savanti de frunte la astronauti — din domeniul astronomiei si astronauticii, a caror selectie a fost dictata de consideratii foarte diferite, date fiind preocuparile lor diverse. Unii savanti, cunoscuti dar de specialitati inrudite, desi cu contributii impor-tante in dezvoltarea astronomiei sau astronauticii nu au fost insa inserati, considerindu-se mai justa includerea lor in alte dictionare aparute sau in curs de aparitie in seria „Dictionare de personalitati". Actualul „Dictionar de astronomie si astronautica" este primul de acest gen care apare in limba, готапй. Principalul sau scop este de a deschide calea catre о intelegere mai justa a progresului acestor stiinte si a termenilor afe-renti, oferind jaloane de reper celor care, intr-un fel sau altul, vin in contact pentru prima oara cu ei si punind la dispozitia celor interesati о introducere in aprofundarea lor. Calin Popovici LISTA DE ABREVIERI acad. = academician Acad. = Academia dir. = director m. al Acad. = membru al Academiei m. coresp. al Acad. == membru corespondent al Academiei Obs. = Observatorul op. pr. = opere principale presed. = presedinte prof. univ. = profesor universitar Univ. = Universitatea LISTA DE SIMBOLURI PENTRU UNITATILE DE MASUR A A = amper a.i. = an lumina cm = centimetru d = zi daN = decanewton eV = electronvolt 8 = gram h = ora j = joule km = kilometru m = metru = micron min = minut (de timp) N = newton pc = parsec s = secunda UA = unitate astronomica = minut (sexagesimal de arc sau de unglii) // --- secunda (sexagesimala de arc sau de unglii) А Abbot, Charles Greeley (1872—1973), astrofizician american, dir. al Obs. Smithsonian din Washington. Specialist in fizica Soarelui. A determinat cu precizie constanta solar& si densi-tatea medie a P2,mintului. Construind un spectrobolometru si un radiome-tru, a cercetat distributia energiei in spectrele Soarelui si stelelor. Op. pr.: The Sun, 1911; The Earth and the Stars, 1958. (E.T.) aberatie (a luminii), modificare apa-rent& a razei de lumina ce vine de la un astru, datorita vitezei finite a luminii si miscarii relative a observatorului; are drept urmare depla-sarea aparenta a astrului pe bolta cereasca. Sin. aberatia stelelor. Feno-menul a fost descoperit (1725) si explicat (1729) de J. Bradley. In timp ce lumina se propaga in lungul axei unui telescop terestru, acesta isi schimba pozitia fiind antrenat in miscarea Pamintului. О raza de lumina ce vine de la un astru si cade pe obiectivul A la momentul t, ajun-ge pe ocularul В la momentul t' (fig. 1). In acest interval de timp foarte mic, Pamintul se deplaseazi impreuna cu ocularul din В in B'. Pentru ca observatorul sa poatii ve-dea imaginea stelei in momentul t', cind raza luminoasa ajunge la ocularul B', el trebuie s& roteasca lu-neta in sensul miscarii Pamintului cu unghiul de a. 0 — 0' care, expri-mat in secunde, este dat de formula,: 0 - O' = 206 264,8 — sin в', С unde г; si с sint viteza de deplasare a observatorului si, respectiv, viteza de propagare a luminii, iar m3,rimea К = 205 264",8 se nume^te con-с stanta de a. In teoria relativitatii, se considera diferenta de directie a razei luminoase in sistemele iner-tiale atasate astrului si observatorului, iar formula a. se obtine ca о consecinta a transformarii Lorentz si, in prima aproximatie, se reduce la acelasi rezultat cu cel din teoria clasica (diferenta in cazul a. anuale nu depSseste 0",0005 care, practic, nu se ia in considerare). Un obser-vator de pe P&mint, antrenat con-comitent in trei miscari diferite, dis-tinge trei tipuri de a.: diurna, anu-ala si seculara. A. diurna, produsa de rotatia Pamintului in jurul axei proprii, deplaseaza aparent direc^ia catre astru inspre est, cu unghiul de a. 0 — 0 = 0",319 созф • sin 0', in care

Anul international al Soarelui calm Ajax v. planete troiene ajutaj (reactiv), tub de sectiune va-riabila constituind partea finala a camerei de ardere a motorului-ra-cheta, in care c§.ldura fluidului de lucru puternic comprimat este trans-formata in energie cinetica. La tre-cerea prin acesta sub forma unui jet, fluidul de lucru este accelerat continuu. Cel mai raspindit a. este cel de tip Laval, avind о portiune convergenta si alta divergenta; in prima, viteza jetului este subso-nica, iar in a doua supersonica. Intre aceste portiuni exista о zona de sectiune minima, numita col sonic (sau sectiune critica), in care viteza jetului este egala cu viteza locala a sunetului (in conditiile miscarii unui gaz perfect, fara pierderi de caldura). Gradul de destindere, adica raportul dintre presiunea in colul sonic si presiunea medie in sectiunea finala, defineste expansiunea gazelor in a. (F.Z. ') Alamak v. Andromeda Al-Battani —► Battani albedo (astronomic), marime ce ca^ racterizeaza puterea de reflexie a unui corp ceresc, exprimata prin raportul dintre fluxul luminos reflec-tat de acesta si fluxul primit. Pentru calculul a., Luna, planetele si sate-litii sint considerati sferici si luminati cu un fascicul paralel de radiatii; in cazul Lunii, are valoarea 0,073, deci aceasta absoarbe 92,7% din lu-mina primita de la Soare. A. Pa- 19 ALFVEN mintului este de 0,40 (adica de 5,3 ori mai mare ca al Lunii), variind insa in functie de starea atmosferei. (E.T.) Albert v. asteroid Albireo, steaua (3 din constelatia Cygnus, avind magnitudinea vizuala aparenta с. 3,1, situata la c. 400 a.i. de Soare. Este о stea dubla, com-ponenta sa mai stralucitoare avind magnitudinea aparenta 3,2, iar com-ponenta mai putin stralucitoare 5,4, situate la distanta unghiulara de c. 34",6, de clase spectrale K0 si, res-pectiv, B9. (G.S.) Al Biruni —► Biruni Alcor, stea aflata la distanta un-ghiulara de ll',8de steaua Mizar din constelatia Ursa Major, situata la c. 80 a.i. de Soare. Are magnitudinea aparenta, 4, putind fi vazuta cu ochiul liber separat de Mizar (doar de per-soanele cu о vedere foarte buna). (G.S.) Alcyone (Alciona) v. Pleiade Aldebaran, steaua cea mai stralucitoare — a — din constelatia Taurus, cu magnitudinea aparenta, 0,86, situata, la c. 68 a.i. de Soare. Este о giganta, rosie ce apartine clasei spectrale K5, iar diametrul sau este egal cu 36 diametre solare. A. este о stea dubla optica, (companionul avind magnitudinea aparenta 13,6 si lumi-nozitatea de 10 000 de ori mai mica decit a stelei principale, fata de care se afla la distanta unghiulara de 31",4) si radiaza de c. 155 de ori mai multa energie luminoasa decit Soarele. V. si strdlncire. (G.S.) Alderamin, steaua cea mai stralucitoare— a — din constelatia Cepheus, avind magnitudinea aparenta 2,40, situata la c. 49 a.i. de Soare. Apar-j:ine clasei spectrale A7. (G.S.) Aldrin, Edwin Eugene jr. (n. 1930), astronaut si inginer american. A zburat cu Gemini 12 (11—15 nov. 1966). A fost pilotul modulului lunar al navei Apollo 11 (16-24 iul. 1969); al doilea om pe Luna (20 iul. 1969). (F.Z.) alerta, semnal conventional international folosit pentru avertizarea pro-ducerii unui fenomen solar sau geo-fizic, in vederea unor observatii co-mune pentru un interval de timp prestabilit. S-a folosit in special in timpul AGI, AISC etc. (E.T.) alfa Centauri, steaua cea mai stralucitoare — a — din constelatia Cen-taurus (v.), avind magnitudinea aparenta 0,30. Este un sistem triplu alcatuit din doua stele A si В foarte apropiate, de magnitudini aparente 0,06 si 1,38 si clase spectrale G2 si K5, situate la о distanta de c. 34 UA una de alta (putin mai mare decit departarea planetei Uranus de Soare), si о a treia stea, Proximo, (cea mai apropiata de Soare), avind magnitudinea aparenta 11,3, situata la о distanta de c. 59 zile lumina (104 UA) de celelalte. Perioada de revolutie in jurul centrului comun de masa al celor doua stele apropiate este de c. 79 de ani. Luminozitatile (1,3 si, respectiv, 0,36), masele si diametrele sint comparabile cu cele ale Soarelui, ca si temperaturile superficiale. Aceste doua stele se afla la c. 4,3 a.i. de Soare. V. si paralaxa, stralucire.(G.S.) Alfard —> Alphard Alf ecca —► Gemma Alferatz —+ Alpheratz Alfons al X-lea al Castiliei (cel fntelept) (1221 — 1284), monarh si om de stiinta spaniol. A alcatuit (1248— 1252) cele mai bune tabele planetare din evul mediu (tabelele alfonsine). Numele sau a fost atribuit unui crater de pe Luna. Op. pr.: Libros des saber de astronomia, 5 vol., 1252 (E.T.) АИЧёп, Hannes Olof Gosta (n. 1908), fizician si astrofizician suedez. Prof. ALGOL 20 la Univ. din Uppsala. A pus bazele magnetohidrodinamicii cosmice. Pre-miul Nobel pentru fizica (1970). Op.pr. Cosmical Electrodynamics, 1950; On the Origin ofSolar System, 1954. (E.T.) Algol, steaua (3 din constelatia Perseus, variabila cu eclipsa, situata la c. 100 a.i. de Soare. Este о stea multipla, a carei magnitudine aparenta variaza intre 2,2 si 3,4, cu о perioada de 2,87 d, datorita eclipsarii reciproce a stelei de clasa spectrala B8 cu steaua de clasa K0 (fig. 9). In jurul lor se ЗЛ A Fig. 9. Curba de lumina si schema miscarii stelei Algol. roteste in 1,9 ani о alta stea de clasS, spectrala F2; probabil ca exista si о a patra components. A. are lumino-zitatea de c. 200 de ori mai mare decit a Soarelui. Este prima stea variabila descoperita, cunoscuta si de arabi, ce da numele unei clase de stele variabile (v.) (5 Per; de asemenea, A. este si о radiostea variabila. (G.S.) alimentatia in cosmos, parte integrants din programul de activi-tati ale astronautului la bordul navei cosmice, ce implicS studiul de alcS-tuire al unor ratii alimentare, calculate in functie de particularitStile fiziologice, conditiile specifice perioa-dei de zbor respective si durata acesteia. Se stabileste astfel numarul de calorii, compozitia chimica si ra-portul dintre diferitele substante com-ponente ale alimentelor din ratia astronautului, a carei valoare energetics variaza intre 2500 si 2700 cal/zi. Alimentele sint fie sub forma des-hidratata si conservate la bordul navei cosmice, fie fabricate direct de sistemul de supravietuire propriu al navei. Regenerarea substantelor se poate obtine fie pe calea reciclarii lor in cadrul unor sisteme ecologice cuprinzind alge, plante etc., fie prin sinteza unor substante. Hrana chimica este bogat& in calorii, compacta, integral asimilabila, produce deseuri reduse, se conserva bine si permite un calcul corect al valorii si specifi-cului ratiei. Ea prezinta insci si о serie de dezavantaje, ca: reactia psiho-logica negativa, lipsa factorilor ex6i-tatori ai peristaltismului, disparitia treptata a florei intestinale, inceti-nirea proceselor din intestine etc. Solutia optima ar fi completarea ratiilor de alimente chimice compri-mate cu produse de sera si crearea la bordul navei a unor rezerve de alimente deshidratate. (F.Z.) Alinda v. asteroid Alioth, denumirea stelei e din constelatia Ursa Major, de magnitudine aparenta 1,77, situata la c. 81 a.i. de Soare. Apar^ine clasei spectrale A0 si are luminozitatea aproape de 40 de ori mai mare decit a Soarelui. (G.S.) Aller, Lawrence Hugh (n. 1913), astro-fizician american, prof. la Univ. California (Los Angeles). Lucrari asupra compozitiei chimice a stelelor si de spectroscopie solara. A studiat abundenta cosmica a elementelor si nebuloasele gazoase. Op. pr.: Astrophysics, 2 vol., 1953 si 1954; Gaseous Nebulae, 1956; Abundance of Elements, 1961. (E.T.) Almagest, numele prescurtat al tra-ducerii arabe a lucrarii astronomice 21 ALTAIR fundamental din antichitate Megale Syntaxis tes astronomias (Marea alca-tuire a astronomiei), scrisa in jurul anului 150 e.n. de Ptolemeu. Cuprinde 13 carti, care confin: astronomia sferica, teoria miscarii aparente a Soarelui, teoria miscarii aparente a planetelor, catalogul stelar al lui ^Hiparh completat de Ptolemeu (cu-prinzind 1020 stele) etc. In A. este expus primul model matematic (geocentric) al lumii, care a permis cal-culul pozitiilor planetelor cu о pre-cizie de 10'. A. a fost tiparita pentru prima oara la Venetia (1515), in limba latina, si la Basel (1538), in limba greaca. (G.S.) almucantarat, orice cerc paralel cu planul orizontului de pe sfera cereasca (pe care, stelele au aceeasi inaltime). Sin. cerc azimutal. V. coordonate as-tronomice. (G.S.) Alphard (Alfard), steaua cea mai stralucitoare — a — din constelatia Hydra, situata la с. 115 a.i. de Soare> cu magnitudinea aparenta 2,05. Apar-tine clasei spectrale К4 si are lumi-nozitatea de c. 400 de ori mai mare decit a Soarelui. (G.S.) Alphecca —> Gemma Alpheratz (Alferatz), steaua cea mai stralucitoare — a — din constelatia Andromeda, cu magnftudinea aparenta 2,07, situata la c. 100 a.i. de Soare. Sin. Sirrah. Apartine clasei spectrale B9 si are luminozitatea de c. 130 de ori mai mare decit a Soarelui. A. este о stea dubl& spectro-scopica. (G.S.) ALSEP (Apollo Lunar Surface Experiments Package), ansamblu de aparate aduse pe Luna de membrii echipajelor navelor spatiale Apollo (fig. 10). Sint incluse: dispozitive de captare a particulelor electrizate din vintul solar, seismometre (activ si pasiv), spectrometru, magnetometru, detectori pentru ionosfera selenar§,, statie de emisie-receptie, sursS. ener-getica termoelectrica cu radioizotopi etc. V. si SNAP. (F.Z.) Altair (Atair), steaua cea mai stralucitoare — a — din constelatia Aqui-la, situata la c. 16 a.i. de Soare. Are magnitudinea aparenta 0,77 si apar-. tine clasei spectrale A7. A. are dia-metrul putin mai mare decit al Soa- Fig. 10 AbTAZIMUT 22 relui, temperatura superficial^, de c. 8000 K, iar luminozitatea de 9,8 ori mai mare decit a Soarelui. V. si stralucire. (G.S.) altazimut, instrument de genul teodo-litului avind insa о luneta mai mare, care-serveste la masurarea directa a coordonatelor zenitale, ale stelelor. Un tip special de a., de dimensiuni mari si transportabil, poarta numele de instrument universal si este folosit in special in astronomia geodezica. (G.S.) altimetru, aparat instalat la bordul vehiculelor aerospatiale, care indica altitudinea acestora fata de suprafata astrului deasupra caruia evo-lueaza; poate functiona pe baza son-dajului sonor, electromagnetic sau pe baza principiului barometric .(F.Z.) altitudine, distanta, masurata pe verticals., de la un punct din vecina-tatea unui astru la о suprafata de referinta solidara cu astrul si echipo-tentiala in raport cu cimpul gravitational al acestuia. In cazul Pamintului, se alege ca suprafata de referinta geoidul. (F.Z.) Amalthea 1. Satelit (v.) al planetei Jupiter (v.). (E.T.) 2. V. asteroid. Ambartumian, Viktor Amazaspovici (n. 1908), astrofizician sovietic, prof. la Univ. din Leningrad si din Erevan; presed. al UAI (1961 — 64). Studii in domeniile fizicii stelare, nebuloaselor gazoase si difuze, astronomiei stelare, dinamicii sistemelor stelare si astronomiei extragalactice. A descoperit asociatiile stelare (1947). Op. pr.: Teoreticeskaia astrofizika, 1939; Problems evoliutii Vselennoi, 1968. (E.T) amiaza, momentul trecerii Soarelui la meridianul superior al unui loc de pe Pamint. Dupa cum se considera timpul (v.) solar adevarat sau mijlo-ciu, se deosebesc: a. adevaratd si a. mijlocie (care coincide cu ora 12 a timpului solar mijlociu). V. si ecuatia timpului. (G.S.) Amor v. asteroid amorsare, proces de aprindere a pro-pergolilor in camera de ardere a mo-torului-racheta; se poate realiza pe cale chimica, electrica sau piroteh-nica. In a. chimica (frecvent utili-zata), initierea arderii se face aprin-zind un carburant obisnuit, care apoi este injectat in camera de ardere, in a. electrica (folosita pentru motoarele-racheta de mica putere) prin utili-zarea unei bujii electrice, iar in a. pirotehnica (ce foloseste propergoli solizi sau lichizi ai caror componenti pusi in contact nu se aprind spontan) cu ajutorul unui cartus care, aprins, elibereaza un amestec de gaze incan-descente capabil s3, initieze arderea in motor. (F.Z.) amurg v. crepuscul an, interval de timp apropiat ca durata de perioada miscarii de revo-lutie a Pamintului, ce corespunde perioadei de timp in decursul caruia Soarele descrie in mod aparent un cerc complet pe sfera cereasca. tnca din antichitate, determinarea duratei a. se baza pe observarea fenomenelor astronomice repetabile. О valoare suficient de exacts, a acesteia era cunoscuta in China si Egiptul antic. Invatatul grec Hiparh a determinat pentru durata a. valoarea 1 1 de „365 — zile fara —- zile", ce difera 4 300 de valoarea admisa astazi pentru a. tropic doar cu 6,5 min. A. se masoara in zile si fractiuni de timp solar mijlociu. Trebuie precizat ca punctul ce descrie orblta kepleriana a Pamintului este de fapt centrul de masa al sistemului Pamint-Luna, iar nu centrul Pamintului. In functie de reperul fata de care se considera о revolutie completa, se deosebesc mai multe tipuri de a., folosite in diferite domenii de activitate. A. sideral este 23 ANALIZA intervalul de timp in care Soarele, in drumul sau aparent pe sfera cereasca, efectueaza о rotatie completa fata de о aceeasi stea. A. tropic este intervalul de timp dintre doua treceri consecutive ale centrului Soarelui prin punctul vernal mediu (afectat de fenomenul precesiei echinoctiilor); corespunde perioadei in decursul ca-reia pe Pamint se produce schimbarea anotimpurilor. A. anomalistic este intervalul de timp dintre doua treceri consecutive ale centrului Soarelui prin perigeu; este folosit de obicei in mecanica cereasca. A. draco-nitic este intervalul de timp dintre doua treceri consecutive ale centrului Soarelui prin acelasi nod (ascendent sau descendent) al orbitei lunare. La intocmirea calendarnlni (v.), s-a cau-tat ca a. calendaristic sa aiba о durata cit mai apropiate de durata anului tropic. Pina in 1582 a existat stilul vechi, bazat pe a. iulian, a c3,rui durata a fost aleasa conventional de 365,25 zile solare mijlocii. In prezent, pentru socotirea intervalelor mari de timp este folosit secolul iulian, care cuprinde 36 525 zile solare mijlocii. Dupa 1582 a fost introdus stilul nou, care este bazat pe a. gregorian cu durata de 365,2425 zile solare mijlocii. Pentru compensarea diferentei dintre timpul adevarat (a. tropic) si cel calendaristic (a. alcatuit dintr-un nu-mar intreg de zile), s-a stabilit ca, la fiecare al patrulea a. de 365 zile solare mijlocii, sa se adauge о zi. A aparut astfel a. simplu de 365 si a. bisect (sau bisextil) de 366 zile solare mijlocii. A. bisecti sint cei divizibili cu 4, a. seculari fiind bisecti atunci cind se divid prin 400 (in calendarul gregorian). Exista, de asemenea, a. lunar, egal cu durata a 12 (sau 13) luni sinodice, si a. luni- solar, о combinatie dintre a. solar si a. lunar, care sint folosite in calendarul lunar si in cel luni-solar. In tabelul 2 sint redate duratele diferi-telor tipuri de a. in zile solare mijlocii. In astronomie, denumirea de a. de-semneaza uneori si intervale de timp foarte mari; astfel este a. platonic, egal cu 26 000 a. tropici, si a. galactic (sau cosmic), egal cu durata unei revolutii complete a Soarelui in jurul centrului Galaxiei (c. 220 mil. a.). (G.S.) analiza nebulozitatii, obtinerea de informatii asupra invelisului noros al Pamintului; include analiza harti-lor repartitiei norilor, obtinute prin sondaj in ultraviolet sau in infrarosu cu ajutorul satelitilor artificiali meteo^ rologici. Aceste harti se transmit zilnic de la centrele meteorologice mondiale (de la Moscova, Washington si Melbourne), regionale si nationale la serviciile destinate prognozei meteorologice. (F.Z.) analiza spectrala, metoda de cercetare a spectrelor obiectelor ceresti in scopul determinarii conditiilor fizice, precum si a compozitiei chimice a straturilor superioare ale stelelor, ne-buloaselor, Soarelui, atmosferelor planetare etc. A.s. calitativa permite identificarea liniilor spectrale ale elementelor componente (ex. ale atmosferelor stelare), prin compararea cu un spectru de referinta sau teoretic. A.s. cantitativa consta din interpre-tarea spectrelor continue si de linii (de emisie sau de absorbtie) in scopul deducerii parametrilor fizici si chi-mici din repartitia energiei in spectru. Intensitatea liniilor spectrale depinde de numarul atomilor ce contribuie la formarea lor, de potentialul lor de Tabelul 2 An sideral............ An tropic ............ An anomalistic .. An draconitic ... An lunar (12 luni) 365,256360 d 365,242199 d 365,259641 d 346,620031 d 354,3670 d AN AN КБ 24 excitare sau de ionizare> de coeficientii de absorbtie in linie, de temperature, de presiune etc. Pentru liniile mai intense (ex. de hidrogen, de fier) este folosita metoda curbei de crestere, ce reprezinta relatia dintre largimea echivalenta si numarul de atomi, permijind determinarea abundentei elementelor, a temperaturii, a vitezei de macroturbulenta etc. Pentru spec-trele stelare obtinute cu instrumente de mare putere de rezolu^ie este folosita metoda profilelor de linii (variaza intensit&tii liniei spectrale cu lungimea de unda), cu ajutorul c&reia se pot calcula: temperatura, densitatea, presiunea electronica, starea de excitare si de ionizare, abundenta elementelor, condi^iile termodinamice ale mediului in care s-a format linia etc. V. si spectroscopie astronomica. (E.T.) Ananke, satelit (v.) al planetei Jupiter (v.).(E.T.) Anchises v. planete troiene Andromeda, constelatie (v.) (fig. 11) din emisfera nordicb, a cerului, ale carei stele mai stralucitoare sint: Alpheratz (a), Mirach (P), Alamak (yj. Este vizibila din Romania toamna si iarna. Cuprinde cea mai stralucitoare galaxie din emisfera nordica, numita nebuloasa A. Aceasta se afl£ la c. 2 mil. a.i. de Soare, are masa egala cu с. 1011 mase solare, dimensiunile de 130 000 x 60 000 a.i. si cuprinde c. 2.1011 stele. Desi mai mare decit Galaxia, nebuloasa A. ofera о imagine destul de fidelS. a acesteia, impreuna cu care face parte din grupul local (v.). Ea a fost rezolvata in stele de E. Hubble (1924), care i-а determinat departarea cu ajutorul relatiei perioada-luminozitate a cefei-delor observate. Ulterior (1952), W. Baade a aratat cil aceste cefeide apartin populatiei de tip II, fiind cu c. lm,5 mai stralucitoare ca cele din populatia de tip I. (G.S.) andromedide v. curent meteoric Anestin, Victor (1875—1918), ziarist roman, popularizator al astronomiei. In 1907 a fondat revista Orion, care Fig. 11 25 antenA a publicat probleme de astronomie. Un an mai tirziu a intemeiat Societatea astronomica romdna, iar in 1913, impre-una cu Gh. Ifiteica, societatea Priete-nii stiintei. Op. pr.: Stelele, 1909; Notiuni populate de astronomie, 1909; Romanul cerului, 1912. (G.S.) an lumina (a.i.), unitate de mAsurA a distantelor in astronomie, egalA cu distanta parcursA de lumina in vid in timpul unui an tropic; este egal cu 9,46 MO15 m (6,3275-104 UA sau 0,307 pc). (G.S.) anomalie, unghi cu ajutorul caruia este definitA miscarea unui corp ceresc pe orbita descrisA in jurul altui corp (central), intr-un sistem de douA corpuri. Se deosebesc (fig. 12): a. adevdratd (v), exprimatA prin Fig. 12 unghiul format de raza vectoare SM cu directia spre pericentrul P; a. excentrica (u), unghiul mAsurat in planul cercului principal in jurul centrului О al acestuia, dintre directive spre pericentru si spre punctul M' pe de cercul principal (ce se proiecteazA in punctul M, in care se aflA astrul pe orbitA); a. mijlocie (Q, unghiul mAsurat din corpul central, dintre directiile spre pericentru si spre un corp ceresc imaginar ce se roteste in jurul corpului central cu aceeasi perioadA, dar cu о vitezA unghiularA constantA. In timp ce a. adevAratA si a. excentricA variazA neuniform in timp, a. mijlocie va-riazA uniform. A. excentricA si a. mijlocie sint legate prin ecuatia lui Kepler (v.). (G.S.) anotimp, una din cele patru diviziuni ale anului (primAvarA, varA, toamnA si iarnA) determinate de faptul cA axa de rotatie a PAmintului este mclinatA fatA de planul eclipticii. Inceputul astronomic al primAverii are loc in momentul echinoctiului de primAvarA (c. 21 mart.), al verii in momentul solstitiului de varA (c. 22 iun.), al toamnei in momentul echinoctiului de toamnA (c. 23 sept.), iar al iernii in momentul solstitiului de iarnA (c. 22 dec.). (G.S.) Antalgol, denumire datA stelelor va-riabile de tip RR Lyr cu maxime de strAlucire bine accentuate, in opozitie cu stelele de tip Algol, care au minime bine marcate de strAlucire. (G.S.) antapex v. apex Antares, steaua cea mai strAlucitoare — a — din constelatia Scorpius, si-tuatA la c. 160 a.i. de Soare. Este о gigantA rosie, a cArei magnitudine aparentA variazA intre 0,91 §i 1,80, si apar|;ine clasei spectrale Ml. Are diametrul de c. 285 si luminozitatea de c. 980 de ori mai mari decit cele ale Soarelui, iar temperatura superfi-cialA este de c. 3500 K. Este о stea dublA opticA, companionul radiind mai multA energie luminoasA decit Soarele si emitind totodatA si in do-meniul radio. V. si stralucire. (G.S.) antena (spatiala), antenA utilizatA in telecomunicatiile spatiale (v.) pentru transmiterea de date telemetrice sau a imaginilor de televiziune, pentru captarea semnalelor radio provenind din cosmos etc. A. montate pe sate-liti au о constructie specialA, putind fi pliabile, telescopice, cu derulare ANTILOCHUS 26 etc., se orienteazS, automat, iar forma si dimensiunile lor corespund desti-natiei stabilite initial. In functie de prezenta sau absenta unei directii preferential de emisie (receptie), exista a. directive si a. omnidirectio-nale. Ele prezinta urmatoarele carac-teristici: putere, rezultata din efec-tul directi vitatii, deschidere efec-tiva sau arie de captare a semnalelor, diagrama de directivitate, reprezen-tind capacitatea a. de a receptiona semnale din diferite directii; dupa forma acesteia, de cerc sau de lob, a. este fara directivitate sau directive,. Diagrama este caracterizata prin lar-gimea ei, adic& prin unghiul dintre directiile in care intensitatea este egala cu 0,707 din intensitatea maxima. A. terestre directive sint capa-bile sa distinga semnale foarte slabe provenind din spatiu si s& transmita semnale la departari foarte mari; de regulS,, ele sint a. cu reflector dublu cu montura tip Cassegrain sau a. parabolice cu cornet (pavilion). Pentru undele centimetrice, coeficientul de amplificare al a. clasice este de 60 dB pentru о l&rgime a diagramei de directivitate de 6 — 8'. In scopul receptionarii semnalelor cosmice foarte slabe, sint utilizati amplificatori parametrici. V. si radiotelescop.(F.Z.) Antilochus v. planete troiene antimaterie, materie in care locul particulelor il iau antiparticulele. A fost presupusS, de unii astrofizicieni ca fiind о components, a universului, din motive de simetrie, sau pentru a interpreta prin procese de anihilare fluxul enorm de energie a unor obiec-te ceresti (quasari, radiogalaxii mari etc.), care nu poate fi explicat prin reactii nucleare. Materia nu se poate distinge de a. prin analize spectrale. Dificultatea explicarii prezentei a. in univers este datorata necunoaste-rii unui proces prin care s-аг separa si izola de materie. in sistemul solar si in Galaxie, proportia ei nu poate fi decit extrem de mic&. (C.P) Antlia (Masina Pneumatica), conste-latie (v.) din emisfera sudicS, a cerului cu stele slab StrSlucitoare. Este invi-zibila din Romania. (G.S.) antrenament vestibular, complex de activitati destinate sa mareasca re-zistenta organismului la efectele sti-mulilor vestibulari. Include: exercitii fizice, expunerea gradata a organismului la actiunea acceleratiilor unghiu-lare sau liniare, antrenamentul la bordul avioanelor care evolueaza pe traiectorii special alese, denumite parabole de imponderabilitate (v.). Se urmareste in final realizarea unei obisnuinte de orientare a omului in nava spatialS fara riscul unor tulbu-rari ale aparatului vestibular. (F.Z.) anuar (astronomic), publicatie anuala cuprinzind datele cele mai importante privind calendarul, pozitiile Soarelui, Lunii, planetelor, stelelor, eclipsele si ocultatiile. Obs. din Bucuresti a publicat a. in 1942 — 44 si, in prezent, publica regulat a. incepind din 1953. Cele mai raspindite a. sint: Connaissance des Temps (aparut din 1679), The Nautical Almanac (din 1769 pina in 1959), Astronomical Ephemeris (din 1960), Astronomiceskii ejegodnik (din 1921), Annuaire du Bureau des longitudes (din 1796) etc. (G.S.) Anul geofizic international (AGI), yasta actiune de cooperare stiintifica internationala (la care a participat si Romania) in domeniul a 14 discipline, ca: fizica solarS, si solar-teres-tra, geomagnetism, aeronomie, fizica ionosferei, meteorologie etc., care s-a desfasurat intre 1 iul. 1957 si 31 dec. 1958 (fiind prelungita ulterior cu un an). Epoca a fost aleasa in legatura cu maximul acti vitatii solare. In cadrul AGI s-au folosit noi tehnici si instrumente, printre care rachetele si satelitii artificiali (lansati prima oara cu aceasta ocazie). In trecut actiuni similare, dar la о scara mai redusa, au avut loc in cadrul Anilor polari 27 APOLLO 1883 si 1933, al caror obiect 1-au format in special . studiile geofizice ale regiunilor polare. (C.P.) Anul international al Soarelui calm (A ISC ), actiune de colaborare inter-nationala organizata in anii 1964 —65 cu ocazia minimului ciclului 19 de activitate solara, in vederea studiului conditiilor de calm ale mediului inter-planetar si circumterestru, precum si a unor fenomene solare deosebite care s-au prod us ifl aceasta perioada. Obs. din Bucuresti a participat la AISC prin observatii fotosferice si cromosferice, ca si prin studii teo-retice. (E.T.) apa metabolica, apa formata de orga-nismul uman, ca urmare a oxidarii diferitelor substante. In medie, prin asimilarea unor alimente cu о va-loare de 10 kcal, organismul uman produce 1 g de a.m.; astfel, 100 g hidrocarburi produc prin oxidare 55 g de a.m. Pentru calculul raportului dintre cantitatile de apa si de alimente necesare echipajului unei nave spatiale, a.m. se ia in considerare ca о diferenta dintre masa lichidelor consumate si a celor secretate.fF.ZJ apex (solar), punct in care suportul vitezei Soarelui in raport cu un grup de obiecte ceresti (ex. stele, roiuri de stele) intersecteaza sfera cereasca (fig. 13). In raport cu stelele vecine vizibile (cu magnitudinea apa-rent& < 6), se defineste a. standard, de coordinate: ascensie dreapta 270° si declinatie 30°, situat in constelatia Hercules (in apropierea stelei Vega, din constelatia Lyra), c&tre care Soarele se deplaseaza cu viteza de 20 km/s. О prima evaluare a a. in raport cu stelele vecine a fost facuta de W. Herschel in 1783. Punctul diametral opus a. se numeste antapex. (G.S.) apocentru, punct al orbitei unui corp ceresc unde acesta se afla la cea mai mare distanta de corpul central in jurul caruia se misca. La miscarea Fig. 13 unei planete in jurul Soarelui, ia denu-mirea de afeliu, la miscarea Lunii sau a unui satelit artificial in jurul Pamintului, de apogeu, la miscarea unui satelit artificial in jurul Lunii, de apolnna (aposeleniu), la miscarea sa-telitului unei stele duble in jurul stelei principale, de apoastru etc. (G.S.) Apollo 1. Program spatial al NASA, prin care a fost realizata explorarea Lunii cu ajutorul unor nave spatiale avind la bord un echipaj format din trei astronauti. Pentru lansarea aces-tor nave au fost construite rachetele Saturn (v.) de tip IB si 5. Nava A. se compune din doua parti principale: ansamblul CSM, format din modulul de comandd CM (Command Module) si modulul de serviciu SM (Service Module), si modulul lunar LM(Lunar Module). Ansamblul CSM are о parte recuperabila CM sau cabina A. pro-priu-zisa, in care se afla trei astronauti, si SM cu motoriil principal (AJ—10 — 137) alimentat cu propergol lichid (tetraoxid de azot si aerozina-50), APOLLO 28 avind о for ca, de tractiune de aproape 10 000 daN. Cabina A. are о forma conica (diametru maxim: 3,84 m; inaltime: 3,4 m; masa: c. 5600 kg). Pe ea este instalata о racheta de sal-vare, cu rol de ejector in cazul unui pericol iminent pentru viata astro-nautilor. LM are masa de c. 14 500 kg si inaltimea de 7 m si se compune din doua etaje (fig. 14): cel inferior Fig. 14. Modulul lunar sau de coborire pe Luna, dotat cu elemente de sustinere pe sol, о plat-forma pentru lansarea etajului superior si un motor-racheta destinat coboririi line pe Luna (cu forta de tractiune variabila, intre 470 si 4760daN). Etajul superior, sau de decolare de pe Luna, este pilotat de doi astronauti, fiind prevazut cu о aparatura complexa si hublouri de observare a exteriorului, precum si cu un motor-racheta cu о forta de tractiune de 1600 daN si cu suspensie cardanica. Ambele motoare-racheta ale LM folosesc acelasi propergol ca si motorul SM. Dupa plasarea 'pe traiectoria catre Luna, are loc transpozitia, constind din schimbarea ordinii de instalare a partilor compo-nente ale navei A. (cu masa totala de c. 45 000 kg), plasate initial ca in schema alaturata (fig. 15): CSM executa о rotatie de 180° in jurul centrului sau de masa si, cu ajutorul unui sistem de 12 lacate de zavorire, se fixeaza in capatul sau conic de porfiunea superioara a LM. Cele Fig. 15. Nava spatiala Apollo: 1 — racheta de salvare; 2 — modulul de comanda; 3 — modulul de serviciu; 4 — modulul lunar; 5 — invelisul mo-dulului lunar; 6 — ultimul etaj reactiv al rachetei purt&toare. doua module CM si LM pot astfel comunica intre ele printr-un fel de tunel, permitind accesul astronautilor. Dupa incercarea statica a primeloi* trei nave (A.l, A.2, A.3), nava A A a fost satelizata (fara echipaj) de о racheta Saturn 5 (9 nov. 1967), experimentindu-se reintrarea in atmosfera a CM cu о viteza de c. 11 km/s. Dupa ce si A.5 (22 ian. 1968) si A.6 (4. apr. 1968) au fost testate tot fara echipaj pe о orbita circum-terestra, a urmat primul zbor cu 29 APOLLO echipaj (oct. 1968). Navele spatiale A. de tip CSM + LM au fost folo-site de 9 ori, din care de sase ori LM a permis descinderea pe Luna a cite doi astronauti si o, data (A. 13) a asigurat reintoarcerea echipajului pe P£mint, SM fiind avariat ca urmare a unei explozii pe traseu (apr. 1970). Navele A. de tip CSM au fost utilizate de 13 ori, din care de 3 ori in programul Skylab (v.) si о data in programul Soiuz-Apollo(v.). Misiunile A. au avut succesiv sco-puri tot mai ample, conform progra-mului; A. 7 (echipaj: W.M. Schirra jr., D. F. Eisele si R. W. Cunningham; perioada: 11—22 oct. 1968): primul zbor cu echipaj al navei A. lansata cu о racheta Saturn, care a reabilitat programul A. ce parea compromis dupa catastrofa din 1967 (incendiul din cabina A., in care au pierit astronautii V.I. Grissom, E.H. White si R. B. Chaffee); in timpul zborului acesteia a fost indeplinit un program amplu de manevre, cercetari si ob-servatii tehnice si biomedicale, in-clusiv apropieri si indep5,rtari de ultima treapta a rachetei purtatoare (prin actionarea rachetelor vernier si a radarurilor de bord); A. 8 (echipaj: F. Borman, J. A. Lovell jr. si W. A. Anders; perioada: 21—27 dec. 1968): primul zbor al unui echipaj in jurul Lunii, cu apropiere de aceasta pin& la 112 km si observarea fetei invi-zibile de pe Pamint; A. 9 (echipaj: J.A.Mc Divitt, D. R. Scott, R. L. Schweickart; perioada: 3—13 mart. 1969): testarea in zbor spatial a LM, a cuplarilor si decuplarilor cu nava A. (operafia de transpozitie a tu-turor aparatelor din compunerea CSM si LM); A. 10 (echipaj: Th. P.Stafford, E. A. Cernan, J. W. Young; perioada: 18—26 mai 1969): efectuarea coman-dat& a primei operatii de decuplare a LM cu CSM pe о orbita circumlu-nar&, LM (cu Stafford si Cernan) apropiindu-se la 14,5 km de solul lunar, pentru a cerceta zonele unde ar fi posibila aselenizarea (ceea ce a constituit о „repetitie generala" a urm&toarei misiuni); A. 11 (echipaj : N. A. Armstrong, E. E. Aldrin, M. Collins; perioada: 16—24 iul. 1969): prima aselenizare a unui vehicul spatial cu echipaj uman (fig. 16); la 21 iul. 2h56min GMT, Armstrong a pa?it prima oara pe Luna, coborind din LM Vulturul in Marea Lini^tii (Mare Tranquil.itatis), iar primele sale cuvinte au fost: „Este un pas mic pentru om, dar un salt urias pentru omenire!“. El a fost urmat de Aldrin si impreuna, in cele 21 h 36 min 16 s cit a durat expedi^ia pe Luna, au indeplinit un program pre-stabilit de cercetari, observatii, foto-grafieri si recoltari de roci si praf selenar (pina la adincimea de 12 cm); totodata au fost depuse pe solul lunar un reflector laser si un seismo-metru, ca si efigiile celor 5 astronauti care pierisera pina la acea data: Gagarin, Komarov, Grissom, Chaffee si White. Decolarea de pe Luna a LM cuplarea cu CM si toate celelalte activitati pina la amerizarea cabinei in Oceanul Pacific s-au desfa?urat conform planific3,rii; A. 12 (echipaj: Ch.Conrad, A.L.Bean si R. F. Gordon; perioada: 14—24 nov. 1969): prima expeditie strict stiintifica pe Luna; ,,baza“ iunara din Oceanul Furtunilor (Oceanus Porcellarum) a fost do-tata cu minilaboratorul stiinfific ALSEP (v.) adus cu LM Intrepid; au fost recuperate componente din statia automata Surveyor (v.) 3, au fost recoitate mostre de roci lunare (40 kg) si s-au efectuat si alte activitati stiintifice, in timpul a doua iesiri extravehiculare EVA (Extra Vehicular Activity); A. 13 (echipaj: J. A. Lovell jr., F. W. Haise jr., J. L. Swigert; perioada: 11—16 apr. 1970) : din cauza exploziei unui rezervor cu oxigen lichid din CSM, care a avariat instalatia electrica si motoarele, mi-siunea a fost periclitatS, iar aselenizarea nu a mai putut avea loc, reintoarcerea foarte dramatica fiind posibila doar cu ajutorul motoarelor-ra-cheta ale LM Aquarius, devenit „salupa de salvare" spatiala (v. sal-vare in spatiu); A. 14 (echipaj: A. B. Shepard, E, D. Mitchell, S. A. APOLLO 30 Fig, 16, Traiectoria navei spatiale Apollo 11 ; 1 — lansare; 2 — satelizare; 3 — inscrierea pe traiectoria spre Luna; 4 — transpozitie; 5 — separarea ultimului etaj reactiv al rachetei Saturn 5; 6 — frinare; 7 — inscrierea pe orbita circumlunara; 8 — separarea modulului lunar; 9 — frinare; 10 — ase-lenizare; 11 — decolarea de pe Luna; 12 — jonctiunea modulului de comanda cu modulul lunar; 13 — desprinderea etajului de ridicare; 14 — inscrierea pe traiectorie de intoarcere spre Pamint; 15 — abandonarea modulului de ser-viciu; 16 — reintrarea in atmosfera. Roosa; perioada: 31 ian. — 9 feb. 1971) ; aselenizarea in zona craterului Fra Mauro a LM Antares avind la bord pe Shepard si Mitchell, ei au montat pe suprafata Lunii un minila-borator ALSEP dispunind de о „ricsa lunara" cu care au transportat aparatele de luat vederi, mostrele de roci lunare (43 kg) etc.; in cadrul celor doua EVA s-au efectuat nume-roase fotografieri, observatii, foraje, excavari si chiar 27 de miniexplozii, inregistrate cu ajutorul unor geofoane; A.15 echipaj: D.R. Scott, J.B. Irvin, A.M. Worden; perioada: 26 iul. —7 aug. 1971) : aselenizarea LM Falcon cu Scott si Irwin in regiunea Hadley-Apenninus; pentru prima data, pe CSM a fost montat un ansamblu de aparate destinate cartografierii a 10% din suprafata selenara (spectrometre de mas£, camere de televiziune, alti-metru-laser, radar etc.) si a fost lansat pe о orbita circumlunara (la altitudinea de 110 km) un minisatelit stiintific (40 kg) destinat studierii gravitatiei lunare si a vintului solar. In cele 67 h petrecute pe solul lunar, astronautii au dispus de lunamobilul Lunar Rover (v.), cu care, in cele trei EVA, au efectuat deplas&ri soldate cu: recoltarea a 77 kg de mostre lunare, depunerea aparaturii compo-nente a ALSEP-ului, foraje pinS, la adincimea de 1,5 m, fotografieri pano-ramice, implantarea unor senzori ter-mici in sol, detectori de radiatii si geofoane. Astfel s-a stabilit ca tempe-ratura solului este mai ridicata decit se calculase, apreciindu-se posibili-tatea unui nuclei! lunar cald; A. 16 (echipaj : J. W. Young, Th.K. Mattingly jr., Ch.M. Duke; perioada: 16 — 26 apr. 1972) : aselenizarea LM Orion cu Young si Duke in zona craterului Descartes; in cele 20 h, cit au durat trei EVA (folosindu-se tot un Lunar Rover), au fost efectuate cercetari fotografieri, explorari, foraje, recoltarea a 110 kg de roci si praf lunar etc., 31 ARAGO a fost instalat un telescop in ultraviolet, un ALSEP si dou& steaguri olimpice. Totodata s-a putut aprecia ca, in zonele inalte, Luna prezinta forme de relief de origine vulcanic^; A.17 (echipaj: E. A. Cernan, H. H. Schmitt, R. E. Evans; perioada: 7—19 dec. 1972): aselenizarea LM Challanger cu Cernan si Schmitt in zona Taurus-Littrow, care au efectuat un bogat program de cercetari in cadrul a trei EVA; au fost studiate regiunile mai inalte de origine vulca-nica. V. si astr on antic a. {F.Z.) 2. V. asteroid Apollonios din Perga (c. 262 — c. 180 i.e.n.), geometru si astronom grec, reprezentant al scolii din Alexandria. A studiat pentru intiia oara sectiu-nile conice (elipsa, hiperbola, parabola) si a indicat propriety tile lor. A introdus in astronomie miscarile circulare si epicicloidale pentru expli-carea deplasarilor aparente ale planetelor (v. teoria epiciclelor). Op. pr.: Conica, 8 vol.; Locuri plane. (G.S.) apus, trecere a unui astru sub ori-zontul unui loc, ca urmare a miscarii (aparente) diurne a boltii ceresti. (G.S.) Apus (Pasarea Paradisului), constelatie (v.) din emisfera sudica a ceru-lui, cuprinzind citeva stele mai stralucitoare de 4m. Este invizibila din Romania. (G.S. ) aquaride v. curent meteoric Aquarius (Varsatoriil), constelatie (v.) zodiacala (fig. 17) traversata de Soare in lunile feb. — mart. Este vizi-bila in Romania in timpul toamnei. Steaua cea mai stralucitoare are magnitudinea aparenta 2,9. (G.S.) Aquila (Vulturul), constelatie (v.) situata in regiunea ecuatoriala a ce-rului si traversata de Calea Lactee. Este vizibila din Romania in timpul verii. In A. au aparut (ex. in anul 1918) si о serie de nove. Cea mai stralucitoare stea — a — din A. este Altair (v.). (G.S.) Aquitania v. asteroid Ara (Altarul), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, conj:inind 3 stele cu magnitudinea aparenta 3. Este invizibila din Romania. (G.S.) Arago, Dominique Frangois Jean (1786— 1853), astronom si fizician francez, prof. la Ecole Polytechnique, director al Obs. din Paris. In afara Fig. 17 ARCTURUS 32 contributiilor sale in fizica (polari-zarea si refrac^ia luminii, fotometrie, viteza sunetului si a luminii, electromagnetism), a masurat diametrele planetelor si a studiat coroana si cromosfera solara. A explicat scinti-latia stelelor ca un efect al fenome-nului de interferenta a luminii si a observat legStura dintre aurorele po-lare si furtunile geomagnetice. Op. pr.: Astronomie fopulaire, 4 vol. (1834-35). (E.T,) Arcturus, steaua cea mai stralucitoare — a din constelatia Bootes, una din cele mai stralucitoare de pe cer, situata la c. 36 a.i. de Soare. Are magnitudinea aparenta —0,05. Este • giganta rosie de clasa spectrala K2. Are о mi§care proprie mare, de 2",3 pe an si luminozitatea de 107 ori mai mare decit a Soarelui. V. si stralucire. (G.S.) ardere, combinare chimica intensa, rapida si cu degajare de caldura, a unui carburant cu un comburant, in camerele de a. (v.) ale motoarelor cu reactie, in scopul ob^inerii for^ei reactive. Sin. combustie. In functie de cantitatea relativa de oxid de car-bon existent in gazele arse, a. poate fi completa sau incompleta; a. teore-tic&, fAra exces de oxigen, se numeste a. ncutra. Viteza de a. depinde de: temperaturA, proprietatile fizico-chi-mice ale substantelor care participa la procesul de a., excesul sau lipsa de oxigen, configuratia camerei de a. etc. In camerele de a. ale motoarelor aeroreactive, exists, о cantitate de aer primar (introdus axial cu fluxul de carburant sau normal pe directia de acces a acestuia) si о cantitate de aer secundar, introdus in gazele arse in scopul ob^inerii unei a. complete; aerul secundar este uneori preincalzit (trecut prin par-tile calde ale motorului sau printr-o instalatie speciala), in scopul maririi temperaturii de a. si deci a vitezei de iesire din motor a prdpulsantului. Aceste metode servesc la imbuna-talirea randamentului a. si la cres- terea valorii for^ei reactive. Uneori, inainte ca gazele sS, fie evacuate din motorul cu reactie, in ele este in-trodusa о cantitate suplimentara de carburant, care arde combiriindu-se cu oxigenul existent; aceasta este denumitS, a. suplimentara sau post-combustie (v.) §i duce la m&rirea vitezei de iesire si, deci, a fortei de tractiune a motorului. (F.Z. ) Arend v. cometa Argelander, Friedrich Wilhelm August (1799— 1875), astronom german, prof. la Univ. si dir. al Obs. din Bonn. Specialist in domeniul stelelor variable. A studiat misc&rile proprii ale stelelor §i a publicat atlasul stelar Uranometria Nova (1843), precum si catalogul stelar Bonner Durchmus-terurig (1859-63). (E.T.) argumentul periheliului v. elementele orbitei Ariel, satelit (v.) al planetei Saturn (v.). (G.S.) Aries (Berbecul), constelatie (v.) zo-diacalS, (fig. 18) din emisfera nor- dica a cerului, traversata de Soare in lunile apr. —mai. Este vizibila din Romania in timpul iernii.. (G.S.) arietide v. curent meteoric Aristarh din Samos (310 — 230 i.e.n.), astronom grec. Este considerat un „Copernic al lumii antice", intrucit a afirmat prima оагй ca Pamintul 33 ASTEROID se roteste in jurul Soarelui. In lu-crarea sa Asupra formelor si distan-telor Soarelui si Lunii (c. 265 i.e.n.), a aratat ca diametrele Soarelui si Lunii, ca si distantele pina la acestea, sint masurabile si pot fi deduse din considera^ii geometrice: Pamintul, Soarele si Luna trebuie sa formeze un triunghi cu un unghi drept in cem trul Lunii atunci cind Luna apare injumatatita, unghiul cel mai ascu-tit (c. 3°) fiind in centrul Soarelui. '(E.T.) Armeanca, loan (1900—1954), astronom rom&n, prof. la Univ. §i dir. al Obs. din Cluj. A publicat lucrari de astronomie, in special de astrofi-zica (fotometrie stelara, stele variable), si s-a ocupat de instalarea unor instrumente astronomice la Cluj si Timisoara. Op. pr.: Photographische und photovisuelle Helligkeiten von Polar en Sternen, 1933. (E.T.) Armstrong, Neil A. (n. 1930), astronaut §i inginer american, prof. la Univ. din Cincinatti. Comandant pe Gemini 8 (prima cuplare in spa^iul cosmic, la 16 mart. 1966) si pe A-pollo 11 (16—24 iul. 1969). Primul om care a pa§it pe Luna (21 iul. 1969, 02b56min GMT). (F.Z.) Arneb v. Lepus ascensie dreapta (a), unadin coordo-natele astronomice (v.) ecuatoriale, exprimata prin unghiul facut de direc-tia spre punGtul vernal si cea spre punctul de intersectie al cercului orar al unui astru cu iecuatorul ceresc. (G.S.) ASE —» Agentia spatiala europeana aselenizare, termen frecvent folosit pentru denumirea ansamblului de o-peratii vizind aterizarea (v.) pe Luna a unui vehicul spatial. Sin. aluni-zare. (F.Z.) asociafie de stele, grupare de zeci de stele cu aceleasi propriety fizice, formind rbiuri extrem de rare in care pot fi chprinse si stele ale cimpului general galactic. Sin. asociatie stelara. Exista asociatii O, cuprinzind in special stele О si B, si asociatii T, cuprinzind in special stele variabile neregulate de tipul T Tau. Aso-ciatiile sint formatiuni tinere, din саге stelele se raspindesc in spatiu prin miscari divergente. Pe baza miscari-lor proprii ale stelelor, pot fi deduse virstele lor; astfel, о asociatie О din constelatia Perseus are о virsta de 1,5 mil. ani. Asociatii О de stele au fost observate si in unele sisteme extragalactice. (C.P. ) asteroid, fiecare din miile de corpuri ceresti care graviteaza in jurul Soarelui, cu diametre mult mai mici decit planetele, marea lor majoritate aflindu-se intre orbitele planetelor Marte si Jupiter. Sin. mica planeta, planetoid. Primul a. descoperit (G. Piazzi, 1801) se numeste Ceres (v.) si se afla la c. 2,77 UA de Soare (unde legea Titius-Bode prevedea existenta unei planete a sistemului solar). Ulterior, au fost descoperiti si alj;i a. mai mari, ca: Pallas (v.), Juno (v.) si Vesta (v.) (singurul care poate fi observat cu ochiul liber). In 1892 M. Wolf introduce m.etoda fotografica de observare a a., cu care descopera 232 de a. Pina in prezent sint catalogaji c. 2000 de a., la care se adauga c. 500, insuficient obser-vati pentru a li se calcula elementele orbitei, si alte c. 6000^ de obiecte ceresti, banuite a fi a. In mod statistic, num&rul total de a. este esti-mat la c. 100 000 din care, datorita dimensiunilor mici, nu pot fi obser-vati decit o mica parte. Numai 13 dintre asteroizii cuhoscu^i au diametre mai mari de 250 km, majori-tatea celorlalji avind diametre cu-prinse intre 20 si 40 km; observa-tiile in infrarosu au indicat valori ceva mai mari pentru dimensiuhile lor (ex. pentru diametrul lui Ceres a fost obtimita valoarea de 1160 km, in loc de c. 770 km). Masa totala a a. este apreciata la c. 1/1000 -din masa Pamintului. Fiecare a. catalo-gat (v. tabelul 3) este caractefizat de ASTEROID 34 ТаЪе-Aste- Magnitudinea Nr. Denumirea Descoperitorul si anul fotografica la opozitie 1 Ceres G. Piazzi, 1801 7n,6 2 Pallas W. Olbers, 1802 8 ,6 3 Juno K. Harding, 1804 9 ,7 4 Vesta W. Olbers, 1807 6 ,8 5 Astrea K. Henke, 1845 11 ,0 6 Hebe K. Henke, 1847 9 ,4 8 Flora J. Hind, 1847 9 ,6 15 Eunomia De Gasparis, 1851 9 ,5 44 Nysa Goldschmidt, 1857 10 ,6 108 Hecuba 13 ,6 324 Bamberga G. Palisa, 1892 11 A 387 Aquitania Coutry, 1897 12 ,4 433 Eros G. Witt, 1898 11 ,5 511 Davida Dugan, 1903 И A 719 Albert J. Palisa, 1911 19 ,8 887 Alinda M. Wolf, 1918 19 ,2 944 Hydalgo W. Baade, 1920 19 ,3 1036 Ganymede W. Baade, 1924 14 ,1 1221 Amor E. Delporte, 1932 20 ,4 1566 Icarus W. Baade, 1949 12 ,4 1580 Betulia E. Johnson, 1950 17 ,6 1620 Geographos R. Minkowski, 1951 13 ,3 1627 Ivar 15 ,2 1685 Toro 14 ,7 Apollo A. Reinmuth, 1932 19 ,0 Adonis E. Delporte, 1936 22 ,0 Hermes A. Reinmuth, 1937 20 ,0 un numar (in ordinea descoperirii) ; denumirile erau alese mai intii din mitologie, apoi nume feminine, pentru ca in prezent ele sa fie foarte variate. A. se misca in jurul Soarelui i in acelasi sens ca si planetele (mari), pe orbit e eliptice ale caror semiaxe mari sint cuprinse intr-un inel cu diametrul de 2,3—3,3 UA, inclinS-rile sint ip medie de 10°, iar excen-tricii&tile de 0,15, perioadele lor de revplu^ie fiind de 3,5—6 ani. Din distribufia spatial^ a orbitelor se dis-tinge existenja unor goluri care impart inelul principal in 5 inele mai inguste denumite, dupa numele des-coperitorului, golurile lui Kirkwood; acesta a aratat ca ele se formeazSL ca urmare a influentei lui Jupiter la distante in care perioadele de re-volutie ale a. si perioada lui Jupiter sint comensurabile, intre ele existind rapoartele simple: 1/2, 3/7, 2/5, 1/3 si 2/7. Exista insa si rapoarte pentru care nu apar goluri, ci aglomerari de a.; astfel, grupul planetelor troiene corespunde la raportul 1/1, grupul Thule la 4/3, iar grupul Hilda la 2/3. Numerosi a. prezinta elemente orbitale de valori apropiate, for- 35 ASTEROID lui 3 roizi Diametrul Orbita Perioada revo- semiaxa mare excentri- inclinarea UA citatea 768 2,767 0,079 10°,61 4,60 492 2,769 0,236 34 ,85 4,61 190 2,668 0,257 13 ,0 4,36 392 2,362 0,088 7 ,14 3,63 100 2,578 0,187 5 ,34 4,14 170 2,426 0,203 14 ,77 3,78 100 2,202 0,156 5 ,89 3,27 228 2,642 0,188 11,73 4,30 121 2,422 0,153 3 ,71 3,213 0,092 4 ,40 95 2,686 0,336 11 ,16 4,40 107 2,741 0,235 18 ,03 4,53 6 X 32 1,458 0,223 10 ,83 1,76 230 3,191 0,166 15 ,73 5,69 2,594 0,540 10 ,82 4,16 2,628 0,539 9 ,07 25-50 5,820 0,656 42 ,49 13,93 48 2,658 0,542 26 ,30 4,34 1-8 1,921 0,435 11 ,91 2,65 1-2 1,078 0,827 22 ,99 1,12 2,196 0,481 52 ,04 1,244 0,339 13 ,33 1,864 0,397 8 ,43 2,54 2 1,368 0,435 9 ,37 1,6 1-2 1,471 0,560 6 ,33 1,81 2 1,870 0,764 1 ,42 2,76 1.5 1,639 0,623 6 ,22 1,47 mind grupuri; considerind ca aceasta denota о origine comuna, astro-nomul japonez K. Hirayama i-а im-parjit in 9 familii, in functie de se-miaxele mari (a), excentricitatile (e) si inclin&rile (г) ale orbitelor lor (v. tabelul 4). De la aceastS, regula fac exceptie citiva a., care nu prezinta caracteristicile obisnuite. Astfel, un numar de 15 a. se rotesc in afara ine-lului, la apeeasi distanta de Soare (5,2 UA) ca si Jupiter. Ei alcatuiesc douS, grupe: prima precede planeta cu distanta unghiulara de 60° pe brbita, iar a doua о urmeaza tot la 60°, formind impreun& cu Soarele si cu Jupiter doua triunghiuri echi-laterale; acestea sint planetele troiene (v.). Sase a. se gasesc mai aproape de Soare decit inelul principal; printre ei se num&ra Eros (v.), a carui orbita este situata in interiorul orbitei pla* netei Marte, Hermes (v.), aflat la periheliu mai aproape de Soare decit Marte si la afeliu mai departe decit Venus, si Icarus (v.), care trece mai aproape de Soare decit Mercur iar orbita lui are cea mai mare exceh-tricitate (0,83). Д. cu orbita cea mai dep§,rtata de Soare (a = 5,8 UA) ASTEROPE Tabelul 4 36 Nr. Nr. de Orbit e semiaxa mare excentricitatea inclinarea (UA) s' 1 67 3,09-3,20 0,121-0,187 0° 7- 2°,5 2 66 3,00-3,03 0,056-0,097 9 ,6-10 ,8 3 37 2,83-2,90 0,038-0,067 1 ,9- 2 ,4 4 20 2,53-2,58 0,074-0,125 14 ,2-15 ,4 5 34 2,29-2,45 0,137-0,363 18 ,9-27 ,4 6 37 2,17-2,26 0,092-0,153 0 ,9- 3 ,7 7. 73 2,18-2,26 0,098-0,173 3 ,6- 5 ,4 8 10 2,20-2,26 0,134-0,162 5 ,4- 5 ,7 9 36 2,17-2,32 0,123-0,180 5,6- 7,5 este Hydalgo (v.); datorita excentri-citatii mari a acesteia (0,656), el ajunge la periheliu in vecinatatea orbitei lui Marte, iar la' afeliu in a celei lui Saturn (fig. 19). Cei mai mul£i a. prezinta variatii de strAlu-cire, suprafata lor reflectind lumina in mod inegal; aceste variatii pot fi atribuite formei neregulate, coltu-roase, care, prin rotatie, face sa se observe de pe PAmint fete de di-mensiuni si albedouri diferite. In pri-vinta originii, se presupune cA a. ar proveni dintr-o planets mare (Fae-ton ) care s-a descompus sau din materia care, in timpul formarii sistemului solar, nu s-a condensat intr-o singura planetA. Studiul unor a. (ex. Eros) a pus in evidenta asemAnAri ale acestora cu meteoritii. (E.T.) Asterope v. Pleiade Astrea v. asteroid astrobiologie —► exobiologie astrobotanica, ramurA a exobiologiei (v.) care se ocupA cu problema exis-tentei vegetatiei pe planetele sistemului solar sau pe alte corpuri ceresti. Unui dintre initiatorii a., G.A. Tihov, a studiat, impreunA cu cola-boratorii sai, dependent^ de tempera-tura a benzii de absorbtie a clorofilei in legAturA cu variatiile sezoniere de culoare ale vegetatiei terestre. Actual-mente, statiile automate Viking 1 si 2 efectueazA' experimente de a. la suprafata planetei Marte. (F.Z.) astroclimat, totalitatea factorilor care contribuie la stabilirea unui loc a-decvat pentru observatiile astronomice cu instrumente optice perfec-tionate. Cercetarile de a. includ fac-tori meteorologici, orografici ^i optici. Factorii meteorologici cei mai important sint: durata solarizarii (sau a noptilor fArA nori), viteza vintului, gradientul de temperaturA deasupra solului, precipitatiile, poluarea aeru-lui etc. Factorii orografici (altitudi-nea si forma reliefului) sint luati in considerare in asociatie cu factorii meteorologici si depind de instru-mentul folosit. Calitatea imaginii astronomice este determinatA de agitarea, scintilatia, distorsiunea, alterarea щ contrastul acesteia. Conditiile necesare de a. depind de specificul observatilor ce urmeazA a fi efectuate (asupra stelelor, Soarelui, planetelor, etc.). (E.T.) astrofizicA, ramura a astronomiei (v.) care se ocupA cu proprietAtle fizice, compozita chimicA, structura, inter-actunile evolutia obiectelor ce-re?ti. StudiazA corpurile ceresti sub 37 astrofizicA toate aspectele, fara a se limita la pozitiile si miscarile lor, luind in con-siderare toti agentii fizici cunoscuti (nu numai gravitatia) si extinzindu-si preocuparile la toate corpurile ceresti (nu numai la cele din sistemul solar). A. este bazata pe observatii si pe interpretarea teoreticS, a acestora, f£cind гаг uz de experiment, de explorarea si de cercetarea nemijlo-cita a corpurilor ceresti cu ajutorul navelor. cosmice, rachetelor §i sate-litilor (cazul Lunii, al planetelor Marte, Venus, Jupiter, Mercur si al me-diului interplanetar). Informa^ia se obfine prin analiza cantitativa si cali-tativa a radiator, electromagnetice (termice sau sincrotrofle) sau corpuscular e. (ex. neutrinice) emise de corpurile ceresti, recepfionate, atit: Jn regiuni spectrale largi cit. si in, do-menii spectrale inguste, §i analizate strofizicA 38 prin metode spectrometrice, foto-metrice sau spectrofotometrice. Atmosfera terestrS este transparentS in domeniul 0,3 —0,8p; de aceea, obser-varea radiatiilor ultraviolete, X si у se face cu ajutorul unor aparate montate pe rachete sau pe sateliti. In timp ce ozonul atmosferic opreste radiatiile cu frecyenta sub 290 nm, hidrogenul si heliul interstelar absorb radiatiile apartinind domeniului 2 — — 91,2 nm. De aceea, dezvoltarea in ultimii ani a astronomiei in ultraviolet si astronomiei de raze X a fost po-sibila prin extinderea cercetarilor spatiale. Datorita, prezentei vaporilor de apa si bioxidului de carbon atmosfera este doar partial transparenta pentru radiatiile infrarosii, in special in domeniul 8 — Hp, domeniu in care este studiata radiatia planetelor. De-oarece plScile fotografice nu sint sensible dincolo de 900 nm, pentru infrarosul indepartat se folosesc ce-lulele fotoelectrice (in special cu sul-furS de plumb). Cercetarile astrofi-zice au putut fi extinse si asupra regiunii infrarosii accesibile a spec-trului, folosind in acest scop obser-vatoare de mare altitudine sau cu ajutorul baloanelor stratosferice, ur-cind pinS la 30 — 40 km, in cadrul astronomiei in infrarosu. In cel de al treilea deceniu al sec. 20 s-au pus bazele radioastronomiei (v.), ce studiazS radiatia radio a corpurilor ceresti, folosind „fereastra radio'* a atmosferei (cuprinsS intre 8 mm si c. 20 m). OdatS cu dezvoltarea electro-nicii, radioastronomia a luat un avint considerabil, fiindu-i datorate multe din cele mai importante descoperiri astrofizice actuale. In afara de impSr-tirea dupS lungimile de undS ale radiatiilor cercetate, exists, о divizare a a. §i dupS metodele de observatie folosite, cum sint fotografia, fotome-tria, spectroscopia etc., in domenii care \in de modul de objinere al informatiei. Exists si diviziuni ale a. ce studiazS si alte radiatii, ca radiatia corpuscularS (solarS si cos-micS) si radiatia neutrinicS. Astronomia neutrinicS se ocupS cu studiul neutrinilor proveniti din reactiile nu-cleare, in special din cele solare (a cSror identificare a facut obiectul mai multor experimente recente); in prin-cipiu, ea este capabila sa furnizeze informatii si asupra interiorului stelelor situate la departari extrem de mari. A . teoreticd studiazS structura si evolutia stelelor, stelele cu pulsatii, nebuloasele gazoase, mediul interstelar etc., problemele abordate fiind tratate pe baza datelor experimen-tale si fizicii teoretice, utilizindu-se un formalism matematic dezvoltat pentru reprezentarea obiectelor si f enome-nelor observate in cadrul unor modele matematice (ex. modele de interior stelar, de atmosfera stelara). Uneori, cind raza gravitationala a unui astru este de ordinul razei geometrice, la corpurile foarte masive sau foarte dense — stele neutronice, quasari, gS-. uri negre etc. —, se face apel la a. relativistd, bazata pe teoria relativi-tStii. Studiul proceselor si obiectelor ceresti in care se degajeaza energii considerabile, de ordinul celor con-tinute in masa de repaus, al parti-culelor de mari energii etc., ca si al altor probleme legate si de a. relativists, formeaza obiectul a. energiilor mari. Alte diviziuni ale a. relative la obiectele ceresti studiate sint: fizica solarS, fizica solar-terestrS, fizica ste-larS, fizica planetelor, a cometelor, a materiei interplanetare, a nebuloase-lor gazoase etc. Cercetarea astrofizi-cS progreseaza prin dezvoltarea si diversificarea metodelor de studiu folosite, ca si datorita cuceririlor fizicii, in special ale fizicii teoretice. Marile succese, ale a. sint legate de descoperirea unor no i metode si instrumente, dar si de realizSriie fizicii, incepind cu cele de la incepu-tul sec. 20 (care au dus la funda-mentarea spectroscopiei). Toate ra-murile fizicii, in special cele privind radiatiile si interactia substantS-radia^ie,. particulele elementare, sta-rea gazoasS, plasma, nucleul atomic, aerodinamica si magnetohidrodina-mica, relativitatea, corpul solid, optica, optica electronics etc. gSsesc 39 ASTROFOTOMETRIE aplicajii in a. Ca si in fizica teore-tica, formalismul matematic dezvol-tat prezinta largi aplicatii in a. teoretica, iar folosirea calculatoarelor a devenit indispensabila in elabora-rea diferitelor modele. Chimia, geo-fizica, geologia, biologia au legcl--turi cu parti insemnate ale a. Con-di^Hle din corpurile ceresti si me-diul interstelar sint atit de variate, incit ele intrec pe departe posibili-tatile de realizare din laboratoarele terestre: cu toata limit area a. la metode de observatie, densita^i de la 10-24 g/cm3 in materia inter-stelara la 106 g/cm3 in piticele albe, 1015 g/cm3 in stelele neutronice si tinzind catre infinit (1094 g/cm3) in g&urile negre, temperaturi de la valori apropiate de zero absolut pina la zeci de milioane si chiar miliarde de grade, presiuni putind ajunge la miliarde de miliarde de atmosfere, mase si intinderi spa^io-temporale imense, permit sa se studieze materia in condign extreme si, ca atare, sa poata fi mai bine cunoscuta. Se asteaptS, de la a. lamu-rirea unor probleme controversate ale fizicii actuale (ex. problema particulelor elementare), sau cel putin unele indicatii pre^ioase in acest sens. Dealtfel, pina in prezent, a. a adus multe contributii, cum sint: desco-perireaheliului (1868, P.J.C. Janssen), identificarea si interpretarea liniilor „interzise" din ne'buloase (1928, I.S. Bowen) si din coroana solara (1941, B. Edlen), descoperirea expansiunii universului (1929, E.P. Hubble), a ionului negativ de hidrogen (1939, H. Wild), a reactiilor termonucleare din stele (1938, A. H. Bethe si C.F. Weizsacker), prezicerea existen^ei li-niei spectrale cu lungimea de unda de 21 cm a hidrogenului neutru (1944, H.C. Van de Hulst) etc. Fizica plasmei si magnetohidrodinamica au preocu-pat mai intii pe astrofizicieni. In con-tinuare, dezvoltarea a. din ultimii ani este extrem de rapida. In afara explorarii Lunii si planetelor apropiate cu ajutorul rachetelor si sate-litilor artificiali, descoperirea quasa- rilor (1963), a surselor de raze X ceresti (1963), a radiatiei radio centi-metrice izotrope (1965), a pulsarilor (1967), a moleculelor complexe inter-stelare (1968), identificarea gaurilor negre (1973) sint etape ce marcheaza dezvoltarea fara precedent a a. con-temporane. (C.P.) astrofotometrie, parte a astrofizicii practice, care se ocupa cu de-terminarea stralucirii corpurilor ceresti in domenii spectrale intinse sau restrinse. Sin. fotometrie astronomica. Stralucirile sint о masura a iluminarii produse de obiectele ceresti, dupa ce razele luminoase tree prin atmosfera si printr-o aparatura optica speciala, iar efectul este masurat cu un receptor de о anumita sensibi-litate spectrala. Dupa receptorul folosit la masurare — ochiul, placa fotografica, celulele fotoelectrice si fotomultiplicatorii sau termoelemen-tele si bolometrele —, a. poate fi: vizuala, fotografica, fotoelectrica sau termoelectrica. Folosind fotometre in care ochiul apreciazft egalitatea stralucirii, a. vizuala este cea mai veche dintre toate aceste ramuri dar, actualmente, ea nu mai este folosita sistematic. A. fotografica poate fi efectuata utilizind si filtre pentru diferite regiuni ale spectrului. Cu ajutorul placilor ortocromatice si al filtrelor galbene speciale, se poate reproduce о sensibilitate spectral^, asemanatoare celei a ochiului, obti-nindu-se straluciri fotovizuale. Cu placi si filtre diferite, se pot obtine straluciri fotografice de la ultraviolet la infrarosu. In apropierea polului nord ceresc si in alte regiuni ale cerului, s-au determinat standarde de straluciri fotografice si fotovizuale* cu care se compara stelele ale caror straluciri trebuie determinate pe baza innegririlor produse pe placa. Pe aceeasi placa se pot obtine imaginile a numeroase stele, informa^ia putind fi astfel pastrata si reprodusa. A. fotoelectrica, bazata pe masuratori fotoelectrice cu sau fS,ra filtre, furni-zeaza cele mai precise determinari ASTROGRAF 40 fotometrice, cu о eroare de citeva miimi de magnitudine in regiuni spectrale diferite, dup& celulele si filtrele folosite. Amplificat prin fotomulti-plicatori, curentul fotoelectric prezinta si avantajul ca intesitatea lui este proporjionala cu iluminarea, ceea ce nu se intimpla cu densitatea de innegrire a placii fotografice, care depinde intr-un mod complicat de iluminare si de timpul de expunere. Pentru obtinerea unei precizii cit mai mari, masurcltorile trebuie limi-tate la regiuni spectrale inguste, in domeniul carora sa nu existe pe cit posibil linii spectrale. A. termoelec-trica permite obtinerea magnitudi-nilor radiometrice, care difera cel mai putin de cele bolometrice calculate teoretic, deoarece termoelemen-tele au sensibilitatea spectral^ independents, de lungimea de undS. Totusi, datorita faptului ca termoelementele sint pu£in sensibile, magnitudinile radiometrice nu se pot determina decit cu instrumente mari si in cazul unor stele stralucitoare. Problema principals a a. este stabilirea rela-tiilor dintre diferitele sisteme fotometrice ale unor observatori diferiti, pentru a se obtine sisteme fotometrice standard, ca si a relajiilor dintre diferitele sisteme fotometrice standard, Dupa reducerile necesitate de absorbtia atmosferica, determinarile fotometrice efectuate cu diferite tele-scoape, utilizind diferite procedee de masura a ilumin&rii produse de corpurile ceresti, sint exprimate intr-un sistem fotometrie propriu observatorului care le-a determinat. Este necesara reducerea lor la un sistem international, fie fotografic sau foto-vizual (definit de stralucirile adoptate ale stelelor din jurul polului nord, secvenfa polara nord), fie, mai frec-vent astazi, la sistemul fotoelectric U (ultraviolet), В (albastru), V (vizibil). Acesta se poate realiza dacS observatorul cerceteaza cel putin in trei culori, apropiate de cele ale sistemului UBV, un numar de stele comune cu cele a caror stralucire a fost determinata in sistem. Exista actualmente sisteme fotometrice in mai mult de trei regiuni spectrale, stralucirile fiind observate de la ultraviolet la infrarosu. Problema reducerii cu precizie a sistemelor fotometrice individuale la unui international necesita observatii in domenii spectrale inguste. Fotometria la diferite lungimi de unda constituie un substitut pentru spectrofotometrie, care da variatia intensitajii luminii cu lungimea de unda in spectrul continuu. A. se ocupa si de variatia in timp a stralucirii unor corpuri ceresti (ex. stele variabile). Alaturi de spectro-scopie, a. furnizeaza cele mai multe date de observatie in astrofizica. (C.P.) astrograf, instrument astronomic pentru fotografierea obiectelor ceresti in scopul determinarii coordonatelor lor. Este construit in general dupa schema refractorului (v. luneta astro-nomica ), sau uneori dupa cea a reflec-torului, avind distanta focala intre citiva metri si 10—15 m. (G.S.) astrolab 1. Vechi instrument astronomic de origine greaca, preluat de arabi, care 1-au raspinditin Europa, unde a fost folosit pina in sec. 17. Consta dintr-un disc pe care erau marcate constelatiile, о alidada §i о placa mobila cu gradatii de inaltimea stelelor sau a Soarelui deasupra ori-zontului si gradatii ale orelor. (G.S. ) 2. Instrument modern desti-nat determinarii pozitiilor stelelor sau a coordonatelor geografice ale observatorului, prin observarea tre-cerii stelelor la о anumita inaltime (de obicei, de 60°). (G.S. ) astrologie, conceptie gresitS, dupa care pozitiile Soarelui, Lunii, planetelor, ca si unele fenomene ceresti, influenteaza soarta oamenilor si eve-nimentele de pe Pamint. A luat fiinta odata cu astronomia in Chaldeea, initial astronomia ca stiinj& fiind confundata cu astrologia, bazata pe traditii superstitioase. Interesul aratat in prezicerea viitorului a influenj:at 41 ASTROMETRIE la inceput pozitiv dezvoltarea astronomiei, prin cautarea unor metode stiintifice de cunoastere §i prezicere a pozrjiilor planetelor, Lunii §i Soarelui pe bolta cereasca. Baza „prezi-cesrii" sortii unei anumite persoane о constituia horoscopul, intocmit dupa pozifiile Soarelui, Lunii si planetelor in momentul nasterii acesteia, sau in alt moment (in cazul caut&rii in ce masura el este favorabil sau defavorabil unor actiuni viitoare). Astrii ceresti amintij:i erau asezati in horoscop dupa pozitia lor in cele 12 semne ale zodiacului, semne cores-punzind unor intervale de longitudini de cite 30° (de ex., semnul Berbecului se intindea de la 0 la 30° longitudine). La rindul lor, semnele zodiacului (numerotate de la vest) erau impartite in 6 case, din care cele de la 1 la 6 sub orizont, iar cele de la 7 la 12 deasupra orizontului. Prima cas& ce se ridica la orizontul est purta numele de ascendent si prezenta importanta cea mai mare in prezice-rea sortii cuiva. Tradi^ii babiloniene, mai mult sau mai putin deformate, serveau la prezicerile astrologice dupa pozitiile Soarelui, Lunii si planetelor, in diferite semne ale zodiacului si ale acestor semne in casele horo-scopului. Aceste traditii nu aveau nici о baza stiintificci si constituiau о colectie de superstitii, a caror apli-care era in plus falsificata de depla-sarea semnelor zodiacului cu 30°, fatS. de constelafii, din cauza precesiei echinoxurilor (astfel, semnul Berbecului cade acum in constelatia Pisces). Se apreciaza ca cei peste 10 000 de oameni care se nasc in aceeasi ora pe tot Pamintul n-au nici pe departe acela§i caracter sau soarta. De asemenea, alte fenomene astronomice, ca eruptiile solare sau exploziile supernov^lor apropiate, au putut influenta in trecut dezvoltarea vietii pe Pamint, dar acestea nu au nici о legStura cu a. (C.P.) astrometrie, ramura a astronomiei avind drept obiectiv fundamental stabilirea unui sistem inertial de coordonate pentru mSsuratorile astronomice — in colaborare cu mecanica cereasca si astronomia stelarS —, ocu-pindu-se de determinarea pe baza observatiilor a pozitiilor precise si a miscarilor diferitilor astri pe sfera cereasca. Una dintre problemele a. este studiul rotatiei Pamintului si al miscarii polilor (serviciul de latitu-dini), al neuniformitS.tii rotatiei, ca si determinarea timpului (serviciul orei) si a coordonatelor geografice. In sfera a. intra determinarea para-laxelor, a diametrelor unghiulare ale corpurilor cere§ti, a dimensiunilor si repartizarii detaliilor pe suprafetele acestora. De о insemnatate deosebita este studierea metodelor de observatie si construirea de noi instru-mente perfectionate. Un capitol al a. este astronomia sferica (numita uneori si astronomia de pozitie ), care cerceteaza metodele de calcul al pozitiilor aparente si al miscarilor obiectelor ceresti si metodele de determinare a influentei exercitate de precesie si nuta^ie asupra sistemului de referinta, ca si a influentei exercitate de diferite alte fenomene (ex. refrac^ie, aberatie, paralaxa) asupra observatiilor. Un alt capitol este astronomia practicd, ce se осирй cu descrierea instrumen-telor astronomice si a metodelor pentru determinarea timpului, a coordonatelor obiectelor ceresti, a coordonatelor geografice si a azimuturilor directiilor de pe Pamint. In ultimii ani, datorita progreselor realizate in cercetarea cosmosului, sfera a. s-a extins; astfel au aparut noi probleme, ca determinarea precisa a pozitiilor, diametrelor si formelor radiosurselor, utilizarea quasarilor ca sistem de referinta, determinarea coordonatelor corpurilor care au о miscare rapida pe cer (satelitii artificiali), determi-nari astrometrice cu aparate instalate la bordul navelor si rachetelor cosmice sau pe suprafata Lunii, orientarea satelitilor artificiali si a statiilor automate, orientarea pe Luna si pe celelalte planete etc. Datele astrometrice se folosesc in alte ramuri ale ASTRONAUT 42 astronomiei (ex. mecanica cereasca, astrofizica, astronomie stelara) si, de asemenea, in geodezie si geofizica. (G.S.) astronaut, persoana care a fost pre-gatita in mod special si complex (tehnic, stiintific, medical, psihologic etc.) pentru a putea participa la un zbor spatial. Sin. cosmonaut. Selec-tionarea viitorilor astronauti are in vedere о serie de criterii, printre care starea sanat5,tii, aptitudini de pilotaj, cunostintele de specialitate, pregcltirea moral-volitiva etc. Centre de preg&tire a astronautilor se gasesc in U.R.S.S. (linga Moscova) si in S.U.A. (la Huston). (F.Z.) astronautica, stiinta al. carui obiect il constituie construirea si conducerea vehiculelor spatiale, efectuarea de zboruri spatiale, precum si toate domeniile tehnice si stiintifice afe-rente exploatarii spatiului si mijloa-cele necesare realiz&rii acestor acti-vitaji. Sin. cosmonautica. Baza stiin-tifica a a. о constituie folosirea unor descoperiri importante ale stiintelor contemporane, ca: astronomie, mate-matica, mecanica, biologie, electroni-ca, cibernetica etc., ca si prelucrarea datelor obtinute cu ajutorul sateli-tilor artificiali, al rachetelor si al navelor cosmice. Include: probleme ale teoriei zborurilor cosmice (ex. calculul traiectoriilor), aspecte tehno-logice (ex. proiectarea si construirea aparatelor spatiale si a rachetelor, a instalatiilor de lansare, de control, de putere, de comunicatii si transmi-terea informatiilor, de aparatura stiinjifica, de protec^ie, de telemetrie etc.), precum si aspecte biomedicale ale zborurilor spatiale. Data de 4 oct. 1957, cind a fost lansat din U.R.S.S. primul satelit artificial al Pamintului (Sputnik 1), a fost adop-tata ca zi de inceput a „erei spatiale", la cel de al 18-lea Congres al FIA (Belgrad, 1967). De atunci, progresele stiintifice si tehnice ale a. au permis lansarea a mii de obiecte cosmice: rachete, sateli£i, statii interplanetare, nave cosmice automate sau cu echipaj etc. Aceste lansari au implicat rezol-varea unor probleme dificile, in majoritate complet noi, printre care crearea unor motoare-racheta si a unor rachete tot mai puternice, a complexelor d.e asamblare si de lansare a acestor vehicule reactive, a centrelor terestre de urmarire, control si dirijare a echipamentelor stiintifice de bord, precum si a unor metode specifice de pregatire pentru astronauti. Ca urmare au fost amplificate cunostintele despre atmosfera inalta, spatiul cosmic pcriterestru si inter-planetar, Luna, planete (Venus, Marte, Jupiter, Mercur) si Soare. In cercetarea spatiaia sint astazi angajate resurse ?tiintifico-tehnice si financiare ale unor tari cu potential economic ridicat, ca U.R.S.S., S.U.A., Franta, Anglia, R. F. Germania, Italia, R. P. Chineza, Japonia etc. Numeroase organizatii spatiale nationale si inter-nationale, care dispun de for^e si resurse extrem de mari (ex. NASA din S.U.A., Comisia Academiei de Stiinte a U.R.S.S., ESA etc.), ca ?i colective ale unor academii de stiinte, universitati, centre de cercetari, com-panii si industrii aerospatiale se ocupa cu cercetarea spatiaia. Schimbul de opinii si de rezultate stiintifice este asigurat prin publicatiile de specialitate, congresele si simpozioa-nele organizate de FIA, CO SPAR si alte organisme nationale de profil. Pornind de la prestigiul realizarilor obtinute in domeniul astronauticii si ca urmare a propunerilor facute de U.R.S.S., Organizatia Natiunilor Unite a adoptat cu ocazia celei de a 21-a sesiuni a Adunarii Generale (1967) un tratat privind folosirea spatiului cosmic exclusiv in scopuri pasnice (v. drept cosmic). Dintre sarcinile care revin a., sint de menjio-nat cercetarile aplicative si funda-mentale de astronomie, originea si starea actuaia a sistemului solar, aspecte ale astronomiei intra- si extragalactice. Se au in vedere probleme privind compozitia chimica si caracteristicile fizico-chimice ale at- 43 astronauticA Tabelul 5 Zborurile navelor cosmice pilotate Data lansa- Denumirea Numele astronautilor Durata zbo- rii navei rului 1 2 3 4 12. 4.1961 Vostok 1 Iuri A. Gagarin 1 h 48 min 5. 5.1961 Mercury 3 Alan B. Shepard jr. 15 min 21. 7.1961 Mercury 4 Virgil I. Grissom 16 min 6. 8.1961 Vostok 2 Gherman S. Titov 25 h 18 min 20. 2.1962 Mercury 6 John H. Glenn jr. 4 h 55 min 24. 5.1962 Mercury 7 M. Scott Carpenter 4 h 56 min 11. 8.1962 Vostok 3 Andrian G. Nikolaev 94 h 22 min 12. 8.1962 Vostok 4 Pavel R. Popovici 70 h 57 min 3.10.1962 Mercury 8 Walter M. Schirra jr. 9 h 13 min 15. 5.1963 Mercury 9 L. Gordon Cooper jr. 34 h 20 min 14. 6.1963 Vostok 5 Valeri F. Bikovski 119 h 6 min 16. 6.1963 Vostok 6 Valentina V. Tereskova 70 h 50 min 12.10.1964 Voshod 1 Vladimir M. Komarov 24 h 17 min Konstantin P. Feoktistov Boris G. Egorov 18. 3.1965 Voshod 2 Aleksei A. Leonov 26 h 2 min Pavel I. Beliaev 23. 3.1965 Gemini 3 Virgil I. Grissom 4 h 53 min John W. Young 3. 6.1965 Gemini 4 James A. McDivitt 97 h 48 min Edward H. White 21. 8.1965 Gemini 5 L. Gordon Cooper jr. 190 h 56 min Charles Conrad jr. 4.12.1965 Gemini 7 Frank Borman 330 h 35 min James A. Lovell jr. 15.12.1965 Gemini 6-A Walter M. Schirra jr. 25 h 52 min Thomas P. Stafford 16. 3.1966 Gemini 8 Neil A. Armstrong 10 h 42 min David R. Scott 3. 6.1966 Gemini 9 Thomas P. Stafford 72 h 21 min Eugene A. Cernan 18. 7.1966 Gemini 10 John W. Young 70 h 47 min Michael Collins 12. 9.1966 Gemini 11 Charles Conrad jr. 71 h 17 min Richard F. Gordon jr. 11.11.1966 Gemini- 12 James A. Lovell jr. 94 h 33 min Edwin E. Aldrin jr. 23. 4.1967 Soiuz 1 Vladimir M. Komarov 26 h 40 min 11.10.1968 Apollo 7 Walter M. Schirra jr. 260 h 9 min Donn F. Eisele R. Walter Cunningham 26.10.1968 Soiuz 3 Gheorghi T. Beregovoi 94 h 51 min ASTRONAUTICA 44 Tabelul 5 (continuare) 21.12.1968 14. 1.1969 15. 1.1969 3. 3.1969 18. 5.1969 16. 7.1969 11.10.19 69 12.10.1969 13.10.1969 14.11.1969 11. 4.1970 1. 6.1970 31. 1.1971 22. 4.1971 6.6. 1971 26. 7.1971 16. 4.1972 7.12.1972 Apollo 8 Soiuz 4 Soiuz 5 Apollo 9 Apollo 10 Apollo 11 Soiuz 6 Soiuz 7 Soiuz 8 Apollo 12 Apollo 13 Soiuz 9 Apollo 14 Soiuz 10 Soiuz 11 Apollo 15 Apollo 16 Apollo 17 Frank Borman James A. Lovell jr. William A. Anders Vladimir A. Satalov Boris V. Volinov Aleksei S. Eliseev Evgheni V. Hrunov James A. McDivitt David R. Scott Russell L. Schweickart Thomas P. Stafford John W. Young Eugene A. Cernan Neil A. Armstrong •Michael Collins Edwin E. Aldrin jr. Gheorghi S. Sonin Valeri N. Kubasov Anatoli Filipcenko Vladislav N. Volkov Viktor V. Gorbatko Vladimir A. Satalov Aleksei S. Eliseev Charles Conrad jr. Richard F. Gordon jr. Alan L. Bean James A. Lovell jr. Fred W. Haise jr. John L. Swigert Andrian G. Nikolaev Vitali I. Sevastianov Alan B. Shepard Stuart A. Roosa Edgar D. Mitchell Vladimir A. $atalov Aleksei S. Eliseev Nikolai N. Rukavisnikov Gheorghi T. Dobrovolski Vladislav N. Volkov Viktor I. Pataev David R. Scott Alfred M. Worden James B. Irwin John W. Young Thomas K. Mattingly II Charles M. Duke jr. Eugene A. Cernan Ronald E. Evans Harrison H. Schmitt 147 h 1 min 71 h 14 min 72 h 46 min 241 h 1 min 192 h 3 min 195 h 18 min 118 h 44 min 118 h 41 min 118 h 50 min 244 h 36 min 142 h 55 min 424 h 59 min 216 h 2 min 47 h 46 min 569 h 47 min 294 h 44 min 265 h 52 min 301 h 52 min 45 astronauticA Tabelul 5 (continuare) 1 2 3 4 Charles Conrad jr. 25. 5.1973 Skylab 1 Paul J. Weitz 28 d Joseph P. Kerwin 28. 7.1973 Skylab 2 Alan L. Bean 59 d 11 h 9 min Owen K. Garriott Jack R. Lousma 27. 9.1973 Soiuz 12 Vasili G. Lazarev 47 h 24 min Oleg K. Makarov 16.11.1973 Skylab 3 Gerald P. Carr 84 d 1 h 16 min William R. Pogue Edward G. Gibson 18.12.1973 Soiuz 13 Piotr I. Klimuk 187 h 55 min Valentin V. Lebedev 4. 7.1974 Soiuz 14 Pavel R. Popovici c. 360 h Saliut 3 Iuri P. Artiuhin 26. 8.1974 Soiuz 15 Ghenadi V. Sarafanov c. 48 h Lev S. Demin 2.12.1974 Soiuz 16 Anatoli V. Filipcenko c. 144 h Nikolai N. Rukavisnikov 11. 1.1975 Soiuz 17 Aleksei A. Gubarev c. 30 d Saliut 4 Gheorghi M. Greciko 5. 4.1975 Soiuz Vasili G. Lazarev c. 20 min Oleg K. Makarov 24. 5.1975 Soiuz 18 Piotr I. Klimuk c. 63 d Saliut 5 Vitali I. Sevastianov 15. 7.1975 Soiuz 19 Aleksei A. Leonov c. 142 h Valeri N. Kubasov 15. 7.1975 Apollo 18 Thomas R. Stafford C. 214 h Vance D. Brand Donald K. Slayton 22. 6.1976 Soiuz 2 1 B.V. Volinov c. 48 d Saliut 5 V.M. Jolobov 16. 9.1976 Soiuz 22 Valeri F. Bikovski c. 7 d V.I. Aksenov 7. 2.1977 Soiuz 24 V.V. Gorbatko c. 20 d 1.1. Glazkov mosferei si suprafetei unor planete si sateliti ai acestora, cunoa§terea aprofundatA a sistemului solar, analiza fluxurilor de radiafii provenind de la Soare sau de la alte surse galactice si extragalactice, studiul cimpurilor gravitationale din sistemul solar etc. Perspectiva imediatA in a. cuprinde lansarea unor sateliti cu aparaturA tot mai perfec^ionatA, destinatA ex-perimentelor geofizice, astrofizice, meteorologice, de telecomunicatii, de sesizare a unor resurse terestre necu-noscute, de imbunAtAtire a conducerii navigatiei aeriene, maritime etc. Plasarea si organizarea pe orbite cir-cumterestre a primelor laboratoare spatiale cu echipaj la bord in scopiiri stiintifice, avind initial о funcjionare temporarA si apoi permanentA, vor permite observatii meteorologice, sis-tematice ?i diferentiate, investigatii oceanografice (urmArirea deplasArii aisbergurilor, a curentilor calzi, a ASTRONAUTICA 46 bancurilor de pesti etc.), inregistr&ri ale unor modificaxi ale vegetatiei la nivelul intregii planete etc. Construirea unor rachete foarte puternice si, mai ales, rezolvarea problemelor tehnice si biomedicale aferente reintrarii in atmosfera a aparatelor spatiale (pilotate sau automate), care revin din cosmos cu prima sau a doua viteza cosmica, au asigurat mai intii zborul cosmic al omului pe orbita si apoi pe Luna (v. tabelul 5) si au permis explorarea indelungata a sate-litului natural al Pamintului, cu ajutorul unor electrovehicule teledi-rijate de tip Lunohod. Paralel cu cercetarea cu roboti si echipaj e a Lunii (1959—74), studiul planetelor apropiate — Marte si Venus —, inceput in 1961—62, a fost continuat cu ocazia „ferestrelor astronautice" favo-rabile, fiind urmat de lansari ale unor statii automate spre Jupiter (1972) si Mercur (1973). Organizarea zborurilor unor nave cosmice cu echipaj catre alte corpuri (decit Luna) ale sistemului solar implica solutio-narea unor serii de probleme tehnice (construirea unor tipuri noi de mo-toare-racheta de mare putere, crearea gravitatiei artificiale in nava cosmicS. etc.) si biomedicale (de adaptabilitate a organismului uman) de mare com-plexitate, in cadrul unei ample colaborariinternationale; aceasta com -plexitate deriva din durata indelungata (ex.: de 1000 d in cazul planetei Marte, cea dintii vizata) a zborurilor cosmice. О alta categorie de probleme, de a caror rezolvare se ocupa a., se refera la originea si evolujia formelor de viata in sistemul solar. Studiul comport&rii diferitelor organisme in condi tide cosmosului, punerea la punct a sistemelor destinate asigurarii vietii organismelor superior dezvoltate si decelarea unor forme de viata pe alte corpuri ceresti constituie obiective de majora important in programele de biologie. si medicina spatiaia. In afara utilizarilor ipentionate, cercetarea astronautics a adus si continuS sa aducS imense avantaje omenirii, in special datorita exceptionalului impuls dat dezvoltSrii tuturor ramurilor stiintei si tehnicii. (F.Z.) astronava—> nava spatiaia astronavigatie v. navigatie spatiaia astronomie, stiinta a naturii care studiaza materia din univers, adica diferitele corpuri ceresti (stelele, Soa-rele, planetele, satelitii, cometele, meteoritii), materia interstelara, sis-temele de corpuri ceresti (stelele duble, multiple, roiurile de stele, galaxiile), precum si universul luat ca un intreg. Fiind la rindul sau un corp ceresc, Pamintul poate fi studiat cu unele metode de observare ale a. (spre ex., din satelitii artificiali). A. se ocupa de pozitiile si miscarile corpurilor ceresti, de compozitia, structura, interactiunile si evolutia lor, folosind radiatiile care vin de la ele, observa-tiile si interpretarea lor teoretica. Dupa metodele utilizate si obiectele ceresti studiate, se imparte in mai multe ramuri, dintre care principalele se referS, la studiul pozitiilor si miscSrilor lor (a. clasica) si la proprieta,j:ile lor fizice (a. modernd). Astrometria (v.) se ocupa, cu studiul pozitiei astrilor si al misca,rilor lor aparente pe sfera cereasca,, deduse prin determinaxi de coordonate si de timp, ca si al diferitelor fenomene care influenteaza, aceste determinSri (refractie, precesie, nuta^ie etc.), al metodelor si instrumentelor. Mecanica cereasca studiaza, miscaxile planetelor, satelitilor, asteroizilor, cometelor din sistemul solar, ale stelelor in siste-mele multiple etc., formele de echi-libru ale corpurilor in rotate, sub influ enta gravitatiei in general, luind uneori in considerare si alte cauze (ex. presiunea de radiajiie, rezistenta mediului, rotatii). A. clasica a ajuns la un inalt nivel de dezvoltare inca, de la sfirsitul sec. 19, dezvoltarea mecanicii ceresti fiind impulsionata, de lansarea satelitilor artificiali si statiilor interplanetare, ca si prin folosirea calculatoarelor electronice. 47 ASTRONOMIE Astrofizica (v.) are un cimp de cerce-tare larg, studiind corpurile ceresti sub toate aspectele lor posibile, considerind si cantitatea (fluxul) si calitatea (spectru, polarizare etc.) radia^iilor acestor corpuri intr-o gama foarte larga, de la radiatiile у, X la cele radio; ea se ocupa, de aseme-nea, de aspectul si structura fizica, de compozitia chimica, de originea si evolu];ia lor, ca si de interactiunile dintre ele. Dupa natura radiatiilor studiate, exista: radioastronomia (v.), a. de raze X si y, a. de infrarosu, a. neutrinicd (v.) etc. Dupa metodele folosite, se deosebesc: astrofotometria (v.), spectroscopia astronomica (v.), a. teoreticd, a. spatiala (cercetari din rachete, sateliti, statii etc.) etc. In sfirsit, dupa obiectele ceresti studiate, exista: fizica solara (v.), fizica stelara (v.), fizica planetara (v.), a. extra-galacticd etc. A. stelara se ocupa cu studiul structurii, dinamicii si cinematicii sistemelor stelare. Cos-mologia (v.) se ocupa de structura si evolutia universului ca un tot, iar cosmogonia (v.) — de originea si evolutia corpurilor ceresti, in special ale sistemului solar, ca si ale stelelor. A. este о stiinta de observatie de la distanta, fara posibilitatea inter-venfiei cercetatorului in fenomenele observate. Metodele experimentale directe au fost dezvoltate abia in ultimul timp, prin explorarea Lunii de astronauti, prin obtinerea de date de pe Luna §i planetele apropiate, din mediul interplanetar sau din imediata vecinatate a unor planete cu ajutorul unor statii automate, ca si prin unele experimente intreprinse cu ajutorul rachetelor si satelitilor. Datele astfel obtinute sint prelucrate si interpretate cu ajutorul metodelor matematice si fizice. Mecanica, fizica, chimia, geofizica, geologia, biologia (in probleme legate de viata in uni vers) etc. prezinta multiple lega-turi cu a. Datorita posibilitatii sale de a studia materia in conditii extreme, care nu pot fi realizate in laboratoarele terestre, aceasta aduce contribu|:ii importante la dezvoltarea stiinj:elor. De asemenea, a. a ccntri-buit la formarea conceptiei juste despre lume si la eliberarea spiritului uman de dogme si reprezentari mistice. (C.P.) astronomie neutrinica, ramura a astro-nomiei care foloseste neutrinii ca mijloc de investigare a universului. Datorita interactiei extrem de mici a acestora cu substanta, ei pot strabate milioane de stele sau distance extragalactice considerable, fara ca energia lor sa scada apreciabil. Neutrinii pot lua iiastere in reactiile termonucleare din stele, la temperaturi foarte mari pierderea de energie prin emisie neutrinica fiind foarte impor-tanta. Din radiatia neutrinica solara se poate deduce felul reacjiilor termonucleare care au loc in Soare, ca si limita temperaturii sale centrale. La ora actuala s-au intreprins mai multe experiente, urmarindu-se detectarea neutrinilor solari prin folosirea uiior rezervoare mari cu clorura de carbon (CC14) situate in mine la mari adincimi, spre a se izola de alti neutrini pertur-batori, proveniti din razele cosmice, pe baza reactiei: gQ + v —> SAr + + e~. Numarul neutrinilor astfel de-tectati a fost cel putin de zece ori mai mic decit cel prezis de modelele solare curente si de constantele nucleare cunoscute ce intervin in calculul energiei produse prin lantul p-p. De aceea, este necesara fie о modificare a modelelor solare si a conceptiei despre compozitia chimica a Soarelui, fie a unor constante ale reactiilor termonucleare sau chiar о revizuire a teoriei despre neutrini. Problema neutrinilor solari este о problema important^ a astrofizicii actuale, avind implicatii fundamen-tale in teoria producerii energiei si evolutiei stelelor. De asemenea, ei pot juca un rol important in cosmologie, о mare parte a energiei universului putind fi sub forma de radiate neu-trinicS, care poate proveni din regiuni extrem de indepartate, dar detectarea ei este mult mai djficilci decit a celei solare. (C.P.) ASTRONOMIE 43 astronomie radar v. radioecou astru, corp ceresc care poate fi observat datorita luminii pe саге о emite sau о reflecta. Astfel de corpuri sint: Soarele, Luna, planetele, aste-roizii, comet ele, stelele etc. Nu sint incluse in aceasta categorie corpurile foarte apropiate, care patrund in atmosfera terestra (ex. meteoritii). (G.S.) Atair—> Altair aterizare, asezare lina a unui vehicul spatial pe suprafata unui corp ceresc. Problemele tehnice si biomedicale aferente frinarii, coboririi si a. unui aparat spatial cu sau fara echipaj, depind in cea mai mare masura de natura corpului ceresc, de existenta (sau absenta) unei atmosfere etc. V. si aselenizare. (F.Z.) Atlas 1. Racheta (v.) spatiaia ameri-cana, formata din doua etaje reactive; primul are trei motoare-racheta cu propergol lichid (petrol si oxigen lichid), care dezvoltcl in ansamblu о forta de tractiune de 163 000 daN, iar al doilea are un singur motor-racheta. In ansamblu A. are inaltimea de 31—36 m si masa la start de 125—135 t, fiind construitci in asa fel incit sa i se poata adauga un al treilea etaj reactiv (format din racheta Agena sau racheta Centaur). Un astfel de ansamblu, A.-Agena sau A.-Centaur, a servit la lansarea de: sateliti artificiali, statii interplane-tare si statii lunare. (F.Z.) 2. V. Pleiade. atlas ceresc, ansamblul hartilor ceresti ale intregii bolti instelate, cuprinzind toate stelele si alte obiecte ceresti pina la о anumit& magnitudine. Sin. atlas stelar. Fiecare harta cuprinde о parte a sferei ceresti in care obiectele ceresti sint notate dup& pozitia si str&lucirea lor. A.c. serveste la orientarea pe bolta cereasca pentru g&sirea obiectelor ceresti dupa coordonatele lor sau a traiectoriilor aparente descrise de acestea. In general, se foloseste sistemul de coordonate ecua-toriale raportat la un anumit echinox. Stralucirile aparente ale stelelor, roiurilor stelare, galaxiilor, norilor de materie interstelara, radiosurselor sint reprezentate prin anumite simboluri conventionale. О categorie speciala о constituie ax. fotografice, care au о extindere mult mai mare, cuprinzind stelele pina la limita observabilitatii pe cale fotografica, fiind obtinute prin folosirea astrografelor sau a tele-scoapelor de tip Schmidt. Printre primele a.c. se poate mentiona cel intocmit (1863) de F. W. Argelander (Uranometria Nova), care cuprinde stelele pina la magnitudinea 9,5. Cel mai mare si mai complet a.c. foto-grafic este Mount Palomar Sky Survey, care a fost alcatuit folosin-du-se marele telescop Schmidt (Hale) de la Obs. Mount Palomar; acesta con tine 935 de fotografii ale cerului realizate intre declinatiile +90° si — 30° in domeniile albastru si rosu ale spectrului, si cuprinde stelele pina la magnitudinea 21. (G.S.) atmosfera, patura gazoasa ce incon-jura un corp ceresc (planets, satelit, stea etc.). Limita sa superioara nu este intotdeauna bine delimitata. (E.T. ) atmosfera planetara, pS-tura gazoasa ce inconjura о planeta (ex. Marte, Jupiter, Venus). Indicatii privind a.p. au fost obtinute atit prin masu-ratori radioastronomice, polarimetrice etc., cit si direct, cu ajutorul statiilor interplanetare (ex. Pioneer, Mariner, Marte, Venus) care le-au str&batut. (C.P.) atmosfera stelar a, patura exterioara a unei stele, din care radiatiile p&trund direct in mediul interstelar. Soarele este singura stea a carei atmosfera poate fi observata amanuntit, foto-sfera in lumina integral^ §i cromosfera in luminS, monocromatica. Masa a.s. este neglijabila fa^a de cea a stelei, iar grosimea este doar de citeva 49 atmosferA sutimi din raza stelei (in cazul stelelor pitice si al Soarelui); astfel, fotosfera Soarelui are о grosime de 300—400 km, iar cromosfera 10 000 — 15 000 km. Spre deosebire de planete, datorita faptului ca stelele sint in intregime gazoase, limita inferioara a a. s. nu este precis delimitata, aceasta trecind treptat In patura externa a stelei. Unele stele (ex. supragigantele, stelele Wolf-Rayet) an atmosfere foarte extinse, in continue, expansiune. Stelele duble strinse, fotometrice sau spectroscopice, pot avea о at-mosfera comuna, in care au loc mis-cari foarte complicate ale gazelor. Studiul a.s. formeaza un capitol important al astrofizicii teoretice, ce construieste prin calcul diferite modele de a.s. ale cSxor proprietati le compara cu observatiile. Un astfel de model da densitatea, temperatura, presiunea, opacitatea etc. in funcfie de adincime. In cazul unei a.s. de extindere mica, accelerafia gravita-tionala se poate considera constants,. Cunoa§terea temperaturii efective si a proportiei elementelor chimice per-mite calcularea structurii a.s., in cazul cind aceasta se aflS, in echilibru hidrostatic, echilibru termodinamic local, echilibru radiativ, sau chiar cind intervin unele deviatii, ca pre-siuni de turbulenta, mi§cari de con-vectie, neomogenitS,fi (granule, spicule) etc. de la formele de echilibru. Modelele de a.s. pot fi construite complet teoretic sau semiempiric. Spre ex. in cazul Soarelui, atmosfera se compune din fotosfera, cromosfera si coroana, iar distributia temperaturii in fotosferS, se poate obtine din varia-tia intensitatii luminoase pe discul Soarelui, de la centru spre margine. La unele stele duble cu eclipsa se pot obfine informatii asupra intunecSxii spre margine a discului stelei eclip-sate. Cunoasterea proportiei elementelor chimice permite calculul coefi-cientului de absorbtie in spectrul continuu si, de aici, al variatiei presiunii cu adincimea optica, precum si al relatiei dintre adincimea optica §i cea geometries,. Se poate calcula, de asemenea, variatia intensitS,tii fluxului de radiatii cu lungimea de undS,, care se poate compara apoi cu datele de observatii ale spectrulur continuu. Aceste modele se pot ame-liora pe baza calculului profilelor liniilor spectrale si al absorbtiei totale in linii. Pentru a se calcula coeficientii de absorbtie in linii trebuie cunoscute mecanismele care produc laxgirea lor, cum sint: efectul Doppler (datorat miscarii termice neregulate a parti-culelor care produc linia), miscaxile de turbulenta,, rotatia stelelor, ate-nuarea radiatiei (la,rgirea naturala,), coliziunile, efectul’Stark etc. Atenua-rea are loc in douS, feluri: impra-stiere^ in care fotonii sint impra,stiati in toate direc|iile, pa,strindu-si frecventa initials,, si absorbtie, cind fotonii absorbiti prin ciocniri nu au nici о legS,tura cu cei reemisi, care sint trimisi in toate directiile cu alte frecvente. Calculul intensitatii sau al fluxului in diferite locuri ale liniei^ ca si al absorbtiei totale in linie este ingreuiat de deviatiile de la echili-brul termodinamic local si de necu-noasterea exacts, a tuturor constan-telor atomice care intervin (in special a coeficientilor Einstein de tranzrjie). Compararea profilelor de linii si a lS,rgimilor echivalente calculate cu cele observate permit ameliorarea modelului de a.s. calculat numai pe baza spectrului continuu, atit in ceea ce priveste conditiile fizice din atmo-sferS,, cit si a proporfiei considerate a elementelor chimice. De asemenea, se poate calcula curba de crestere,. care da largimea echivalentS, in functie de numS,rul atomilor absor-banfi. Compararea acestei curbe^ calculatS, pe baza unor cunostinte preliminare asupra conditiilor fizice din a.s. si pentru anumite abundente ale elementelor chimice, cu cea dedusS, din observafii, permite ameliorarea datelor initiale (temperaturi, abun-denfe etc.) de la care s-a pornit. In cazul stelelor cu linii luminoase in spectru (produse printr-un efect de fluorescenta), cu atmosfere extinse si in expansiune cu viteze pina la ATMOSFERA 50 1000 km/s (Wolf-Rayet, P Cyg etc.), nu s-au putut construi inca modele cantitative satisfacatoare. In ceea ce priveste cromosfera solara, din cauza neomogenita^ii, a deviatiilor de la echilibrul termodinamic local etc., modelele au doar un caracter preli-minar. (C.P.) atmosfera terestra, patura de gaze ce inconjura Pamintul si se deplaseaza odata cu el in spatiu, partea sa inferioara participind la rotatia Pamintului. Masa a.t. este de c. 5,3 • . 1018 kg (fata de c. 5,975 • 1024 kg a Pamintului), din care c. 90% se intinde de la suprafata acestuiapina la altitudinea de c. 20 km. Importanta studiului a.t. in astronomie provine in primul rind din faptul ca radiatiile extraterestre ce ajung la sol sint modificate ca directie, datorita refrac-tiei, absorbite si difuzate, in mod selectiv cu lungimea de unda (v. absorbtie atmosferica ), si supuse feno-menelor de turbulenta si scintilatie, care deterioreaza imaginile astrilor. Propagarea radioundelor la distante mari, folosite in telecomunicatii, este posibiie datorita ionosferei (v.), ale carei perturbatii le si influenjeaze. De asemenea, a.t. frineaza miscarea rachetelor щ satelitilor artificiali ca si aterizarea navelor cosmice; prin studiul miscarii satelitilor artificiali ai Pamintului, pot fi dedusi para-metrii de stare ai a.t. inalte. Informatii directe asupra unor proprietati ale a.t., cum sint compozitia chimica, densitatea, temperatura etc., se obtin prin sondaje si masuratori cu baloane stratosferice, rachete geofizice, sate-liti artificiali, prin observarea urmelor meteorilor si a norilor de gaze emise de unele rachete, ca si prin alte expe-rimente cu rachete si sateli^i. Impar-tirea a.t. in diferite zone se poate face dupa mai multe criterii, luind in considerare temperatura, natura miscarii particulelor ее о compun, ioni-zarea gazelor, compozitia chimicS etc., aceasta avind adesea un caracter conventional. Astfel, prin a.t. inaltd se inj;elege actualmente a.t. la peste 150 km inaltime, studiata cu ajutorul satelitilor artificiali. Densitatea a.t. este de c. 1,23 kg/m3 la nivelul marii, sau de с. 1019 particule/cm3, pentru ca la altitudinea de c. 1000 km sa scada la c. 10 particule/cm3, iar la c. 1500 km sa fie de с. 1015 ori mai mica decit la nivelul marii. Luind in considerare variatia tempe-raturii cu altitudinea (fig. 20), se pot distinge urm&toarele zone: troposfera, ce se intinde de la suprafata Pamintului pina la c. 10 km si in care temperatura scade cu 6,5 К pe km, pina la 223 K, incalzirea ei la alti-tudine joasa fiind datorata in special solului, — zonH turbulenta in care au loc schimbarile vremii; stratosfera, situate intre tropopauzd (unde temperatura inceteaza sa mai scada) si stratopauza (aflata la c. 50 km, la care temperatura incepe din nou sa scadS.). La inceput, pe masura cresterii altitudinii, in stratosferS, temperatura este constanta (223 K); apoi, pe la 20—30 km, ea creste, astfel incit la c. 50 km ajunge la 270 К — crestere datorata absorbjiei de catre ozon a radiatiei ultraviolete cu lungimea de und3, de 0,2—0,3 p.. Radiatia ultraviolets, disociaza, mole-culele de oxigen (Oa) in atomi de oxigen- (O) care, combinindu-se cu alte molecule, in special la c. 25 km altitudine, produc ozonul (03), care ulterior coboara, pina la c. 20 km inS,ltime formind patura de ozon (ozo-nosfera); concentratia (masica) relative maximS, de ozon are loc totusi la c. 35 km, unde atinge valoarea de 13 • 10~6 (de la 10-6 din vecina-tatea solului). Dupa, stratopauza, urcneazS, mezosfera unde, ca §i in troposfere, temperatura incepe sa scada,, ajungind la 185 К la c. 90 km altitudine (mezopauza). De la me-zopauza, temperatura creste la inceput (intre 100—150 km) incet, apoi (intre 200—250 km) mai repede, temperatura depa,sind chiar 1000 K, intreaga zone fiind denumite termo-sfera. Din punct de vedere chimic, a.t. este practic omogene pina la c. 100 km (homopauzd), datorite 51 atmosferA Fig. 20 amestecului turbulent al componen-tilor, pentru ca mai sus ea sA devina neomogenA (heterosfera). De la ni-velul mArii si pin A la c. 90 km, compozitia medie a.t. uscate, in volume, este: 78,08% azot molecular, 20,95% oxigen molecular si 0,93% argon; restul, de 0,4%, il constituie diferite impuritA^i si poluanti, bioxidul de carbon etc.; vaporilor de apA le corespunde in troposferA о concentrate de c. 1%, ce scade repede cu altitudinea. De la 90 km in sus, moleculele de oxigen sint disociate in atomi de oxigen, de radiatia ultra-violetA de 0,1 —0,2 p., astfel incit raportul volumic dintre oxigenul atomic (O) si cel molecular (02) creste de la c. 0,02 la 90 km la c. 0,22 la 100 km Moleculele de azot (N2) sint disociate mai greu si numai de la c. 200 km apar atomi de azot (N) in cantitate apreciabilA. in hetero-s^erA predominA echilibrul de difuzie, iar componentele individuale tind sA se comporte ca gaze separate, patticulele grele fiind situate mai jos si cele usoare mai sus (separare gravitational). Din aceastA cauzA, compozitia a.t. variazA: de la c. 110 km О с. 180 km О predominA fa{A de N2; spre ex., la c. 350 km a.t. cuprinde 9/10 О si 1/10 N, iar la c. 500 km О este depasit de heliul atomic (desi in homosfera He nu reprezintA decit 0,0005%). DatoritA micsorArii densi-tAtii cu altitudinea, ciocnirile dintre particulele a. t. sint tot mai rare; astfel, la nivelul marii parcursul liber mediu este de c. 6,6 • 10~8 m, pe cind la 500 km altitudine este de c. 100 km, iar la 1000 km este comparabil cu raza PAmintului. Regiunea in care particulele se miscA numai sub in-fluenta atractiei PAmintului descriind, in functie de viteza lor, elipse, para-bole sau hiperbole, ca niste mici sateliti. artificiali, poartA numele de exosfera; aceasta incepe la exobaza (c. 500 km), unde parcursul liber mediu este comparabil cu scara medie de inAltime a a.t. In exosferA terriperatura creste asimptotic catre о valoare (atinsA la termopauzd) care variazA considerabil cu activitatea solarA si geomagneticA si cu perioada de zi sau de noapte. Astfel, la mini-mul activitAtii solare aceagta este de 600 К noaptea si de 750 К ziua, pentru ca la maximul activitAtii solare sA ajungA si chiar sA depA^eascA ATMOSFERA 1000. К. La activit&ti solare exceptional de intense apar perturbatii geomagnetice, iar temperatura poate sa ajungain timpul zilei la 2000—2500 K. Grosimea termopauzei depinde de temperatura exosferica T% si este de c. 260 km la Те = 600 К ?i de c. 400 km la TB = 2000 K. In aceste conditii, temperaturi exosferice si altitudini diferite, densitatea si compozitia a.t. variaza considerabil, densitatea oscilind in faza cu temperatura, aproape proportional. Compozitia exosferei depinde de temperatura; astfel, la altitudinea dec. 1000 km, la 600 К predomina, H, in timp ce la aceeasi inSItime la 1100 К predomina, He, iar la 2000 К О. Regiunea a.t. in care predomina atomii si moleculele ionizate sub actiunea radiatiei solare ultraviolete poarta numele de ionosfera (v.) si se intinde indeosebi intre c. 80 si c. 300 km (stratul F2). Raportul nu-ma,rului ionilor fata, de cel al parti-culelor neutre este foarte mic, ajun-gind abia la 0,001 in stratul F. In ionosfera exists, mai multe maxime ale densitatii electronice corespunzind straturilor D, E, Fr si F2, puse in evidenta de sondajele ionosferice cu radiatii electromagnetice sau de ra-chetele geofizice. In stratul E sint ionizate in special moleculele de oxigen, pe cind in stratul F atomii de oxigen si moleculele de azot. Stratul D apare cu ocazia unor fenomene solare (v. relatii Soare-Pamint) si produce unele perturbatii in comuni-catiile radio. Inaitimea ?i densitatea electronica a straturilor depind de inaltimea Soarelui deasupra ori-zontului, de intensitatea activity,tii solare, de cea a cimpului geomagnetic si de latitudine. Regiunea cea mai inalta a ionosferei este greu de sepa-rat de magnetosf era (v.), in care miscarea si dispunerea particulelor elec-trizate este determinata de cimpul magnetic terestru §i de vintul solar. In homosfera se pot detecta doua tipuri de variatii aie temperaturii: diurne si de anotimp-latitudine. Variatia diurna este mica, ?i descreste in general cu altitudinea. Variatia de anotimp-latitudine isi schimba sensul la c. 65 km altitudine si apoi din nou la c. 100 km (la latitudinea de 60°), de unde rezulta si о variatie a densitatii care, de asemenea, isi schimb§, sensul de doua, ori, dar la inS-Rimi diferite. Variatia densitatii prezinta, un maximum de c. 105 km, pentru ca apoi sa descreasc& si s3, devina, fara importanta la c. 140 km. De la aceasta inaRime, activitatea solara si geomagnetica exercita о influenta directs, asupra a.t. Studiindu-se fri-narea satelitilor artificiali in a.t., s-au pus in evidenta variatii ale densi-fatii si temperaturii exosferei in functie de activitatea solarS,, de activitatea geomagnetica, de trecerea de la zi la noapte, ca si о variatie semia-nualS,, a carei explicare incS, nu este sigurS,. Cu ajutorul metodelor optice si spectrometrice, s-a pus in evidenta, о variatie de anotimp-latitudine a compozRiei chimice a exosferei. Efec-tul activitS,tii solare se poate observa urmarind oscilatia de 27 d a densi-tatii si temperaturii exosferei dato-ratS, rotatiei sinodice a Soarelui, prin care regiunile active ale Soarelui, emitS,toare de radiatii ultraviolete si X, revin la meridianul solar central; variatiile se pot detecta si urmSrind variatia fluxului solar cu lungimea de unda, de 10,7 cm (schimbarea fluxului cu о unitate duce la о modi-ficare a temperaturii exosferice cu 1,5—2,0 K.). DacS, se mediazS- variatiile densitS,tii si temperaturii pe perioada unei rotatii solare complete si se urmS,resc aceste variatii in timp, se obtin variatii cu perioada de 11 ani, corespunzind ciclurilor de activitate solarS, ca si variatii de zi si de noapte (diurne). Reactia a.t. inalte la modifidirile fluxului de radiatii ultraviolete si X al Soarelui nu este instantanee, ci se produce in medie dupa, c. 30 h. Variatia diurnS, a den-sitiRii este caracterizatS, de un maxim la orele H^O0^11 si un minim la 2h20min, cu toate ca diferitii constitu-enti ai a.t. prezinta variatii diferite; cit despre temperature, ea atinge un 53 Timp solar local Fig. 21. Variatia medie diurna a temperaturii la altitudinea medie de 450 m, dedusa din profilul liniilor spectrale de azot. maxim pe la orele 16b30min si un minim pe la 4b30min (fig. 21). Pozitia in latitudine a locurilor cu temperatura cea mai inalta si cea mai coborit& in cursul variatiei diur-ne se schimb& cu anotimpul. Efectul de latitudine (v.) se datoreste influen-tei exercitate de vintul solar asupra cimpului magnetic terestru, ale carui variatii sint exprimate de obicei in numere ale indicelui geomagnetic planetar. Modific&rile acestui indice planetar due la variatii ale temperaturii si densitatii a.t. inalte, produse probabil prin efect electro-caloric la altitudini de c. 100 km. Cresterea temperaturii si densitatii incepe. in zonele aurorale si se pro-paga spre latitudini medii, dar numai cresterea densitatii poate fi urmaritS, pina la ecuator. Se observa, de asemenea, si о variatie a compozitiei chimice, care nu poate fi explicate numai prin variatia temperaturii. Variatia semianuala se observa la peste 100 km (in homopauza), crescind cu altitudinea; se constata un minim secundar la mijlocub lunii ian. urmat de un maxim secundar la inceputul lui apr., pentru ca la sfirsitul lui iul. s& aiba loc un minim adinc, iar la sfirsitul lui oct. un maxim inalt. Cauzele variatiei semianuaie nu sint clare. Variatia anotimp-latitudine a compozitiei a. inalte a fost pusa in eviden^a cu ajutorul unor spectro- ATRACTIE metre de masa plasate pe rachete geofizice, ca si prin studii privind frinarea satelitilor si spectroscopice; astfel, heliul este de c. 10 ori mai abundent iarna decit vara. Ulterior, s-a ar&tat ca toate gazele constituente ale a.t. sufer& variatii de anotimp-latitudine; pentru gazele usoare (ex. heliu, oxigen), acestea prezinta un maxim de iarna la polul nord, iar pentru cele grele (ex. argon) la polul sud. Variatiile au fost puse in legatiira cu variatia incLltimii homo-pauzei cu anotimpul. Variatia para-met rilor de stare ai a.t. cu altitudinea si cu alti parametri formeaza obiectul modelelor de a.t. Aceasta deoarece observatiile la diferite incil-timi, localizarile pe P3.mint, nivelele activitatii solare si geomagnetice nu pot fi interpretate si valorificate decit in cadrul unor modele. Dintre ele, cel denumit CIRA 1972 prezinta unele ameliorari deosebite. (C.P.) atractie universala, proprietate gene-rala a corpurilor de a se atrage reci-proc. Sin. gravitatie. Legea a.u. a fost descoperita de I. Newton prin identificarea fortei care duce la caderea corpurilor, pe suprafata Pamintului cu forj:a care menjlne Luna pe orbita ei circumterestra. Potrivit acestei legi, doua corpuri ^e atrag cu о fort& pro-portionala cu produsul maselor lor, Wj si m2, si invers proportionala cu patratul distantei r dintre ele: Г = сЩПЧч r2 G fiind constanta a.u. sau a gravita-tiei (G = 6,6732 • 10~n N • m2 • kg~2 sau 6,6732 • 10-8cm3 • g"1 • s~2). Un corp de masS, m este inconjurat de un cimp gravitational, care are inten-Gm sitatea ----- (sau acceleratia gravita- r2 tionala) si directia indreptata catre corpul ce il produce. Cimpul gravitational deriva dintr-un potential (gravi-ш tational) XJ — G — , care reprezinta r AURIGA 54 lucrul mecanic necesar pentru a deplasa unitatea de masa de la distanta r la infinit. Legea a.u. a fost desco-perita mai intii in sistemul solar si a fost extinsa ulterior, prin descope-rirea stelelor duble, conferindu-i-se in acest mod un caracter universal. In sistemul solar masa Soarelui este cu mult preponderenta fa£a de cea a planetelor, astfel incit, intr-o prima aproximatie, se poate considera ca fiecare planeta se misca in jurul Soarelui numai sub influenta atrac-tiei acestuia (problema celor 2 cor-puri). N. Copernic a aratat (1543) ca planetele descriu orbite circulare in jurul Soarelui, iar J. Kepler, bazin-du-se pe observatiile precise ale lui Tycho Brahe asupra planetelor, a putut arata (1609) ей aceste orbite sint de fapt elipse, de excentricitati mici, si a enuntat cele 3 legi ale miscarii planetelor, care ii poarta numele. Newton a demonstrat (1687) ca legile lui Kepler se deduc din legea a.u. limitata la 2 corpuri. Daca alte corpuri ceresti, de masa mica sau aflate la mari depSxtari, perturba miscarea eliptica a unei planete, se poate tine seama de aceste perturbatii sub forma unor termeni suplimentari, ce variaza in func^ie de timp, sau pe baza unor integrari numerice, cunoscindu-se pozitiile vii-toare ale planetei din pozitia si viteza sa initials. (C.P.) Auriga (Vizitiul), constelatie (v.) (fig. 22) din emisfera nordica a sferei ceresti, traversata de Calea Lactee. Este vizibila din Romania in noptile de iarna. Cuprinde citeva roiuri de stele si о stea dubla cu eclipsa, iar cea mai stralucitoare stea a sa — a — este Capella (v.). (G.S). aurora v. crepuscul aurora polara, fenomen atmosferic spectaculos caracteristic regiunilor po-lare ale P&mintului, constind din apari^ia unor arce, draperii sau raze luminoase de culoare verde, rosie sau galbenS. Termenul a fost introdus de P. Gassendi, cind a descris a.p. nordica de la 12 sept. 1621. A.p. sudice au fost consemnate pentru prima data de capitanul J. Cook in 1773, care le-a denumit aurore australe. G. Graham in Anglia si A. Celsius in Suedia au aratat, in mod independent, ca a.p. sint asociate perturba-tiilor geomagnetice si, prin urmare, se datoresc activita^ii solare, frecventa de aparitie prezentind maxime la fiecare 11 ani. Din studii statistice s-a constatat ca a. p. sint vizibile preferential din regiuni de latitudini geografice 60—80°, nord si sud, denumite zone auror ale. A.p. au fost una din temele principale ale Anului international polar (1882—83), ca §i ale colaborarilor Internationale ulte-rioare AGI si AISC. A.r. se produc datorita patrunderii in atmosfera inalta (la altitudini mai mari de c. 100 km) a electronilor (cu energii de c. 10 keV) §i protonilor (c . 100 keV) de origine solara, emisi in timpul unor eruptii cromosferice. P&trun-derea acestor particule in atmosfera inalta avind loc prin intermediul magnetosferei, a.p. apar simultan in zoneld aurorale din emisfera nordica si din cea sudica (puncte conjugate). Activitatea auroral a este in strinsa corela^ie cu alte fenomene geofizice, 55 AVANSUL PARALELE GEOMAGNETICE Fig. 23 ca furtunile geomagnetice, absorbtia calotelor polare, furtunile ionosferice si, evident, cu numarul de pete solare. Lumina caracteristica a. p. rezulta din insumarea tuturor cuantelor lu-minoase emise, prin excitare, de catre atomii si moleculele neutre sau ionizate, in urma ciocnirilor acestora cu protonii si electronii energetici solari. Analiza spectrala a luminii a.p. indi-ca prezenta liniilor galben-verde la 557,7nm si rosii la 630,0 si 634,4nm ale oxigenului neutru. De asemenea, s-au observat benzi moleculare ale azo-tului si sodiului. Inalt-imile la care se produc a.p. variaza intre c. 100 si c. 1000 km. Geometria corecta a zonelor aurorale, pusa in evidenta de cercet&rile din ultima vreme, arata ca acestea sint de forma unor ovale asimetrice (fig. 23). Asimetria este datorata distorsiunii cimpului magnetic terestru, produsa de vintul solar. In timpul maximului de activitate solara, a. p. pot fi observate si la latitudini geografice mai joase. (E.T.) avansul periheliului, deplasare lenta in timp a periheliului pe orbita unei planete din sistemul solar, in acelasi sens cu sensul direct de miscare a acesteia in jurul Soarelui. Se produce ca urmare a perturbatiilor produse de celelalte planete ale sistemului asupra miscarii planetei si, acumulin-du-se in timp de secole, ajunge la valori sensibile. Teoria clasica a miscarilor planetare a prevazut marimea a.p. pentru planetele sistemului solar care, in cazul planetelor Mercur, Venus si Pamint, este mai mica decit cea observata, si anume cu 43", 1, 8", 4 si, respectiv, 5" intr-un interval de timp de 100 de ani (avansul secular) . La inceput, s-a incercat (U. Le Ver-rier) sa se explice aceasta diferenta prin existenta unei planete intramer-curiene — Vulcan — de masa necu- AVION 56 noscut&, iar mai tirziu prin intro--ducerea de termeni suplimentari in formula legii atractiei universale. Dar toate incercarile au esuat, conducind la mari dificultati. Problema a fost rezolvata in cadrul teoriei relativitatii generalizate prin formula lui Einstein pentru avansul secular: 24n2a2 Дф =------------------» (1 - e2)c2T2 in care a si e sint semiaxa mare si excentricitatea orbitei, T perioada de revolutie, iar с viteza luminii in vid. Din aceasta formula rezulta avansul secular Дф = 43", 03 pentru Mercur, Дф = 8", 7 pentru Venus si Дф =s 3 ",8 pentru Pamint, intr-o buna concordanta cu observajiile. In cazul celorlalte planete, teoria rela-tivitatii prevede, de asemenea, un avans secular avind insa о valoare mult mai mica si dificil de pus in ■evidenta, intrucit efectul este sen-sibil doar in vecinatatea maselor mari. (G.S.) avion aerocosmic, aparat spatial ca-pabil sa evolueze atit in atmosfera terestra cit §i in spa^iul cosmic, fiind dotat cu instalajti de forta aeroreactive ?i motoare-racheta. Sin. iavion aerospatial. Primele avioane-racheta au fost testate inca din prima jumatate a sec. 20, de pilo^ii F. Stamer (1928), F. Opel (1930), E. Warsitz (1939), V. Fedorov (1940), H. Bousbay (1941). In 1944 E. Sanger si I. Bredt-Sanger au propus un tip de avion-racheta stratosferic de bom-bardament, din care au derivat a. a. X-15 (american) si T-4A (so-vietic); un proiect ulterior, X-20 („Dyna Soar"), nu a deposit stadiul de prototip, renuntindu-se temporar la variantele de vehicule spatiale cu aripi. Problema realizarii unor astfel de variante (recuperabile) a fost reluata din 1970 (v. naveta spatiaia). (F.Z.) axa lumii, orice paralela la axa de rotatie a Pamintului, dus& prin locul de observatie; intilne§te sfera cereasca in cei doi poli ceresti — nord si sud. In jurul a.i., de la est spre vest, se efectueaza miscarea aparenta de rota|ie a sferei ceresti. (G.S.) axe de orientare, axe de coordonate solidare cu un vehicul sau cu un aparat spatial, ale caror pozitii fajA de anumite directii definesc orientarea acestuia. Pentru studiul miscarii unui vehicul spatial in jurul centrului de masa, se admit de obicei ca a. de o. axele sale principale de iner|:ie. (F.Z.) azimut, una din coordonatele astrono-mice (v.) orizontale, reprezentata prin unghiul dintre direcjiile catre punctul cardinal sud si catre punctul de intersectie a cercului vertical al unui astru cu orizontul; se masoara de la sudjspre vest.^fG.S. j в Baade, Walter (1893— I960), astronom german stabilit in S.U.A. A desco-perit asteroizii Hydalgo (1920), Ganymede (1924) si Icarus (1949). A stabilit (1944) natura stelar& a nu-cleului nebuloasei Andromeda (M 31) §i a satelijilor sai: M 32 si NGC 205. A studiat stelele de tip RR Lyr, de tip 5 Cep, novele si supernovele; a descoperit cele doua populatii stelare (I si II) si a revizuit scala distantelor extragalactice. (E.T.) Babcock, Horace Welcome (n. 1912), astrofizician american. A studiat cim-pul magnetic al stelelor si al Soarelui cu ajutorul magnetografului inventat de el. In 1961 a publicat о teorie a structurii cimpiului magnetic solar si a cauzelor activitajii solare. A cercetat rotajia nebuloasei Andromeda si lu-mina cerului nocturn. (E.T.) Baikonur, unul din principalele cos-modroame (v.) sovietice, situat linga localitatea cu acelasi nume din regiu-nea Karaganda (Kazahstan). Este specializat in lansari de nave cosmice cu echipaj, sateliti artificiali grei si statii spatial e automate, fiind do tat cu c. 80 rampe de lansare, cu nume-roase statii de urmarire a vehiculelor spajiale si cu centre de masura a parametrilor miscarii acestora. De la B. a fost lansat primul satelit artificial al Pamintului (1957), primul cosmonaut pe orbita (12 apr. 1961) etc. Plasat intr-o zona cu coordonatele c. 45° latitudine nordicS, §i c. 63° lon-gitudine estica, B. asigura satelizarea vehiculelor spajiale pe orbite cu inclin&ri intre 58 §i 65°. B. este deser- vit de: aeroportul localitatiiTiuratam, о cale ferat&, mai multe cai rutiere si un canal derivat din fluviul Sir-Daria. (F.Z.) Balanta—> Libra Balena—► Cetus balon stratosferic, aerostat automat lansat in stratosfera (la altitudini de 20—40 km), la bordul caruia se instaleaza telescoape pentru studiul spectrului Soarelui sau al stelelor, precum si alte instrumente pentru studiul razelor cosmice etc. In 1957, sub directia astronomuluiM. Schwarz-schild, Univ. Princeton (S.U.A.) a lansat un b.s. prevazut cu un reflector de 30 cm (Stratoscop I) spre a fotografia Soarele de la altitudinea de 24 km; in cele 5 zboruri ale aces-tuia s-au obtinut fotografii de mare rezolutie ale granulatiei solare si ale structurii fine a petelor solare. Stratoscop II a intreprins mai multe zboruri intre 1963 si 1968 si a obtinut spectre in domeniul infrarosu _ ale Soarelui si nebuloasei NGC 4151. Cu ajutorul b.s. Coronoscop I §i II lan-sate in I960 si 1966 de High Altitude Observatory (Colorado), ce au atins altitudinea de 30 km, a fost studiata structura coroanei solare. In anii 1966, 1967 si 1970, in U.R.S.S. s-au efectuat cercetari astronomice cu ajutorul unor b.s. de tipul „statie automata stratosferica sovietica“, preva-zute cu reflector de 50 cm, punin-du-se in evident^ structura fina a petelor solare §i spectrul deuteriului solar. (E.T.) BAMBERGA 58 Bamberga v. asteroid banda S, domeniu de frecvente cu-prinse intre 1550 si 5200 MHz, folosit in telecomunicatiile spatiale si in radiolocalizarea aparatelor cosmice. (F.Z.) Barnard, Edward Emerson (1857 — 1923), astronom american, prof. la Univ. din Chicago. Lucrari de foto-grafie astronomica. A descoperit al 5-lea satelit al lui Jupiter (1892), 15 comete si о stea cu miscare pro-prie rapidS саге-i poartS numele. A alcatuit un catalog cuprinzind 182 nebuloase. (E.T.) barocamera, incSpere etansS in interiorul cSreia presiunea si, adesea, temperatura pot varia intre anumite limite. De forme si capacitSti diferite (de la sute de litri la zeci de metri cubi), b. pot fi vidate pinS la presi-uni de 10-9 Torr, cu ajutorul unor etaje de pompe mecanice, pompe cu difuzie, dispozitive criogenice etc. Cu ajutorul lor se realizeazS simu-larea conditiilor din spatiul cosmic in scopul studierii comportSrii orga-nismelor si aparatelor in conditii apropiate de cele cosmice, ca ?i al antrenamentului pilotilor de pe avioa-nele supersonice de mare altitudine si al astronautilor. UrmSrirea comportSrii lor in interiorul b. se poate realiza fie direct, prin vizoare, fie prin intermediul televiziunii in circuit inchis sau pe cadranele unor aparate indicatoare. V. si simulator. ( F.Z.) Bartels, Julius (1899—1964), geofi-zician german, prof. la Univ. din Berlin si din Gottingen. A. cercetat variatiile cimpului geomagnetic in func{ie de activitatea solarS, si a introdus indicele de activitate geomagnetica, pe baza caruia se obtin diagramele acti-vitSJii geomagnetice (ce-i poarta numele). Op. pr.: Geomagnetism 2 vol., (impreunS cu S. Chapman,) 1940. (E.T.) baterie cu izotopi, generator electric format dintr-un element central, con-Jinind un izotop radioactiv care de-gajS cSldurS prin dezintegrare spon-tanS, si termoelemente capabile sa transforme direct aceasta caldura in energie electrica. Este folositS la bordul navelor spatiale pentru alimen-tarea aparaturii de cercetare, de orien-tare etc. Radioizotopul incalzeste о parte a termoelementelor, cealalta fiind racita prin contact cu un mediu convenabil sau prin radiatie; aceasta diferenta de temperaturS, permite aparitia unui curent electric (prin efect Seebeck). De puteri pina la citiva kilowati, b. cu i. au fost folosite pe diferiti sateliji artificiali (ex. Transit, Cosmos), nave spatiale (ex. Apollo) etc. V. si SNAP.'(F.Z.) baterie solara, sursa de energie electrics formats dintr-un grup de gene-ratoare fotoelectrice cu semiconduc-tori (ex. siliciu, germaniu), capabile sS transforme energia radia^iei solare in energie electricS. B.s. actual© dez-voltS с. 0,1 kW la 1 m2 de suprafatS utilS, randamentul lor fiind de c. 10%. La bordul aparatelor spatiale (sateliti, rachete, statii interplanetare), ele sint organizate sub forma unor panouri, pe care sint fixate numeroase celule fotovoltaice interconectate (fig. 24), servind la alimentarea cu energie electricS, precum si la reincSrcarea acumulatorilor. Durata lor de func-tionare este limitatS la 1—2 ani dato-ritS eroziunii provocate de praful cosmic, de radiatia cosmicS, micro-meteoriti etc. (F.Z.) Battani (Al-Battani), Abu Abdullah Muhamad ibn Jabir (c. 858 — 929), astronom si matematician arab. A alcStuit cele mai exacte (pentru timpul sSu) tabele de miscare a Soarelui ?i Lunii. A determinat inclinarea eclipticii fatS de ecuator (23°35'41") si valoarea precesiei. Comentind lu-crarea Almageste, a fScut corectii asupra teoriei lui Ptolemeu, dar a rSmas un adept al ideii imobilitSjii PSmintului. (E.T.) Fig. 24. 1 — Panou solar; 2 — Sectiune transversala prin ansamblul panoului cu baterii solare. baza de lansare, constructie protejatci, amenajata subteran sau semisubteran, care face parte din centrul de lansare al unui cosmodrom (v.). Sin. baza spatiala. Aici sint concentrate toate mijloacele destinate lansarii, inclusiv aparatura de telecomandS, automata a operatiilor de instalare, pozitio-nare, alimentare, control si lansare. (F.Z.) Bean, Alan L. (n. 1932), astronaut si inginer american. Pilot de rezerva al LM Apollo 8. Pilot al LM Intrepid pe Apollo 12 (14—24 nov. 1969), al patrulea p&mintean pe Lun& (19. nov. 1969). Comandantul misiunii Skylab 2 (28 iul. - 25 sept. 1973). (F.Z.) Beliavski, Serghei Ivanovici (1883— 1953), astronom sovietic, dir. al Obs. din Pulkovo. Cunoscut pentru lucra-rile sale de astrofotometrie si astro-fotografie. A descoperit peste 250 de stele variabile, 37 asteroizi si о cometa. A intocmit cataloage stelare. (E.T.) Bellatrix, steaua у din constelatia Orion, cu magnitudinea aparenta 1,63, situata la c. 326 a.i. de Soare. Este о giganta de clasa spectrala B2, ce are luminozitatea de 1860 ori mai mare decit a Soarelui. V. si strain-cire. {G.S.) Belopolski, Aristarh Apolonovici (1854 — 1934), astrofizician sovietic, dir. al Obs. din Pulkovo. Cunoscut pentru lucr&rile sale de fizica solara si spectroscopic stelara si planetara. A descoperit variatia vitezei radiale a stelelor de tip 8 Cep si mai multe binare spectroscopice. (E.T.) Benetnasch v. Ursa Major Berbecul—^ Aries Beregovoi, Gheorghi Timofeevici (n. 1921), cosmonaut si aviator sovietic. Pilotul navei Soiuz 3 (26—30 oct. 1968). (F.Z.) Berkner, Llojrd Viel (1905—1967), fizician american. A studiat propa-garea undelor in ionosfera §i variatia BESSEL 60 straturilor acesteia in functie de activitatea solara. A propus cola-borare internationala pentru lucrari de acest gen, concretizata prin AGI 1957. Op. pr.: Rochets and Satellites, 1958; Science in Space, 1961; The Scientific Age, 1964. (E.T.) Bessel, Friedrich Wilhelm (1784 — 1846), matematician si astronom german, prof. la Univ. si dir. al Obs. din Konigsberg. Contributii in mate-matica (functii B., teoria erorilor), geodezie ?i geofizica. A scris Funda-menta astronomiae (1818); prelucrind observatiile lui J. Bradley, a deter-minat constantele de precesie, refrac-tie, nutafie si aberatie. In 1830 a inceput sa publice Tabulae Regiomon-tanae, ocupindu-se apoi de determinarea distantelor stelare. A determinat (1838 — 39) distanta stelei 61 Cyg (600 000 UA) si a studiat variatia miscarilor proprii ale stelelor Sirius si Procyon. (E.T.) beta Canis Majoris ((3 CMa), clasa de stele variabile (v.) asemanatoare stelei prototip, de clasa spectrala timpurie (in special В — gigante si subgigante), prezentind variatii rapide ale stra-lucirii, cu perioade 3 — 6 h si de mica amplitudine (c. 0m, 1). (C.P.) beta Lyrae v. stea variabila Betelgeuse, steaua cea mai str&luci-toare — a — din constelatia Orion, situata la c. 650 a.i. de Soare. Este о stea variabila supragiganta, a carei stralucire (aparentS,) variaza intre 0,4 si lm,3 cu о perioada de 5,7 ani. Apartine clasei spectrale М2, avind temperatura superficial de 3000 K, iar diametrul variaza intre 300 si 400 diametre solare. Are lumi-nozitatea de c. 20 400 ori mai mare decit a Soarelui. Recent, s-a obtinut prima-oara imaginea- discului acestei stele cu telescopul de 4 m de la Kitt Peak (folosind un procedeu special de integrare a 40 de fotografii cu ajutorul unui calculator electronic). Vi si stralucire. (G.S.) Bethe, Hans Albrecht (n. 1906), fi-zician american de origine germana, prof. la Univ, Cornell (New York). A explicat modul de produce re a energiei solare si stelare prin reac-tii termonucleare C —N (ciclul lui В.) Premiul Nobel pentru fizica (1967). (E.T.) Betulia v. asteroid Biela v. cometa bielide v. curent meteoric Biermann, Ludwig Franz Benedikt (n. 1907), astrofizician german, prof. la univ. din Munchen, dir. al Inst, de AstrofizicS Max Planck. A studiat evolutia si structura stelelor, atmosfera si coroana solara, radiatia cosmica si cimpul magnetic interplanetar, probleme ale cometelor ale ra-diatiei corpusculare solare (vintul solar) si de astronomie spatiaia. (E.T.) Big Bang v. cosmologie BIH—► Biroul international al orei binara—► stea dubla biocomplex, ansamblu de specii de organisme vegetale si animale, selec-j:ionate in functie de necesitati si de compatibilitatea biologica si in-stalate in nava spatial& pentru cercetari in cosmos sau pentru asigurarea unui sistem ecologic la bordul acesteia. Functionarea b. cu sau fara partici-parea astronautilor este dependents de о serie de factori, ca: microcli-matul cabinei spatiale (v.), reciclarea deseurilor biologice, comportamen-tul in conditii modificate fata de cele initiale etc. (F.Z.) biosfera, regiune a unei planete in care dezvoltarea vietii este posibila; prin extensie, regiune din jurul unei stele in care, pe unele planete, ar exista conditii favorabile pentru dezvoltarea vietii. (C.P.) 61 BLAGONRAVOV biotelemetrie, masurarea, inregistra-rea si transmiterea la distanta a parametrilor biologici proprii compo-nentilor biocomplexului existent la bordul navei spatiale; in acest scop, la bordul aparatului spatial trebuie sa existe о aparatura capabila sa transmita pina la 4— 5 • 104 biti/s. (F.Z.) Biroul central de telegrame astrono-mice, organism cu sediul in Cambridge (S.U.A.), ce functioneaza in cadrul UAI, avind ca sarcina principals, aceea de a comunica tuturor obser-vatoarelor astronomice orice nouS, descoperire a unor obiecte ceresti (nove,. comete etc.), pentru care se dau coordonatele si alte elemente necesare recunoasterii lor pe cer. Sin. Central Bureau for A stronomical Telegrams. Acestea sint, in mod obligatoriu, comunicate de cel care a facut descoperirea. De asemenea» B.c. de t.a. difuzeaz& note de infor-mare in care sint indicate descoperirile si primele obseryatii, elementele or-bitale provizorii si elementele come-telor noi sau ale celor ce redevin observabile, anunturi pentru a atra-ge aten^ia asupra unui obiect inte-resant, asupra apari^iei unui detaliu mai deosebit (neasteptat) pe supra-fata unei planete sau asupra unui salt in stralucirea unor stele variabile. (G.S.) Biroul de longitudini, organism in-fiintat la 25 iun. 1795 in timpul Conventiei Nationale, avind sarcina de a se ocupa de dezvoltarea astro-nomiei si de aplicatiile ei in navigatie, geografie, geodezie, geomagnetism, metrologie etc. precum si de a calcula tabele ale pozitiilor a§trilor. Sin. Bureau des Longitudes. De asemenea, el dirijeaza organizarea observatoare-tor §r a misiunilor stiin^ifice §i este autorizat sa avizeze asupra tuturor problemelor privind unit3,tde legale de m&sura. Are sarcina oficialS, de a publica anuare pentru astronomie si navigatie: Connaissance des Temps, Annuaire du Bureau des Longitudes, Eph£merides aeronautiques. De citi-va ani, B. de 1. are un nucleu de cercet3.tori in domeniul mecanicii ceresti. (G.S.) Biroul international al orei, centru international infiintat in 1919, cu sediul la Obs. din Paris; este insar-cinat cu centralizarea continua a determinarilor astronomice sau fizice de timp, f&cute de un numar restrins de observatoare fundamentale de pe glob. Sin. BIH (Bureau International de ГЛеиге). Stabileste valoarea precisa a orelor de emisie a semnalelor orare, in diferite scari de timp folo^ site, si contribuie la coordonarea emisiunilor de timp prin difuzarea tuturor datelor necesare. BIH publica lunar circulare continind rezultatele lucr^rilor sale curente, iar in rapoar-tele anuale sint cuprinse indicatii asupra metodelor de calcul, rezul-tatele suplimentare obtinute si indicatii privind semnalele orare. In particular, aici au fost puse in evi-dent& variatiile sezoniere ale miscarii de rotatie a P3,mintului. (G.S:) Biruni (Al-Biruni), Abu Raihan Mohammed ibn-Ahmad (973—1048), savant enciclopedist persan. Lucrari de astronomie, matematica, fizicS,, geografie, geologie, mineralogie, istorie etc., printre care Canonul Masudat unde se afla un catalog cu 1029 de stele, precum si masurS.torile sale asupra inclinarii eclipticii fata de ecuator (23o34'0"). Op. pr.: Crono-logia popoarelor antice, 1000; India 1030. (E.T.) black hole —»• gaura neagra Blagonravov, Anatoli Arkadievici (189Д^-1975), inginer sovietic, prof. univ. la Moscova. Numeroase lucrari in domeniile mecanicii si tehnicii armamentelor (balistica, rachete etc.). Organizator si conducator stiintific al cercetcirilor §i programului sovietic privind explorarea spatiului cosmic. Op. pr.: Osnovanie proektirovanaia avtomaticeskogo orujiia, 1940; Mate- BLAJKO 62 rialnaia ceasti strelkogo orujiia, 1945 — 46. (F.Z.) Blajko, Serghei Nikolaevici (1870— 1956), astronom sovietic, prof. la Univ. si dir. al Obs. din Moscova. A publicat lucrari in domeniul stelelor variabile si al astronomiei practice. A pus in evidenta (1921) variatia periodica a formei curbei de lumina si a perioadei unor cefeide (ex. XZ Cyg, RW Dra, RR Eyr) {eject B.). A obtinut si analizat printre primii spectrogramele unui meteor. (E.T.) Boarul—> Bootes Bode, Johann Elert (1747—1826), astronom german, dir. al Obs. din Berlin; fondator al anuarului Berliner Astronomisches Jahrbuch (ap&rut intre 1774 si 1959). A intocmit (1801) un atlas ceresc (Uranographia) care cupnndea peste 17 240 de stele si nebuloase. Este coautorul (1772) unei relatii empirice (legea Titius-B.), ma-tematice, pentru calculul distanfei fafa de Soare a planetelor din sistemul solar. Op. pr.: Anleitung zur Kenntnis des gestirnten Himmels, 1768. (G.S.) bolid v. meteor bolometru, aparat de mare sensibili-tate, folosit in fotometria stelarS, pentru masurarea stralucirilor (aparente) ale stelelor, care functioneaza pe principiul variafiei rezistenfei elec-trice cu temperatura. Elementele principale ale b. sint niste placufe metalice subtiri, circulare (0,1 p, diametru), plasate intr-un spatiu vidat (pentru a se evita pierderile de energie prin convectie). In fotometria stelara, b. este asociat in mod teoretic unui receptor care ar inregistra intreaga energie radianta incidents, indiferent de lungimea de unda, fara a fi afectat de atmosfera terestra sau de aparatura optic&. In acest sens se defineste magnitudinea bolornetrica m^, care diferS, de magnitudinea vizuala mv, diferenta lor constituind о m&sur& a intregii radiatii a stelei in tot domeniul spectral. Aceasta diferenf&, — mv, poarta numele de corecfie bolometricd CB, care se considers, nula pentru stelele cu radiate maxima la temperaturi de 6800 K. Corecfiile bolometrice se calculeaza in ipoteza ей stelele ra-diaza asemenea corpului negru; apoi, calculele se pot corecta luindu-se in considerare deviatia radiatiei stelelor de la cazul ideal al corpului negru, prin studierea distributiei energiei in spectru (observate sau calculate in cadrul unor modele de atmosfere). (E.T.) bolta cereasca, emisfera арагепШ, pe care par a se deplasa corpurile ceresti in miscarea lor diurn^ Sin. cer. (G.S.) Bootes (Boarul), constelatie (v.) (fig. 25) din emisfera nordica a cerului, vizibite din Romania, care confine cinci stele mai strSIucitoare asezate in forma de pentagon neregulat. Este vizibikl din Romania in timpul pri-mйverii. Steaua cea mai stralucitoare — a— este Arcturus (v.). In aceasta constelatie se аПй interesanta stea i (sau 44) compusa din doua stele. 63 BREDIHIN dintre care cea mai slaba este о binara spectroscopica si fotometrica, ce se roteste in jurul celeilalte cu о perioada de c. 200 ani. (G.S.) Borman, Frank (n. 1928), astronaut american. Comandant pe Gemini 7 (4—18 dec. 1965) si pe Apollo 8 (21-27 dec. 1968). (F.Z.) Botezatu, George (George de Bothezat) (1883— 1940), matematician roman, stabilit in S.U.A., prof. la Univ. Dayton (Ohio). Lucr&ri in domeniul mecanicii aparatelor de zbor. Pionier al constructiei elicopterelor. Calculele sale pentru categorii de traiectorii Pamint-Luna-Pamint au fost folo-site in programul Apollo. (F.Z.) Bowen, Ira Sprague (1898—1973), astrofizician american, dir. al Obs. Mount Wilson si al Obs. Mount Palomar. Contribute fundamentale la construirea spectrografelor stelare pentru observarea spectrelor nebuloa-selor gazoase (linii interzise); a aratat ca aceste linii spectrale corespund unor tranzitii intre stari metastabile ale unor atomi. A adus numeroase imbunatatiri instrumentelor optice din astronomie. Studii asupra raze-lor cosmice. (E.T). bradikinezie, fenomen observat la astronauti, in timpul zborului cosmic, ce constS, din incetinirea generala a miscarilor, provocata de starea de imponderabilitate. Poate provoca mo-dificari ale aparatului muscular. V. si hipohinezie. (F.Z.) Bradley, James (1693—1762), astro-nom englez, prof. univ. la Oxford, dir. al Obs. din Greenwich. A descope-rit si explicat aberajia luminii (1728) si nutatia (1747). A efectuat foarte multe observatii pentru determina-rea paralaxelor stelare. (E.T.) Brahe, Tycho (1546—1601), renumit astronom danez. In 1572 descopera о nov& in constelatia Cassiopeia (supernova lui T.B.). A construit Obs. Uraniborg din insula Hveen (1576). Studiind cometele, a aratat ca ele nu sint fenomene atmosferice ci corpuri ceresti. A masurat distanta pin& la cometa din 1577 si a publicat о lucrare asupra acesteia. A dezvol-tat о ipoteza privind structura siste-mului planetar, folosind idei din teo-riile lui Ptolemeu si Copernic. A aratat importanta preciziei observa-tiilor astronomice, a determinat con-stanta precesiei de 51" (fata de 50",2, valoarea actuala), pozifiile precise a 777 de stele si ale planetelor (pe care le-a folosit J. Kepler la deducerea legilor sale). Numele sau a fost atri-buit unui crater lunar. Op. pr.: De nova stella; 1573, Astronomiae instau-ratae mechanica, 1598; Astronomiae in-stauratae progymnasmata, 1602. (G.S.) Braun, Werner von (n. 1912), inginer american de origine germana, specialist in domeniul astronauticii. A creat rachetele germane A-2 si A-4 cu combustibil lichid (1934 — 44) si unele tipuri (Jupiter, Saturn) de rachete americane (1945—71). Ca dir. al Centrului de cercetSri si zboruri spatiale de la Huntsville (1960 — 70) ?i dir. adj. (1970-72) la NASA, a fost insarcinat cu dirijarea si planificarea zborurilor spatiale pilotate. B. a scris numeroase lucrari in domeniul zborurilor cosmice. Din 1972 s-a ocupat de probleme ale perfecfio-narii tehnicii aeronautice. Op. pr.: Across the Space Frontier, 1952; The Conquest of the Moon, 1953; Project Satellite, 1958; First Man to the Moon, 1960. (F.Z.) Bredihin, Fiodor Aleksandrovici (1831 — 1904), astronom rus, prof. univ. la Moscova, dir. al Obs. din Moscova si din Pulkovo. Creatorul scolii astro-fizice ruse si specialist in teoria cozilor cometelor. Studiind citeva sute de cozi de comete a f&cut о clasificare a lor in trei tipuri, dup& forma si compozitie chimica. Op. pr. : О hvostah komet, 1934; Etiudi о meteorah, 1954. (E.T.) BREDT 64 Bredt-Sanger, Irene (n. 1913), fizi-ciana germana, prof. la Univ. din Madras. Specialists, in gazodinamica rachetelor cu propergoli^ lichizi si a motoarelor aeroreactive. ImpreunS. cu E. Sanger a propus (1944) un tip de avion stratosferic. Op. pr.: Trdu-merein am Rande der Weltraumfahrt, 1954; Entwicklungsgesetze der Raum-fahrt, Mythos, Wunschbild, Wirh~ lichkeit, 1964. (F.Z.) Bremsstrahlung v. efect Bremsstrah-lung Brower, Dirk (1902—1966), astronom american. Prof, la Univ. Yale. Lucrari de mecanica cereasca., dinamica stelara. A introdus notiunea de timp al efemeridelor. Op. pr.: Methods of Celestial Mechanics (impreuna cu G.M. Clemence), 1961. (E.T.) Bruno, Giordano (1548—1600), filo-zof italian. Cunoscator al teoriei lui Copernic, pe саге о apa,ra, si careia ii adauga, tezele sale asupra infinita^ii universului §i multitudinii lumilor locuite. A sus|inut cS Pamintul im- preuna cu celelalte planete se roteste in jurul Soarelui, iar stelele sint centre ale altor sisteme planetare. Conceptia sa filozoficS. este antiscolasticS, si anti-teologica; se bazeaza pe cunostintele stiintifice pe care le extrapoleaza. Pentru ideile sale, este urmarit de incbizitie, intemnitat si ars pe rug. Op. pr.: De Vinfinito universo e mondi, 1584. (G.S.) Buff on, George Louis Leclerc conte de (1707—1788), naturalist si scrii-tor francez. A scris (1745) una dintre primele ipoteze cosmogonice (cata-strofica), dupa care sistemul solar ar fi luat nastere printr-o ciocnire a Soarelui cu о cometa uriasa. A cer-cetat posibilitatile de folosire a ener-giei solare, prin concentrarea ei cu ajutorul unor oglinzi. (C.P.) Bureau des Longitudes —►. Biroul de longitudini burst—> izbucnire Busola—> Pyxis cabina spatiala, compartiment etans al unei nave spatiale pilotate, in care se alia, in afara echipajului, princi-palele sisteme de comanda, de control §i de radiolegatura ale navei. Sin. cabina cosmica. La exterior c.s. este prevazuta cu pereti speciali, care men-tin microclimatul interior si protejea-za organismele vii si aparatura contra radiajiilor si meteori^ilor. in interior ea este dotatS, cu fotolii care se pot modela dupa corpul astronautilor si sint dispuse astfel incit sa asigure pozitia optima a acestora in conditii de suprasarcini (datorate accelera-tiilor sau deceleratiilor ridicate). De asemenea, c.s. dispune de hublouri confectionate din sticla termor ezis-tenta, sisteme de salvare in caz de pericol (trape cu actionare rapida), rachete cu pulbere care aruncci cabina la mari distante de racheta purta-toare (avariata sau in curs de avariere), sisteme de televiziune in circuit in-chis sau cuplate la antenele sisteme-lor de telecomunicatii cu statiile te-restre (pentru urmarirea comportS,-rii astronautilor in timpul zborului sau al antrenamentelor). In cazul unor misiuni spatiale care au in program evolutia astronautilor in afara c.s., se prevad ecluze cu sisteme de depresurizare sau de presurizare automate, care permit iesirea (sau accesul) astronautilor din (sau in) c.s., evi-tindu-se astfel eventualele depresuri-zari sau pierderi ale aerului din a-ceasta. De regula, c.s., mai ales cele destinate unor laboratoare orbitale (ex. Saliut, Skylab), prezinta о orga-nizare ergonomica si con^in compar-timentul astronautilor, al aparatelor, al sistemelor de supravietuire etc., precum si compartimentul care revine pe Pamint, la terminarea mi-siunii si care este prevazut totdeauna cu un scut ablativ (v. ablatie), care fereste intreaga c.s. de pericolul in-calzirii aerodinamice (v.) excesive. C.s. confin, de asemenea, sisteme de radio, de televiziune si de telemetrie, aparatura pentru urmarirea parame-trilor mediului ambiant, sisteme de control si verificare a function&rii tuturor dispozitivelor, aparatelor, mo-toarelor etc. care intra in dotarea c.s., mijloace de navigatie autonoma si manuala, mijloace de orientare si control al atitudinii etc. In vederea asigur&rii existentei si activitatii o-mului si biocomplexului, sistemul de asigurare a vietii mentine in inte-riorul c.s. un microclimat corespun-z2,tor, care ar trebui s§, reproduca intocmai conditiile fizice si chimice ale atmosferei terestre. Suprasarci-nile superioare pot conduce, mai ales in zborurile cosmice indelungate, la afectarea sistemelor respirator si cardiovascular. Presiunea partiala a bio-xidului de carbon nu trebuie sa depaseasca 7,6 Torr, corespunzind unei concentratii volumice de 1% (in conditiile presiunii standard), alt-fel putind sa арагй tulburari functional (tahicardie, hipertensiune arte-riala etc.). Con^inutul volumic de azot de c. 78%, cu о presiune partiala de c. 590 Torr contribuie la reducerea vitezei proceselor de oxi-dare in organisme. Exista, de asemenea, posibilitatea realizSxii unor amestecuri respirabile formate din heliu si oxigen; folosirea heliului, de- Fig. 26. Regenerarea apei si aerului in cabina spatiaia. cabinA 67 sapte ori mai usor decit azotul si mai bun termoconductor, facilitea-z& functionarea sistemului de control al temperaturii, reducind ris-curile legate de decompresiune. In acest caz, aerul din c.s, trebuie sa aiba о umiditate de 30 — 70%, la о temperatura de 20±5°C, viteza de circulatie a fluidului s& nu depaseasca 0,2—0,3 m/s, iar variatiile de pre-siune in procesele de reglare sa fie menjinute sub 2 — 3 Torr. Dozajul automat al gazelor componente se controleaza cu ajutorul analizorilor de gaze, iar mentinerea proprietatilor fizice si chimice ale aerului din cabina depinde de sistemul de asigurare a vietii (fig. 27). Acesta trebuie cu- Fig. 27. Microclimatul cabinei spatiale : 1 — acumulator; 2 — venti- lator; 3 — reductor de presiune; 4 — oxigen; 5, 6 — absorbant de gaze; 7, 8, 11 — schimbatoare de caldura; 9 — absorbant de vapori de apa; 10 — racitor; 12 — evacuare. ratat continuu de deseurile gazoase produse de echipaj, aparatura etc., iar sistemele de regenerare a aerului pot include mijloace biologice, absor-banti fizici sau chimici, filtre, elemente de condensare pentru vapori etc. Sistemul regenerator al c.s. este independent de cele ale costumelor spatiale ale astronautilor; in calitate de substante care degaja oxigen dupa ce absorb C02 si diferite alte ames-tecuri poluante, se folosesc oxizii me-talelor alcaline — potasiu,^ sodiu, li-tiu (K02, NaOa, Li02). In conditii CADRAN normale, un om secreta 40 — 50 g de apa si consuma c. 25 1 de oxigen pe ora; pentru a obtine aceasta cantitate de oxigen, sint necesare doar 13,2 g de apa pe ora. Oxigenul con-tinut in dejectiile gazoase sau li-chide ale organismului uman de-pase§te insa de c. 3,5 ori necesarul de oxigen al acestuia. Ca urmare, sistemul de asigurare a-vietii trebuie sa realizeze о reciclare a apei si a oxigenului, forma si masa lui de-pinzind de durata zborului si de numarul membrilor echipaj ului. Acce-sul astronautilor in c.s. implied sisteme diferite, dupa microclimatul existent in interiorul acesteia. In cazul utilizarii unui amestec de gaze trebuie folositil о ecluza in care, la iesire, presiunea va fi redusa trep-tat pina la 180—260 Torr (presiunea din costumul spatial), organismul fiind astfel „desaturat" de azot. in cazul zborurilor indelungate, pentru regenerarea continua a microclimatu-lui din c.s. s-au propus metode biologice bazate pe utilizarea unor orga-nisme autotrofice, ca alge, bacterii, plante, capabile de chemo- sau foto-sinteza (fig. 26). De asemenea, este necesara regenerarea apei, adica trans-formarea vaporilor de apa degajati de organismele astronautilor, in apa cu-rata (potabilS.); unui din primele sisteme destinate acestei operatii a fost testat cu ocazia zborului navei cosmice Soiuz 17 (ian. —feb. 1975). (F.Z.) cadran solar, ansamblu de linii tra-sate pe un plan orizontal, vertical sau inclinat (sau, mai general, pe о anumita suprafata), pe care se pro-iecteaza umbra unui stil (tija), sau imaginea unui orificiu practicat intr-o placa fixa sustinuta de о tija. Liniile sint dispuse astfel ca pozitia si ma-rimea umbrei sa indice ora solarS, adevarata. Cel mai vechi c.s. cu-noscut dateaza din sec. 13 i.e.n. si a fost gasit in Egipt. La origine, c.s. era alcatuit dintr-o tija infipta pe un suport plan orizontal si purta numele de gnomon. In decursul istoriei, i-au fost aduse perfectionari: grada- CAELUM 68 rea in ore si chiar in fractiuni de ora, inclinarea planului f c.s. ecuatovial) sau inclinarea tijei indicatoare, cresterea inaltimii tijei in scopul maririi pre-ciziei, asezarea planului cadranului pa-ralel cu planul meridian al locului (c.s. oriental sau occidental) sau perpendicular pe acesta (c.s. meridional sau septentrional). Celebrul astronom uzbec Ulugbek a construit in 1430 un c.s. avind cea mai inalta 4ija cunoscuta (50 m). C.s. a reprezentat un „instrument stiintific" universal, fiind folosit chiar si la observatii si masuratori astronomice. Cu 3000 de ani i.e.n. chinezii il foloseau pentru determinarea „inceputului anului", dup& revenirea celei mai scurte umbre la amiaza (care se producea vara). A servit, de asemenea, la determinarea meridianului locului, a inclinarii eclipticii, a datelor echinoc-tiilor si solstij:iilor, a anului tropic si a anului sideral. Din sec. 17, a fost parasita folosirea c.s., deoarece ele nu puteau fi utile noaptea sau pe timp noros, trebuiau construite numai pentru locul unde se efectuau determinarile si aveau о precizie de ordinul zecilor de minute; de atunci c.s. au devenit obiecte decorative pentru unele construc|ii. (G.S. ) Caelum (Dalta), constelatie (v.) mica din emisfera sudica a cerului, cu stele slab stralucitoare. Este invizi-bila din Romania. (G.S.) Calea Lactee (Calea Laptelui), fisie alburie difuz&, de slaba iluminare, traversind cerul instelat aproape dupa un cerc mare, al carei pol nord este situat in constelatia Coma Berenices; constitue proiectia Galaxiei (v.) pe sfera cereasca. Confine un numar enorm de stele, ce nu pot fi distinse cu ochiul liber ci numai cu ajutorul telescopului sau pe fotografii. Aspec-tul aparent al C.L. se datoreste efec-tului de perspective pentru un obser-vator situat in apropierea planului de simetrie al Galaxiei. Luminozi-tatea C.L., a carei Iatime (unghiula-r&) este cuprinsS, intre 5 si 30° nu este uniforma, atit din cauza prezen-tei unor aglomerari de stele, cit si a absorbtiei neuniforme a luminii de catre nebuloasele difuze galactice. (G.S.) calendar, sistem de impartire a tim-pului in perioade mari, avind la baza о anumita perioada de timp natu-rala: alegerea acestei perioade a con-dus la existenta a diferite c. Cea mai mica perioada de timp naturala a c. este ziua. Perioada mai mare ime-diat urmatoare este Inna sinodica, definita ca durata dintre doua faze consecutive de acelasi fel ale Lunii. Aceasta^ a stat la baza tuturor c. vechi. Intrucit о luna sinodica cu-prinde 29,5306 d, anul lunar este de 12 luni care contin in mod alterna-tiv cite 29 si 30 d, totalizind 354 d. Dar 12 luni sinodice (un an lunar) contin 354,367 d; pentru a exista о corespondenta intre c. si miscarea Lunii, la anumiti ani trebuie adau-gate zile in plus. Anul lunar este cu c. 11 d mai scurt decit cel tropic, fiind independent de miscarea Soarelui; inceputul acestui an se depla-seaz& prin toate anotimpurile. Urma-toarea perioada de timp mai mare este anul tropic, de 365,2422 d. Deoarece nici acesta nu confine un numar intreg de zile, trebuie introdusS. in mod periodic cite о zi, astfel ca inceputul anului s3, ramina neschim-bat fata de anotimpuri. Deci, dupa ani comuni de 365 d, urmeaza in cicluri periodice un an bisect, cu о zi mai lung. In cazul anului luni-solar se tine seama atit de schimba-rea fazelor Lunii, cit si de succesiu-nea anotimpurilor. Pentru compen-sarea zilelor care lipsesc anului lunar (fat3, de anul tropic), se introduce in succesiune periodica о a 13-a luna, bisecta, astfel incit lunile ramin a-daptate deplasarii Lunii, dar inceputul anului este fixat dupa miscarea Soarelui. Un ciclu cuprinzind 12 ani comuni cu cite 12 luni si 7 ani bisecti cu cite 13 luni, adica 235 de luni sinodice, are aprox. aceeasi durata cu 19 ani tropici, diferenta fiind 69 CAMERA doar de 0,0866 d. Dupa tatonari re-petate, vechii greci au ajuns la anul de 365 d. Romanii au admis la inceput anul de 364 d (adica exact 52 saptamini a cite 7 d), apoi au trecut la anul de 355 d, impartit in 12 luni inegale. Anul incepea la 1 mart., luna echinoxului de primavara (ceea ce este mult mai logic decit 1 ian. din pre-zent), lunile avind nume (ex. Martius, in cinstea zeului Marte) sau nu-mere (September = a saptea, Octom-ber = a opta, November = a noua, December = a zecea). Mai tirziu, lunile a cincea si a sasea au fost numite Xulius si Augustus in cinstea celor doi mari imparati Julius Caesar si Octa-vianus Augustus. Dar anul de 355 d trebuia completat cu о luna suplimentara mai scurta (22 d), din doi in doi ani, fapt ce a dus la numeroase confuzii. Pentru a le pune capat, in anul 46 e.n. Cezar a introdus, la indemnul astronomului Sosigene, a-nul de 365 d, din patru in patru ani adaugindu-se si о zi suplimentara. Aceasta zi a fost plasata intre a §asea si a cincea zi dinaintea „calendelor" (adica prima zi a lui martie, deve-nind a douav zi „a sasea", de unde numele de „bisextil" dat celui de al patrulea an al ciclului). Dar anul tropic este pujin mai scurt decit durata a 365,25 d. Acest fapt conduce la un avans de 3,097 d. in timp de 400 de ani. Aceasta diferenta, acumulata de-a lungul anilor, a fost corectata prin reforma gregoriana a c., efectuata in 1582 de papa Grigore al XHI-lea; s-a decretat ca ziua ce urmeaza dupa 4 oct. sa fie 15 oct., readucindu-se astfel echinoxul de primavara la 21 mart., durata mijlocie a anului gregorian fiind de 365,2425 d. Acest c. a fost introdus in majoritatea t&rilor civilizate ale lumii, desi nu se poate spune ей este perfect logic, fie cel putin pentru fap-tul ca lunile au durate diferite, iar inceputul anului este fixat la 1 ian. care nu corespunde nici unei schim-bari de anotimp; in plus, cele 12 luni ?i-au pierdut complet legatura cu luna lunar&. Romania a adoptat stilul nou (gregorian) la 1 oct. 1924, zi careia i-а urmat 14 oct. Exista si alte c. care au fost folosite la unele popoare: egiptean, musulman, israe-lit, grec. Pentru corectarea imperfec-tiunilor actualului c., au fost f2,cute mai multe incercari de reform^,, unele chiar in cadrul Organizatiei Natiuni-lor Unite. Un c. foarte simplu perioada iuliana — folosit in mod cu-rent in astronomie, s-a obtinut prin numerotarea continua a fiecarei zile in parte data iuliana asa cum a propus J.J. Scaliger in 1583. inceputul zilei este socotit la 12b XU, iar numaratoarea incepe de la 1 ian. 4713 i.e.n. De ex. 1 ian. 1977, 12h TU corespunde datei iuliene 2 443 145,00, V. si cidu Melon. (G.S. ) Callisto, satelit (v.) al planetei Jupiter (v.). (E.T.) Calul Mic —> Equuleus Cameleon —> Chameleon Camelopardalis (Girafa), constela tie (v.) aflata in apropierea polului nord ceresc, vizibila din Romania si cuprinzind stele de stralucire medie. (G.S.) camera AFU (Astronomiceskaia Fo-tograficesckaia Ustanovka), instalajie astrofotografica de construcjie sovie-ticS,, destinatS, observarii satelif:uor artificiali ai Pamintului. Prev&zut& cu о montura ecuatoriala (cu 4 directii posibile de deplasare), c.A. confine о luneta de distanja focalS, 73,6 cm, deschidere 21 cm si obiectiv tip Uran (1/3,5), care are un cimp optic de 10° x 14°. Imprimarea se face pe un film de 19 mm l&time si 29 m lungime, concomitent cu inre-gistrarea automata a momentelor de timp (masurate de un ceas cu cuarj). Astfel se pot urmari si fotografia sateliti de magnitudini aparente < 10, cu о precizie a pozitiilor acestora de 2", pe о distanJS, unghiulara de 120°. Astfel de camere sint destinate pro- CAMERA 70 gramelor internationale de geofizicS §i geodezie cu sateliti. О asemenea c.A. se aflS si la Obs. din Bucuresti. (E.T.) camera Baker-Nunn, telescop reali-zat de J. Baker (partea opticS) si J. Nunn (partea mecanicS) si utili-zat pentru urmSrirea fotograficS a satelitilor artificiali. Foloseste un sis-tem super Schmidt, format dintr-o oglindS sfericS cu diametrul de 78 cm si distanta focala de 50,8 cm, un sis-tem corector compus din 3 lentile cu diametrul de 50 cm. Cimpul c. B.-N. este de 30° X 5°, iar montura ei are trei axe (verticals., orizontala si axa de urmSrire, perpendiculars pe cea orizontalS), ceea ce permite ca sate-litul sS fie urmSrit de-a lungul unui arc mare al traiectoriei sale. Un obturator in formS de sector de cerc, care se roteste in fata planului focal, permite ca formarea imaginii traiectoriei satelitului pe placa fotograficS sS fie intreruptS periodic; timpul de expu-nere este controlat de un ceas cu cuart, avind о precizie de 0,0001 s. C.B.-N. a fost instalatS in 16 statii diferite de pe glob si este folositS pentru urmSrirea coordonatS a satelitilor artificiali in cercetSrile geodezice si geofizice. (E.T.) camera Schmidt, reflector (v.) cu cimp optic foarte mare, proiectat de B. Schmidt in 1932. Confine о oglindS sfericS in fata cSreia se aflS о lamelS corectoare, de grosime variabilS de la centru spre margine, ce permite corectarea aberatiei de sfericitate a oglinzii. Se obtine astfel un sistem stigmatic fSrS oglindS parabolicS. Imaginea se formeazS pe un film sau pe о placS fotograficS care se aplica pe о micS suprafatS sfericS, in fata oglinzii principale. C.S. este carac-terizatS de doi parametri — diametrul oglinzii si cel al. lamei corectoare (mai mic decit al oglinzii). Este folositS pentru detectarea obiec-telor ceresti pu|in luminoase si pentru fotografierea unor regiuni ceresti intinse. Cea mai mare c.S., a- flatS la Obs. Mount Palomar (S.U.A.), are dimensiunile 183/122 cm. (E.T.) camera de ardere, parte principals a unui motor-rachetS, in care are loc arderea substantelor combustibile. Sin. camera de combustie. C.de a. pro-priu-zisS se continuS cu un ajutaj, in care presiunea ridicatS a gazelor este transformatS in energie cineticS a jetului reactiv. Propergolii solizi se aflS introdusi initial in c. de a. a motoarelor-rachetS chimice, in timp ce carburantii si comburanjii lichizi sint presurizati, fiind introdusi sub presiune, in dozaje corespunzStoare si pe mSsura consumSrii lor, in c. de a. (fig. 28 a si b), cu ajutorul unor Camera, exterioara Manta interioara / С) О О О о О О ООО О О О О О \ ,--- Patura exterioara j Patura de amestec ^ Patura interioara Canal de alimentare combustibil Fig. 28. CamerS de ardere: a — individuals; b — inelarS (pentru turbo-reactoare). pompe speciale (v. presurizare). Presiunea din c. de a. este unui din parametrii principali ai motorului-rachetS; de valoarea ei depind, pinS la о anumitS limits, valoarea impul-sului specific si chiar unele dimensiuni ale motorului. OdatS cu perfectio-narea motoarelor-rachetS aceastS presiune are tendinta sS creascS; ast- 71 CANES fel, la motorul aparatului orbital al navetei spatiale ea depaseste valoarea de 240 at. Avind de regula о forma cilindrica terminata cu un ajutaj de tip Laval (cu portiunea divergenta alungita), c. de a. prezinta pereti dubli, intre care circuit un lichid de racire (fig. 29). Sistemul Fig. 29. Camera de ardere a unui motor-racheta (Blue Streak) cu pro-pergol lichid: 1 — suspensie carda-nica; 2 — accesul oxigenului lichid; 3 —injector; 4 — accesul petrolului; 5, 6 — aprindere; 7 — bujie; 8 — col; 9 — ranforsari; 10 — ajutaj; 11 — racire; 12 — conducte pentru oxigenul lichid. 13 — carburant de pornire; 14—gril& pentru oxigen. de racire se numeste regenerativ cind acest lichid este chiar carburantul sau comburantul (ce cele mai multe ori un lichid criogenic). Propusa de K.E. Tiolkovski, racirea regenerativa are avantajul reintroducerii in flui-dul care circula prin c. de a. a cal-durii cedate peretilor in timpul com-bustiei; ca urmare, va creste viteza de ardere a carburantului, la fel ca si viteza de evacuare a gazelor arse din motor. In unele cazuri, de ex. la bancul de proba, se poate folosi о r&cire independenta, utilizindu-se diferite lichide refrigerente. Daca racirea exterioara este nesatisfcicatoare, se apeleaza la racirea interioara: de ex., se reduce valoarea temperaturii gazelor arse in vecinatatea peretilor c. de a. prin introducerea periferica (sau chiar prin peretii laterali) a substantelor combustibile; in acest fel, pe pereti se formeazS, un strat limita laminar, compus din vapori de carburant nears si din gaze arse, capabil sa reduca transferul de caldura. Dintre metodele de racire mai recente, sint de mentionat racirea prin ablatie (disiparea caldurii in procesul de vaporizare a unui invelis protector termic) si prin pereti porosi (trecerea lichidului refrigerent prin-tr-un perete poros in stratul limits de gaze fierbinti care se scurg in vecinatatea peretilor interiori). (F.Z.) Campbell, William Wallace (1862-1938), astronom american, dir. al Obs. Lick. A studiat miscarile stelelor (vitezele radiale), rotirea inelelor lui Saturn, deviatia razelor luminoa-se ale stelelor datorita cimpului gravitational al Soarelui. A determinat directia si viteza miscarii Soarelui in raport cu diferite grupuri de stele. Op. pr.: The elements of Practical Astronomy, 1899; Stellar Motions, 1913; Stellar Radial Velocities (im-preuna cu J.H. Moore), 1928. (E.T.) Cancer (Racul), constelatie (v.) zodia-cala (fig. 30) din emisfera nordica a cerului, traversata de Soare (in miscarea sa aparenta anuala) in lunile iul.—aug. Este vizibila din Romania iarna spre seara. In C. se afla un roi deschis, vizibil cu ochiul liber, numit Praesefe (v.). (G.S.) Canes Venatici (Ciinii de Vinatoare), constelatie (v.) situata in emisfera nordica a cerului. Este vizibila din CANIS 72 t f p i Fig. 30 Romania in timpul iernii. Cuprinde numeroase nebuloase extragalactice (ex. nebuloasa spirals M 51, care prezinta aspectul unei spirale va-zute din fa^a, la capatul unuia dintre bratele sale aflindu-se о alta galaxie mai mica). (G.S.) Canis Major (Ciinele Mare), conste-latie (v.) (fig. 31) situate la sud de ecuatorul ceresc, strab&tut& de Calea Lactee. Este vizibila din Romania, in timpul iernii. Confine steaua Sirius (v.), cea mai stralucitoare stea de pe intreaga sfer& cereasca. La c. 4° spre sud de Sirius se afla roiul de stele M 41. V. si Orion, (G.S. ) Canis Minor (Ciimle Mic ), constela-tie (v.) (fig. 31) din regiunea ecuato-rului ceresc. Este vizibila din Romania in timpul iernii. Steaua cea mai stralucitoare este Procyon (v.). V. ?i Orion. (G.S.) Cannon, Annie Jump (1863—1941), astronom american. Contribute in fotografia si spectroscopia astronomi-ca. A descoperit c. 300 de stele variable, 5 nove si numeroase stele cu linii de emisie in spectru. A participat la alcatuirea catalogului Henry Draper, cuprinzind c. 300 000 de spectre stelare. (E. T.) Canopus, steaua cea mai stralucitoare de pe cerul austral, din constelatia Carina (a), situata la c. 180 a.i. de Soare. Este a doua stea ca strdluci-re (v.) de pe intreaga sfera cereasca, dupa Sirius, avind magnitudinea a-parenta — 0,71. C. este о supragi-ganta de clas& spectralS. F0 si are luminozitatea de c. 4700 ori mai mare decit a Soarelui. Nu este vizibila din Romania. (G.S.) Capella, steaua cea mai stralucitoare — a — a constelafiei Auriga, situata la c. 45 a.i. de Soare, Este о bi-nar& spectroscopica giganta, de clasa spectrala GO, avind magnitudinea aparentS, 0,06. Componentele au ma-sele de 4,2 si 3,3 ori mai mari decit masa Soarelui, iar perioada de re-volujie este de c. 100 d. C. are luminozitatea de 141 ori mai mare decit a Soarelui. V. si strdlucire. (G.S.) 73 capricornide v. curent meteoric Capricornus (Capricornul), constelatie (v.) zodiacala (fig. 32) traver- sata de Soare (in miscarea sa aparenta anuala) in lunile ian. —feb. Este vizibila din Romania toamna spre seara. Cele mai stralucitoare stele din C. au magnitudinea aparenta 3. (G.S.) capsula cosmica, compartiment etan-seizat al unui aparat spatial, capa-bil sa se desprinda de restul vehicu-lului si sa efectueze о coborire pe planeta-J:int&. Intr-o c.c. etansa, in care se afla si component ai Ыосот-plexului (v.), trebuie asigurate con-ditii similare celor cerute de microclimatul cabinei spatiale. C.c. au fost intens folosite pentru cercetari de biologie si medicina spatiaia in spa-tiul periterestru; de asemenea, ele au servit la depunerea unor aparate pe Luna, pe Marte si pe Venus. (F.Z.) Carafoli, Elie (n. 1901), inginer si savant roman, prof. univ. la Bucu-resti, acad., presed. al FIA (1968— 70) si membru al AIA. Fondator al scolii romanesti de aerodinamica. A condus construirea primei „sufle-rii“ aerodinamice din Romania. A dezvoltat teoria profilelor aerodinamice (profilele C.), a portantei §i a momentelor aerodinamice in dome- CASSINI niul vitezelor sub- si supersonice. Om de stiinta emerit. Premiul de stat. Op. pr.: Theorie des ailes monoplanes d'envergme finite, 1945; Aerodinamica vitezelor mari, 1957; Wing Theory in Supersonic Flow, 1969. (F.Z.) carburant, combustibil in general lichid din compunerea unui proper-gol (v.), care arde in prezenta unui comburant. Dintre c. lichizi folositi la alimentarea motoarelor-racheta, frecvent utilizati sint: hidrocarburile (ex. petrol, terebentina, trietilamina, xilidina, tonka-250, nitrometan), unii compusi ai azotului cu hidrogenul (ex. amoniac, hidrazina, monometil-hidrazina, dimetilhidrazina, aerozina-50), unele boruri de hidrogen (ex. boran, diboran, pentaboran), ca si diferiti alcooli, eteri, amine, compusi organometalici, suspensii de metale combustibile (ex. beriliu, litiu, alu-minki), hidrogenul lichid, furalina. (F.Z.) Carina (Carena), constelatia (v.) din emisfera sudica a cerului, traversata de Calea Lactee. Este invizibila din Romania. Gea mai stralucitoare stea a constelatiei este Canopus (v.), (G.S.) Carme, satelit (v.) al planetei Jupiter (v.). (E.T.) Carul Mare v. Ursa Major Carul Mic v. Ursa Minor Cassini, Giovanni Domenico (1625— 1712), astronom francez de origine italianS,, prof. la Univ. din Bologna, primul dir. al Obs din Paris. A cer-cetat cometele, librajia Lunii si lumina zodiacala. A determinat perioadele de rotate ale lui Jupiter, Marte si Venus, a descoperit (1671—84) 4 sateliji ai lui Saturn §i a pus in evidenta (1675) separarea inelelor aces-tuia printr-o diviziune саге-i poarta numele. A determinat oblicitatea e-clipticii, excentricitatea orbitei teres-tre, distanta Marte-Soare si paralaxa CASSIOPEIA 74 Soarelui. Op. pr.: Ephemerides bono-mienses medicearum siderum, 1668; Connaissance de temps, 1679. (E.T.) Cassiopeia (Casiopeea), constelatie (v.) (fig. 33) usor de identificat din emisfe- ra nordica a cerului, cu cinci stele mai stralucitoare dispuse in forma de W. Din Romania aceasta constelatie este observata continuu deasupra orizon-tului. Este traversata de Calea Lactee si confine multe roiuri de stele, precum si puternica radiosursa C.A. Cea mai stralucitoare stea — a — este Sedir (v.). (G.S.) Castor, a'doua stea (a) ca stralucire (v.), dupa Pollux, din constelatia Gemini, situata la c. 44 a.i. de Soare. Are magnitudinea aparenta 1,56, lu-minozitatea de 38,9 ori mai mare decit a Soarelui si apartine clasei spectrale Al. In realitate, C. este о binara vizuala avind perioada de re-volutie de c. 500 ani. Distanta dintre cele dou& componente, A si B, este de 2"(c. 100 UA). In acelasi timp, fiecare componenta este о binara spectroscopica, avind perioadele de revolutie 9,2 d si, respectiv, 2,9 d, distanfa dintre componentele care alcatuiesc fiecare binara spectroscopica fiind de c. 0,03 UA. Exista si о a treia componenta, C, situata la о distanta de cel putin 1000 UA fata de A si В si care este, de asemenea, о binara spectroscopica, cu perioada de 19 h, avind componentele la о dep&rtare de 0,018 UA. (G.S.) catalog stelar, publicatie ce cuprinde о lista de stele insotita de anumite elemente caracteristice ale acestora, cum sint: coordonatele, str&lucirea aparenta, clasa spectral^, miscarea proprie, viteza radiala etc., pentru un anumit moment sau еросй. Sin. catalog de stele. Dupa scopul in care sint alcatuite, exista diferite feluri de c.s. C.s. de pozitii cuprind coordonatele stelelor, calculate cu cea mai mare precizie posibila; ele pot fi c.s. generale, cum este Zonenkatalog dev A stronomischen Gesellschaft (AGK), care cuprinde c. 200 000 de stele, sau c.s. fundamental, cum este 4 Fundamental Katalog des Berliner A stronomischen Jahrbuches (FK4), care cuprinde 1553 de stele; aces tea din urma stau la baza stabilirii po-zitiilor stelelor cuprinse in anuarele astronomice. C.s. de straluciri, cum este cel intocmit la Obs. Univ. Harvard pentru straluciri vizuale si cel al lui K. Schwarzschild, pentru stra-lucirile fotografice ale stelelor. Dintre c.s. spectrale, care contin indicatii privind spectrele stelelor, cele mai cunoscute sint Henry Draper-Kata-log (HD ), care cuprinde 225 300 de stele pina la magnitudinea 9,5, precum si Bergedorfer Spehtraldurchmus-terung, care cuprinde 150 000 de stele pina la magnitudinea 13. Exista, de asemenea, cataloage de stele duble si cataloage de stele Variabile; din ultima categorie este de mentionat ca-talogul intocmit de B.V. Kukarkin si P.R. Parenago. Au fost intocmite si cataloage de radiosurse, de roiuri stelare si nebuloase, cel mai cunoscut fiind General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars (NGC), precum si cataloage de galaxii si roiuri de galaxii (ex. Catalogue of Galaxies and Clusters, de F. Zwicky, E. Herzog, P. Wild, 1968). Primul catalog de nebuloase si roiuri stelare a fost^alc&tuit in 1784 de C. J. Messier (M). In 1972, Obs. din Bucure§ti a publicat c.s. de pozitie Bucharest KSZ Catalogue of faint stars for 1950, ce reprezinta contribufia sa (zona de declinatie —11°, -f 11°) la 75 problema stabilirii unui sistem inertial de referinta, pe baza planului de colaborare international;! elaborat de Obs. Central din Pulkovo (U.R.S.S.); pentru fiecare din cele 3939 stele slabe, in acest c.s. sint date numarul stelei, magnitudinea, tipul spectral, ascensia dreapta si declinatia, rapor-tate la echinoxul 1950,0, ca si eroarea medie patratica si numarul determi-narilor pentru fiecare din cele doua coordonate ecuatoriale. (G.S.) catapultare, operatie de despartire foarte rapida a unei par£i a vehicu-lului spatial (ex.: cabina, scaunul pilotului), in scopul coboririi pe sol a echipaj ului sau a salvarii acestuia in caz de avarie. Antrenarea persona-lului pentru utilizarea acestui sistem se face la о catapulta de antrenament, la care se simuleaza conditiile reale (acceleratii pina la 20—25 g, in timpul a 0,1—0,2 s, g fiind acceleratia normala a greutajii pe Pamint). V. si salvare in spatiu. (F.Z. ) Capitaneanu, Constantin (1844— 1895), astronom si geodez roman. A insta-lat primele cercuri meridiane la Iasi si Bucuresti. A determinat prin mij-loace astronomice longitudinile geografice ale diferitelor localitati si a efectuat triangulatia generala a Ro-maniei. (G.S.) CECS —* Comisia europeana pentru cercetarea spatiaia cefeide, clasei de stele variabile (v.) a c&ror stralucire, raza si temperatura superficiala prezinta oscilatii cu a-ceeasi perioada (cuprins& intre 1 §i 50 d); denumirea pro vine de la steaua 8 Cephei, prima stea de acest tip descoperita (1784), 35% din ele au perioade cuprinse intre 3 si 6 d. Forma curbei lor de lumina este, in general, asimetrica, desi exista si c. (ex. S Gem) avind curba de lumina simetrica ce ramine practic constanta un timp indelungat. Amplitudinea variatiei magnitudinilor vizuale este cuprins& intre 0,35 si 1,5, iar a magnitudinilor fotografice, intre 0,6 si 2,6. CEFEIDE Spectrul unei c. variaza periodic, corespunzator cu modificarea temperaturii suprafetei sale. La maximum de stralucire, c. apartin claselor spectrale A—F, iar la minimum, claselor G—K. Liniile lor spectrale prezinta oscilatii interpretate ca fiind dato-rate efectului Doppler. Curbele care dau variatiile magnitudinii si vitezei radiale sint in faza, maximul vitezei radiale de apropiere corespunzind maximului stralucirii si celui al temperaturii (fig. 34). Astfel, atmosfera acestor stele este antrenata intr-o miscare pulsatorie prin care steaua se extinde si se contracta periodic, faza sa medie variind cu c. 10%. С. se impart in trei grupe principale (v. tabelul 6): 1) c. clasice de lunga perioada de tipul 8 Cep, aparj;inind componentei plane a Galaxiei (de populatie stelara I); 2) c. anormale de lunga perioada de tipul W Vir, care fac parte din componenta sferica a Galaxiei (de populatie II); 3) c. pitice de scurta perioada, mai mica de 6 h, si amplitudini mai mici de lm, de tipul 8 Scu (de populatie I). Obser-vind stelele variabile de scurta perioada din Micul Nor al lui Magellan, H. Leavitt a descoperit (1912) о relatie fundamentala, denumita re-latia perioada-luminozitate (P—L); ea permite determinarea magnitudinii absolute medii Mv si, deci, a lumino-zitaj:ii. Reprezentind pe aceeasi diagrama P—L c. unor roiuri globulare sau ale unor galaxii apropiate, se obtin cur be cu aceeasi alura. Toate curbele se pot suprapune intr-o sin-gura diagrama printr-o translatie pe axa verticala (a magnitudinilor). Di-ferenta dintre curbele diferitelor grupe de stele este datorata departarilor diferite, care pot fi deduse cu ajutorul acestei diagrame. Calculind astfel distantele c. observate in Galaxie, in roiurile globulare sau in alte galaxii, se poate studia structura galaxiei respective si extinde scara dis-tantelor in metagalaxie. Aceasta operatie se efectueaza dupa ce s-a „calibrate scara magnitudinilor (stabilin-du-se punctul nul) prin folosirea unor CEFEIDE 76 Faza Fig.^34. Variatia parametrilor fizici la cefeide. Tabelul 6 Prototipul Magni¬ Clasa Perioada Popu- Grupa de stea tudinea spectrala d latia ste¬ absoluta lara cefeide clasice С cefeide anor- malo CW 8 Cef --- 5--6 F6-K2 1,5-80 tip I cefeide pitice W Vir 0--3 F2-G6 1-50 tip II Sc 8 Scu + 4-+2 A-F 0,6 tip I c. ale caror distance au fost determinate prin metode geometrice sau sta-tistice. C. clasice sint foarte luminoase, magnitudinea lor absoluta a-jungind pinS, la —6, si pot fi obser-vate chiar cind se afla la mari de-partari. C. de tip W Vir sint mai putin stralucitoare, avind magnitudini absolute mai mari cu 1,5—2,0 decit cele de tip 8 Сер. C. pitice sint stele variabile pulsante, cu о perioada extrem de scurta (c. 3 h); ele; se pot observa in roiurile stelare de tipul Hyade, dar sint foarte rare, iar 77 CELOSTAT uneori curbele lor de lumina se asea-mana cu cele ale stelelor RR Lyr, dar sint mai neregulate. Studiul variatiei seculare a curbei de lumin& la c. a revenit in actualitate in urma observatiilor c. RU Cam, care era cunoscutii ca о stea de tip W Vir. Curba de lumina a acesteia prezinta un minim foarte ingust si un maxim foarte larg; perioada si amplitudinea sa variaza in timp, fiind de 22 d si, respectiv, lm in 1890, 22 d 4 h 4 min si, respectiv, 3^ in 1920. In 1965—66 amplitudinea a ajuns la numai 0m, 1; ulterior insa a crescut, prezentirid, ca si perioada, variatii neregujate. Se presupune ca aceasta comportare este datorata unor schim-bari ale structurii interne a stelei. C. ocupa о regiune bine definita in diagrama H—R (v. stele variabile), pe care pot sa о traverseze de mai multe ori in evolutia lor. Calculele efectuate cu privire la masa si compozitia lor chimica au scos in evi-rtenta un continut de heliu mai mare decit cel obisnuit, in regiunile lor centrale energia fiind produsa prin transfdfmarea heliului si hidrogenu-lui in elemente mai grele. Cauza pulsa-tiilor este considerate, ca ar fi variatia opacitatii unei zone subfotosfe-rice, de hidrogen si de heliu ionizat, care permite stelei sa radieze mai mult cind se contracta si mai putin cind se dilata. (E.T.) Cefeu —* Cepheus Celaeno v. Pleiade celostat, dispozitiv automat, conti-nind un sistem de doua oglinzi plane, care reflecta fasciculul luminos provenit de la un astru (ex. Soarele) intr-o direc£ie constanta, compen-sind rotatia diurna a cerului (fig. 35). Una din oglinzi urmareste astrul, fiind antrenata intr-o miscare lenta de rotatie in jurul axei polare, in sensul miscarii diurne, cu о viteza unghiulara dubla fata de a acesteia (720°/d); intrucit astrul se deplaseaza cu о viteza de 360°/d, iar unghiul de deviatie al razei luminoase este egal cu dublul unghiului de incidenta, rotindu-se cu о viteza dubla, c. va compensa aceasta situatie si va reflecta tot timpul raza incidenta care vine de la astru in aceeasi directie, fara о rotire a imaginii. C. prezinta aplicatii la spectrografele solare fixe, in care este necesara о distanta fo-cala foarte mare. De asemenea, c. cu doua oglinzi poate fi folosit in telescoapele solare orizontale sau ver-ticale. V. si turn solar. (E.T. ) Oglinda secur.dara "Ol Qbiectiv Fig. 35. Celostat orizontal. CENTAUR 78 Centaur, racheta (v.) folosita ca etaj reactiv superior pe rachetele complexe de tip Atlas sau Titan 3, in scopul lansarii de aparate orbitale automate grele sau de statii interplanetare. Avind masa de 17 000 kg, racheta C. beneficiaza de doua motoare-ra-cheta RL-10-A3 cu hidrogen si oxigen lichid, avind о forta de tractiune totals de 13 600 daN. (F.Z.) Centaurus (Centaurul), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, stra-b&tuta in partea de sud de Calea Lactee. Din Romania este vizibila, foarte putin deasupra orizontului, doar о mica parte a constelatiei. Steaua cea mai stralucitoare — a — este sistemul triplu din саге face parte §i steaua cea mai apropiata de Soare — Proxima Centauri (v. alfa Centauri). In C. se afla una din cele mai intense radiogalaxii de pe sfera cereasca, radiogalaxia C.Acare este totodata si unui din obiectele ceresti descoperite cu emisie de raze X. (G.S.) Central Bureau for Astronomical Telegrams Biroul central de telegra-me astronomice centrifuga, instalatie destinata antre-namentului astronautilor, capabiia sa simuleze actiunea acceleratiilor de lunga durata, pina la 50 g (g fiind acceleratia normala a greutatii pe Pamint). In unele c. astronautul este introdus intr-o incinta etansa de tip baro earner a, (v.), comportarea organis-mului sau fiind urmarita prin sisteme telemetrice si de televiziune in circuit inchis. C. serveste si pentru incer-carea la suprasarcini a unor aparate si sisteme destinate tehnicii spatiale. (F.Z. J centroid, punct din spatiu care se misca cu о viteza egala cu viteza medie a obiectelor ceresti ce se gasesc intr-o vecinatate infinitezimaia a aces-tuia; reprezinta centrul geometric al obiectelor din vecinatatea sa. Astfel, c. solar este punctul ce se misca in Galaxie cu viteza medie a stelelor cuprinse in sfera inconjuratoare cu raza de 100 pc, iar la studiul ro-tatiei Galaxiei se considera c. galactic avind vecinatatea cu raza de 2 kpc. (G.S.) centru de activitate v. activitate solara centru de lansare v. cosmodrom centru meteorologic, centru la care se primesc, se prelucreaza §i se coreleaza informatii provenind de la stabile meteorologice aferente unei anumite porjiuni din suprafata Pamintului. Exista c.m. regionale, nationale si mondiale (la Moscova, Washington, Melbourne). Activitatea c.m., mult facilitata de existen^a centrelor de calcul si a satelitilor meteorologici, serveste la prevederea mai buna a fenomenelor meteorologice, pe supra-fe^e terestre foarte largi sau chiar la scara continental. (F.Z.) centuri de radiati i(Van Allen), zone ale spatiului care inconjoara Pamintul, asemenea unor briie gigantice, cuprin-zind particule electrizate, re^inute de cimpul geomagnetic (v. magnetism terestru); au fost descoperite de J. Van Allen in 1958, pe baza datelor furni-zate de satelitii artificiali Explorer 1 si A. Particulele electrizate se de-plaseaza in cimpul geomagnetic sub actiunea fortelor Lorentz, urmind traiectorii spirale intre cei doi poli magnetici terestri; distributia lor spatiaia depinde si de ciocnirile care determina intrarea sau iesirea parti-culelor din zonele respective. Exista о impartire conventionaia (fig. 36) a c. de r. in Centura interna, formata din protoni de mare energie (IQ — 200 MeV), intre 1000 si 6000 km inaitime, si Centura externa, formata din electroni de mare energie (1 — 200 keV), intre 15 000 si 25 000 km inaTtime; protonii si electronii sint prezenti insa in tot spatiul perite-restru, incepind de la citeva sute de km departare de Pamint si pina la CERC Centura intirni Fig. 36. Centurile de radiatii Van Allen (sagefile indica traiectoria unui foton solar reflectat de Pamint). limita magnetosferei (v.); Centura interna este relativ stabila si contine protoni de mare energie produsi prin dezintegrarea neutronilor generati la interactia razelor cosmice cu atmosfera terestra, pe cind cea externa are о densitate variabila in timp, dependents, de fenomenele solare si contine protoni de mica energje (citeva zeci de keV) si electroni. In regiunile de deasupra polilor, Centura interna are limita inferioara mai ridicata decit in dreptul ecuatorului terestru. Datorita valorilor mari ale intensitatii fluxurilor de protoni si electroni, c. de r. constituie о sursa de radiatii nocive pentru echipajele misiunilor spatiale. in afara de c. de r. V.A. in 1963 a fost descoperita о a treia c. de r., situata la altitudinea de peste 10 raze terestre si formata din electroni cu energii mai mici decit in c. de r. V.A. (F.Z.) Cepheus (Cefeu), constelatie (v.) din emisfera nordica a cerului, traversata in partea sudica de Calea Lactee. Este vizibila din Romania permanent deasupra orizontului. Cea mai stralucitoare stea — a — a constelatiei este Alderamin (v.). Steaua § a constelatiei, care este о stea dubla, constituie tipul reprezentativ al cefe-idelor (v.). Steaua p este, de asemenea, о stea variabila prototip si, datorita culorii ei, poarta denumirea de Granat. (G.S.) cer 1. Bolta cereasca. 2. Sfera cereasca. cere de simultaneitate, cere mare al sferei ceresti trecind prin pozitiile (Sa si Sb), observate simultan, ale unui satelit (S) din doua statii (A si B) de observare ?i prin punctele (Qab unde dreapta (AN) unind cele doua statii intersecteazS. sfera cereasca (fig. 37). Prezinta aplicatii in geodezia geometrica prin sateliti si in triangulatia cosmica. (C.P.) cerc meridian, instrument pentru determinarea orei si a coordonatelor CERC 80 в В A Pamint Fig. ecuatoriale ale stelelor. Este alcatuit dintr-o luneta L (fig. 38), care se L roteste in jurul unei axe orizontale A A dirijata pe directia est-vest, astfel incit poate fi indreptata dupa orice directie continuta in planul meridian al locului. Este inzestrat cu unui sau doua cercuri laterale divizate C, legate rigid cu luneta, care servesc la determinarea declinatiei stelelor. Principiul de determinare consta in stabilirea simultana a orei exact e si a in&ljimii trecerii stelelor la meridianul locului, adica, de fapt, a declinatiei citita pe cele dou& cercuri laterale. Ora siderala a trecerii unei Traiecteria satelitiilui in В VSB S 37 stele la meridianul superior al locului este egal£ cu ascensia dreapta a stelei. C.m. trebuie s£ indeplineasca conditii deosebite de stabilitate si rigiditate. Din aceasta cauza este plasat, de regula, pe socluri cit mai masive si stabile, limitindu-i-se totodata dimen-siunile, pentru evitarea cit mai mult cu putinta a flexiunii instrumentale. Obs. din Bucuresti posed£ un cerc meridian a carui luneta are о deschi-dere de 19 cm si о distanta focala de 2,40 m. (G.S.) cerc orar, fiecare dintre cercurile mari ale sferei ceresti, ce tree prin cei doi poli. V. coordonate astronomice. (G.S.) Ceres, primul asteroid (v.) descoperit (de G. Piazzi la 1 ian. 1801, la Palermo), situat intre orbitele planetelor Marte si Jupiter. Observajiile sistematice care au dus la descoperirea lui au fost organizate de J.E. Bode care, potrivit legii sale empirice, prevazuse existenta unei planete la о distanta de 2,8 UA de Soare. C. se afla la distanta de 2,767 UA de Soare si are perioada de rotatie de 9,08 h, diametrul de 768 km §i magnitudinea fotografica la opozitie 7,6; al^i para- 81 CICLU metri caracteristici (la epoca 1950,0) sint: anomalia mijlocie 289°,88, lon-gitudinea nodului ascendent 80°, 51, distanta unghiulara a nodului ascendent fata de periheliu 71°, 85, inclinarea orbitei fata de eliptica 10°, 6. (E. T. ) Cetus (Balena), constelatie (v.) din regiunea ecuatoriala a cerului. Este vizibila din Romania toamna si iarna. Steaua о este cunoscuta sub numele de Mira Ceti (v.), fiind pro-totipul unei clase de stele variabile cu lunga perioada. (G.S.) Chamaeleon (Cameleonul), constelatie (v.) din emisfera sudidi a cerului, invizibila din Romania. (G.S.) Chandler, Seth Carlo (1846-1913), astronom american. A studiat miscarea de rotate a Pamintului $i a descoperit (1891) miscarea oscila-torie a polului terestru cu о perioada de 427 d (miscarea С.). (E.T.) Chandrasekhar, Subrahmanyan (n. 1910), astrofizician american de ori-gine indiana, prof. la Univ. din Chicago. A elaborat о teorie a piti-celor albe, fixind о limita a maselor lor (limita C.). A explicat stadiile finale ale evolutiei stelelor. A studiat atmosferele stelare (absorb^ia ionului negativ de hidrogen) si dinamica sistemelor stelare. Op. pr.: An Introduction to the Study of Stellar Structure, 1939; Radiative Transfer, 1950; Hydrodynamics and Hydromagnetic Stability, .1961; Principles of Stellar Dynamics, 1942. (E.T.) Chapman, Sydney (1888—1970), geo-fizician si matematician englez. Prof. la Univ. din Manchester, Oxford si Alaska. A publicat lucrari in domeniul fizicii solar-terestre. A cercetat mag-netismul terestru, aurorele polare, ionosfera si plasma solara. A initiat cercetari in cadrul AGI. Op. pr.: Earth*s Magnetism, 1936; Solar-Terre-strial Physics (in colab. cu Syun-Ichi Akasofu), 1972; Geomagnetism, 2 vol. (impreuna cu J. Bartels), 1940. (E.T.) Charlier, Carl Wilhelm Ludwig (1862— 1934), astronom suedez. Studii de cosmologie (paradoxuri cosmologice), astronomie stelara, astrofizica, meca-nica cereasca. A cercetat roiurile stelare. Op. pr.: The Motion and the Distribution of the Stars, 1926; Die Mechanik des Himmels, 1927. (E.T.) Chis, Gheorghe (n. 1913), astronom roman, prof. la Univ. din Cluj-Napoca. Lucrari de astrometrie. S-a preocupat de determin&ri de orbite definitive ale cometelor. A efectuat cercetari asupra stelelor variabile si studii privind utilizarea observatiilor satelitilor artificiali ;ai Pamintului la determinarea para-metrilor fizici ai atmosferei terestre. (G.S.) ciclul lui Bethe v. energie stelara ciclu Meton, ciclu lunar de 19 ani, descoperit de Meton, corespunzind ca durata cu 235 luni sinodice; aduce fazele Lunii la aceleasi date ale anului iulian, din 19 in 19 ani sau, mai exact (din cauza anilor bisecti), din 76 in 76 de ani. V. si calendar. (G.S.) ciclu Saros, interval de timp egal cu 18 ani 11 d 8 h, dupS, care se reproduc in mod periodic eclipsele de Soare si de Luna. Sin. saros sau perioada caldeeand. Are о durata de 223 revq-lutii sinodice, adicS, de 242 revolutii draconitice sau de 239 revolutii anomalistice. (E.T.) ciclu solar, ansamblu de stari. suc-cesive, in medie de 11 ani, corespunzind variatiei periodice a activitatii solare (pete, eruptii, protuberance). Numarul si repartitia fenomenelor solare fotosferice si cromosferice ca^ si aspectul coroanei solare variaza cu aceeasi perioada; forma coroanei solare se modifica in cursul unui c.s., fiind aprox. circulara in anii de maxim si eliptica, alungita CIRCINUS 82 in dreptul jecuatorului solar, in anii de minim. In afara ciclului de 11 ani, exista un ciclu de 22 de ani — al variatiei polarita^ii magnetice a petelor solare in ambele emisfere, un ciclu de c. 90 de ani al variatiei formei curbelor succesive de activitate solara de 11 ani §i un posibil ciclu de 400 de ani, dedus prin calcu-le. V. si Soare. (E.T.) Circinus (Compasul), constelatie (v.) din emisfera sudic3, a cerului, traversata de Calea Lactee. Este invizibila din Romania. Cea mai stralucitoare stea are magnitudinea aparenta 3. (G.S.) Ciurcu, Alexandru (1854—1922), pio-nier roman al tehnicii reactive, pro-motor al propulsiei reactive pentru vehicule aeriene si terestre. ImpreunS, cu J. Buisson a construit si experi-mentat prima barca cu motor cu reactie (1886). A construit si incercat „drezina cu jet" inaintea lui M. Valier. Initiator si organizator al pavilio-nului romanesc la Expozitia universal de la Paris (1889). (F.Z.) Cfinele Mare—► Canis Major Ciinele Mic Canis Minor Ciinii de Vinatoare —> Canes Venatici cimp geomagnetic v. magnetism terestru cimp gravitational, cimpul fortelor atractive, determinat de ansamblul materiei din univers in conformitate cu legea atractiei universale (v.). Constituie un cimp potential, fiind deosebit de puternic in vecinatatea unui astru; de aceea, local el poate fi considerat ca provenind numai de la astrul respectiv, aceasta fiind si acceptiunea sa curenta. Este carac-terizat de intensitatea e.g., denumita si acceleratie gravitationala. (F.Z.) cimp magnetic interplanetar, cimp magnetic cu intensitatea de ordinul 10~4 — 10~3 A/m, provenit din cimpul magnetic purtat de plasma ejectata de Soare (v. vint solar). Variazk cu activitatea solara si prezinta о dis-punere sectoriala de anumita pola-ritate in jurul Soarelui, dupa sensul liniilor de forta de la Soare (plus) sau inspre Soare (minus). Aceasta dispunere a c.m.i. prezinta о perio-dicitate de 27 d, legata de perioada de rotatie a Soarelui. (C.P.) cimp magnetic interstelar, cimp magnetic produs de plasma (buna condu-catoare de electricitate) din lungul bratelor spirale ale Galaxiei, avind liniile de cimp „inghetate" in aceasta plasma. Are intensitatea de ordinul a 4 • 10 ~4 A/m, iar electronii relativisti, miscindu-se giratoriu in lungul acestor linii, dau nastere la radiatia sincro-trona in domeniul radio. C.m.i. poate orienta particulele norilor de praf producind о polarizare a luminii acestor nori. Din directia de polarizare se poate deduce directia liniilor de forjra ale c.m.i., care coincide in general cu cea a bratelor spirale. (C.P.) clasificare spectrala, grupare a stelelor dupa caracteristicile spectrelor lor (de emisie sau de absorbtie) continue sau de linii. Inca din 1863, P.A. Secchi a alccltuit о clasificare a stelelor dup3, culoare (stele albe, galbsne, portocalii si rosii). О c.s. bazata, pe spectrele obtinute cu ajutorul unei prisme obiectiv, prin metode fotografice (Catalogul Henry Draper), a fost realizata, de cercetato-rii de la Obs. Harvard (S.U.A.), care au introdus schema de clasificare HD, folosita, §i astazi (cu unele modificari). La inceput, schema HD era bazata, pe intensitatea liniilor de absorbtie Fraunhofer ale hidrogenului din spec-trul stelar, aranjate in ordine alfa-betica; ulterior, s-a refacut ordona-rea dupS, о secventa a temperaturilor superficiale descrescatoare si a ioni-zarii atomilor (determinate, pe baza intensitatii relative a unor linii spec- 83 CLASIFICARE О В Д F G Class spectral! Fig. 39 trale) (fig. 39), astfel incit schema poate fi prezentata sub forma (fig. 40): R-N / W-O-B-A—F-G-K-M. \ S Cea mai mare parte a stelelor cata-logate (99,8%) au spectrele cuprinse in secven^a principala B—A—F—G — К—M. Stelele mai apropiate de inceputul secventei spectrale (catre tipul W) se numesc stele timpurii, iar cele mai apropiate de sfirsitul secventei (catre tipul M) — stele tirzii. Fiecare clasd spectrald (sau tip spectral) are 10 subdiviziuni, numerotate de la 0 la 9 (ex. F8, GO, K9), Soarele fiind de clasa G2). Clasa spectrald W confine stele Wolf-Rayet foarte fierbinti, cu temperaturi superficiale T = с. 105 K. Spectrele lor prezinta linii si benzi stralucitoare de emisie, ale heliului (He I si He II), carbonului (С II si С IV), azotului (N III si N V), oxigenului (О II si О V). Acestea se datoresc expansiunii atmosferelor stelare cu viteze ajungind la c. 2 000 km/s. Se observe, doua subclase: stele WC, cu о abunden-fa mare de ioni de carbon (С IV) si oxigen (О IV); stele WNt cu exces de ioni de azot (N III si NV). Clasa spectrald О contine stele albastre foarte fierbinti, cu putine linii spectrale si T — 5% 104 K, in spectrele carora predomina liniile heliului ionizat (He II). Intensitatea liniilor de He I creste de la 05 la 09. De asemenea, sint semnalate linii ale ionilor de carbon (С III), oxigen (О III), siliciu (Si IV), azot (NIII). Clasa spectrald В contine stele albastre fierbinti (ex. Spica, Riegel, Regulus, Achernar, Alpheratz, Alcyone), cu numeroase linii spectrale si T = c. 2 • 104 K, in spectrele carora predomina liniile heliului neutru. Intensitatea liniilor spectrale de He I este maxima la B2, iar a celor de hidrogen neutru, CLASIFICARE 4000 4500 5000 NX? N7K»I ъ $ « Hi Hy И0 CaG TjO ________I________I I_________ 4000 4500 5000 Fig. 40. Spectre tipice pentru diferitele clase de stele (lungimile de unda sint date in 0,1 nm). 84 magneziu (Mg II), siliciu (Si III) si oxigen ionizat (О II) creste de la BO la B9. Clasa spectrala A contine stele albe (ex. Altair, Vega, Fomalhaut, Alioth, Sirius, Ras Alhague, Deneb), cu T = с. 104 K, in spectrele carora predomina liniile hidrogenului neutru si ionii metalici. Intensitatea liniilor de hidrogen este maxima la AO, iar a celor de ioni metalici — de fier (Fe II), siliciu (Si II), magneziu (Mg II) — la A5. Sint semnalate, de asemenea, linii ale ionilor de calciu (Ca II) si titan (Ti II), ca si linii slabe de metale neutre. Clasa spectrala F contine stele albe-galbene (ex. Canopus, Procyon, Polaris), cu T = = 8 • 103 K, in spectrele carora, pe linga liniile hidrogenului si ionilor metalici, exista si linii ale unor metale neutre. Spectrele lor contin linii de hidrogen (mai slabe ca la clasa A), de calciu ionizat (H si K), de fier (Fe II) si titan (Ti II) (care ating maximum de intensitate la F5), de crom (Сг I). Clasa spectrala G contine stele galbene (ex. Soarele, Capella), cu T = c. 6 • 103 K, in spectrele carora predomina liniile metalelor. De asemenea, aceste spectre contin linii slabe de hidrogen, linii foarte intense de calciu ionizat (H si K), linii de metale (fier, mangan, calciu) neutre (mai intense ca la clasa F) si ionizate (mai slabe). De asemenea, apar benzi moleculare (ex. [G], CN). Clasa spectrala К contine stele gal-bene-portocalii (ex.: Arcturus, Pollux, Aldebaran), cu T = c. 5 • 103 K, in spectrele carora predomina liniile metalelor neutre, liniile hidrogenului aproape lipsesc, liniile de Ca II sint de intensitate maxima la K2, iar liniile de Ca I sint intense. De asemenea, liniile metalelor neutre sint foarte intense si apar benzi moleculare de oxid de titan (TiO). Clasa spectrala M contine stele rosii (ex.: Betelgeuse, Antares, Ras Algethi), cu T = c. 3 • 103 K. Spectrele lor prezinta linii intense de metale neutre si benzi intense de TiO. Clasa spectrala R este formats, din stele rosii. Spectrele lor prezinta benzile 85 COEFICIENT lui Swan ale moleculei carbonului C2 (12C si 13C), ca si ale moleculelor CH si CN. De asemenea, apare banda [G], liniile H si К (ale Ca II) si liniile metalelor neutre (ca si la clasele К si M). Clasa spectrald N contine stele rosii, cu spectre continue ce devin invizibile la peste 450 nm. In aceste spectre apar linii intense ale, fierului, sodiului si calciului. Clasa spectrald S confine stele rosii, ale caror spectre contin linii de Ca I si benzi moleculare ale oxizilor de zirconiu, ytriu, lantaniu, titan. Majo-ritatea stelelor (2/3) sint variabile, la maximum de stralucire ele prezentind linii intense ale atomilor neutri de hidrogen si tier. La aceste stele a fost descoperit elementul chimic tehnetiu. C.s. dupa temperatura a fost denumita clasijicare longitudinala, spre deose-bire de cea transversald, dupa lumi-nozitate. In prezent, se foloseste c. 5. M-K (W.W. Morgan si P.C. Keenan, 1943) bidimensionala, care cuprinde tipul spectral si clasa de luminozitate (I—V), determinate empiric pe baza intensitatii relative a unor perechi de linii judicios alese, sensibile la efectul temperaturii, respectiv al presiunii. (E.T.) Clemence, Gerald Maurice (1908 — 1974), astronom american, prof. la Univ. Yale. A publicat lucrari de mecanica cereasca, astronomie sferica, asupra miscarii planetelor si masurarii timpului. (E.T.) CM —► modul de comanda Coanda, Henri (1886—1972), savant romin de renume mondial, membru al Academiei R.S.R. Inventator al aeroreactorului utilizat in aviatie. A construit si zburat prima oara (1910) cu un avion cu reac^ie, denumit C.-1910. Descoperitor al unui feno-men din mecanica fluidelor ce-i poarta numele (efectul C.) si posesor a numeroase brevete de inven^ii in tara si strainatate. (F.Z.) Cocorul—> Grus Coculescu, Nicolae (1866— 1952), astronom roman, prof. la Univ. din Bucuresti. Fondator al Obs. din Bucuresti (1908). Lucrari de mecanica cereasca, privind stabilitatea miscarii si functia perturbatoare in problema celor trei corpuri, cu aplicatii in cazul Lunii. In 1893 a participat la о expeditie in Senegal pentru obser-varea unei eclipse totale de Soare. Op. pr.: Teoria refractiei astronomice, 1899; Curs de astronomie teoreticd, 1929. fG.S.j coeficient de absorbtie (x), coeficient ce caracterizeaza micsorarea intensitatii radiatiei electromagnetice care strabate materia stelara; aceasta intensitate prezinta о variatie ex-ponentiala e-*d, e fiind baza lo-garitmilor naturali, iar d parcursul radiatiei in mediul respectiv. Variaza cu lungimea de unda, putin-du-se defini si un c. de a. mediu. Se deosebesc, de asemenea, c. de a. in spectrul continuu si in linii spectrale ; calculul lor teoretic in mecanica cuantica se face pentru diferite tran-zi\ii intre nivelele de energie ale unui atom absorbant, prin insumarea pentru toate speciile de astfel de atomi (luind in considerare propor^ia lor in mediul stelar respectiv). Im-prastierea radiatiilor pe electroni produce, si ea, micsorarea intensitatii intr-o anumita directie, de care se tine seama in calculul lui x. (C.P.) coeficient de ajutaj, parametru adi-mensional care defineste pierderile in portiunile subsonica si supersonica ale ajutaj ului final al earner ei de ardere a motorului-racheta. Este exprimat prin raportul dintre coefi-cientul de trac^iune real al unui motor-racheta si cel rezultat din calcul (la aceeasi presiune de ardere, acelasi raport de amestec si acelasi grad de destindere in sec^iunea minima a ajutaj ului), fiind cuprins intre 0,94 si 0,98. (F.Z. ) COEFICIENT 86 coeficient de amestec, parametru adi-mensional, de regula supraunitar, exprimat prin raportul dintre debitul (masic sau volumic) de comburant si cel de carburant. Valoarea sa are о mare influenta asupra temperaturii de ardere si puterii calorice a proper-golilor in motoarele-racheta, ca si asupra compozitiei si vitezei produse-lor de ardere. C. de a. variaza in timp, in functie de etapa procesului de ardere in motorul-racheta, si este diferit in puncte diferite ale camerei de ardere; astfel, in vecinatatea peretilor acesteia el poate fi mentinut supraunitar, pentru asigurarea r&cirii, sau subunitar, pentru asigurarea unor conditii mai putin oxidante. (F.Z.) coeficient de tractiune, parametru adimensional care defineste eficienta ajutajului motorului-racheta, exprimat prin raportul dintre forta de tractiune a motorului si produsul presiunii de ardere din sectiunea colului ajutajului cu aria acestei sectiuni. Este echivalent cu raportul dintre impulsul specific si forta de tractiune specifics, a motorului, iar valoarea sa creste cu micsorarea pierderilor din ajutaj §i cu cresterea raportului de destindere in acesta, fiind cuprinsa intre 1,2 si 2. (F.Z.) colapsar —► gaura neagra colaps gravitational, contractie rapida gravitationala, asemanatoare caderii libere, a unei stele, insoj:ita de elibe-rarea unei mari cantitafi de energie. Sin. prabusire gravitationala; implozie. Poate duce la formarea unei stele neutronice, la care e.g. este oprit de presiunea gazului neutronic degenerat. In cazul unor stele mai masive, e.g. nu mai este oprit si ducie la о singula-ritate a spatiu-timpului, densitatea acestora crescind la infinit (v. gaura neagra), iar raza lor tinzind catre zero. (C.P.) colimator, dispozitiv optic cu ajutorul caruia se obtine un fascicul de raze paralele alcatuit dintr-un sistem optic convergent si о fanta. Este folosit la formarea imaginii unui obiect ca si cum acesta s-ar afla la infinit, in scopul efectuarii unor anumite deter-minari ale constantelor unui instrument de observatie. C. serveste, de asemenea, pentru obtinerea la infinit a imaginii fantei unui spectrograf sau spectroscop, astfel ca fasciculul de lumina ce cade pe prisma sau reteaua acestuia sa fie paralel. (G.S.) colimatie (c), eroare instrumental care apare datorita faptului ca linia de vizare a unui instrument optic nu este perpendiculars, pe axa sa de rotatie. Linia de vizare este definita de centrul optic al obiectivului si de un punct al planului focal, fixat printr-o cruce de fire reticulare; cind tubul lunetei se roteste in jurul unei axe orizontale, dirijata dupa est-vest perpendicular pe linia sa de vizare, aceasta din urma descrie un plan vertical (planul meridian al locului respectiv). DacS, axa orizon-tala nu este perpendicular^, pe linia de vizare, diferind de aceasta cu unghiul c, atunci linia de vizare nu mai descrie in spatiu planul meridian. De valoarea c. se tine seama la redu-cerea observatiilor astronomice de pozitie. (G.S.) Collins, Michael (n. 1930), inginer, aviator si astronaut american. Copilot pe Gemini 10 (18—21 iul. 1966) si pilot al modulului de comanda Columbia pe nava cosmica Apollo 11 (16—24 iul. 1969), care a dus primii oameni pe Luna. (F.Z.) colonie spatiaia, denumire data unor constructii spatiale de mari proportii, care se presupune ca vor deveni realizabile, din punct de vedere tehnologic, intr-un viitor relativ apro-piat (inainte de sfirsitul sec. 20), constituind о etapa superioarS, a explorctrii cosmosului. Conform pro-iectelor (dintre care unele au fost prezentate la Congresele FIA), dina-mica evolutiei c.s. ar fi marcata de 87 COMBUSTIE c.s. mici (c. 1985), pentru 30—100 persoane (K. Ehricke); c.s. din prima generate (c. 1990), destinate sa devina sediul constructiilor industri-ale poluante de pe Pamint (G. H. Stines); c.s. miniorase (dupa 1990) de forma cilindrica (lungime: 1 km, diametru: 0,1 km) pentru c. 10 000 de Ijpcuitori (G. O’Neill); c.s. din genera Jia a doua §i a treia (dupa 2000), de forma unor constructii cilindrice (lungime: 3,2 — 32 km; diametru: 0,32 — 3,2 km), pentru un numar de 0,1—20 mil. locuitori (G. O’Neill). Marile c.s. vor fi prevazute cu sisteme de creare a gravitatiei artificiale (prin rotatia c.s. cu perioada de 114 s), a succesiunilor zi-noapte (cu oglinzi dreptunghiulare mobile), a unui ,,cer albastru", cu mijloace proprii de transport c.s.-Pamint, cu statii agricole, cu surse energetice si de materii prime corespunzatoare etc. Potrivit calculelor, pentru construirea c.s. ar fi mai economica utilizarea materiilor prime de pe Lun&; de aceea s-a preconizat plasarea acestor c.s. in punctele de libratie (Lagrange) L4 si L5 ale sistemului Pamint-Luna. Impreuna cu centrele de masa ale celor doua corpuri ceresti, aceste puncte constituie virfurile a doua triunghiuri echilaterale; orice corp artificial, plasat in unui din ele, se va mentine in echilibru gravific fata de acjiunea cimpurilor de atractie ale Pamintului si Lunii, evoluind in jurul Soarelui tot pe о elips& de focar comun. Construirea primei c.s. la sfirsitul sec. 20 va im-plica un efort financiar comparabil cu cel depus pentru jreali-zarea programului Apollo. Intr-o prima faza, colonizarea spatiului va face posibila mutarea in cosmos a industriilor terestre poluante, о mai buna utilizare a energiei solare, accelerarea construirii de statii lu-nare, precum si exploatarea resurselor Lunii si ale asteroizilor. Utilizarea intensiva a materialelor existente in inelul asteroizilor dintre Marte si Jupiter poate duce la о dezvoltare exponenjiala a c.s. pe о perioada de 500 de ani, la sfirsitul careia va fi posibila plasarea in spatiul cosmic a majoritatii componentilor civilizatiei umane. (F.Z.) colul ajutajului, denumire data sec-tiunii minime a ajutajului, in veci-natatea caruia gazele evacuate din-tr-un motor-racheta ating viteza critica (egal& cu xviteza locala a sune-tului). (F.Z.) Columba (Porumbelul), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, in care steaua cea mai stralucitoare are magnitudinea aparenta 2,75. Este invi-zibila din Romania. (G.S.) Coma Berenices (Pavul Berenicei), constelatie (v.) din emisfera nordica a cerului, in care se afla polul nord galactic. Este vizibila din Romania in timpul primaverii, cea mai stralucitoare stea avind magnitudinea aparenta 4,4. Datorita absorbtiei foarte reduse a materiei interstelare in aceasta regiune a cerului si a exis-tentei unui roi de galaxii, se poate observa un питйг extraordinar de mare de galaxii; acest roi se intinde si in constelatia vecina, Virgo. (G.S.) comburant, substanf:a din compunerea unui propergol (v.), care, continind oxigen, intrej:ine arderea carburan-tului in motorul-racheta ce evolueazS, in afara atmosferei terestre. Sin. oxidant. In tehnica spatiala, cei mai utilizati c. sint: oxigenul lichid si acidul azotic. (F.Z.) combustibil nuclear, substanj:a sau ansamblu de substance care, in urma unor reactii nucleare, elibereaza cal-dura, purtata de produsele reac^iei; in tehnica spatiala, acestea pot fi utilizate direct intr-un motor-racheta nuclear pentru producerea forfei de reacfie sau, mai frecvent, pot trans-fera energia unui fluid motor (de regula, hidrogenul). (F.Z.) combustie —»> ardere с ОМЕТА 88 cometa, corp ceresc care apartine sistemului solar, avind aspectul unei stele cu coada. Orice cometa poarta numele descoperitorului sau desco-peritorilor (ex. Biela, Hailey —fig. 41, Fig. 41. Orbita cometei Hailey. Oterma, Arend-Roland, Kohoutek, En-cke, Ikeya-Seki, Tago-Sato-Kosata), urmat de anul descoperirii si о litera a alfabetului latin, in ordinea desco-peririi (ex.: 1974 a — prima c. desco-perita in 1974, 1974 b — a doua etc.). Dupa calcularea orbitei definitive, litera latina se inlocuieste cu о cifra romana ce indica ordinea trecerii la periheliu in anul respectiv (ex.: о cometa care a trecut prima la periheliu in 1974 se noteaza cu 1974 I, a doua cu 1974 II etc.). Primele observatii asupra c. sint mentionate in scrierile vechi chinezesti si dateaza din secolul 23 i.e.n. Prin metode fotografice, se descopera in medie 10 c. pe an, dintre care foarte putine sint vizibile cu ochiul liber, astfel ca numarul total cunoscut pin& la sfirsitul anului 1972 era de 2028. Dupa forma orbitei (fig. 42), fie eliptica, fie parabolica sau hiperbolica, c. sint fie periodice, fie neperiodice. C. periodice au perioade de la citiva ani (ex. c. Encke — 3,3 ani) pina la sute de ani (ex. c. Herschel-Rigollet — 156 ani). Conform teoriilor actuale, c. ar fi foarte numeroase si ar forma un nor care se roteste in jurul Soarelui la о distanta cuprinsa, intre 50 000 si 150 000 UA. Astrii din vecina-tatea sistemului solar produc pertur- Fig. 42 89 COMETA batii ale miscarii c., determinindu-le sa-si p&raseasca vechea orbita si, intrind in sfera de atractie a Soarelui, sa se indrepte catre acesta. C. mai pot fi influentate de fortele de atractie ale planetelor mari ale sistemului solar, care produc fie о accelerare, fie о frinare a miscarii lor. Accelerarea face ca, dupa trecerea la periheliu, c. sa se inscrie pe о traiectorie hiper-bolica si sa paraseasca apoi definitiv sistemul solar; in acelasi timp, fri-narea face ca miscarea c. sa se efec-tueze pe о orbita eliptica mai apro-piata de Soare, revenirea ei periodic^ in apropierea Soarelui producindu-se la intervale de timp mai mici. Datorita influentei unei planete mari a sistemului solar asupra unor comete din apropiere, se formeaza asa-numi-tele familii de c., orbitele acestora avind afeliile situate fata de Soare la distante egale cu distanta medie de la Soare la planeta respective. Astfel, planeta Jupiter are о familie de 66 de c., care se miscS, pe orbite eliptice cu afeliile situate la 5,5 UA de Soare si perioade mai mici de 15 ani; Saturn are о familie de 5 c., cu perioade intre 13 si 20 de ani, Uranus — 6 c., cu perioade intre 27 si 50 de ani, iar Neptun — 10 c., cu perioade intre 50 ?i 100 ani. Cele mai multe c. cu elementele bine determinate (62%) au orbite aproape parabolice. Orice c. se compune din: nucleu, care este un conglomerat de bucati de gheata §i materie solidificata; coamd (coma), constind dintr-o sfera de gaze si praf, ce inconjura nucleul si formeaza, impreuna cu acesta, capul c.; coada, alc&tuita din molecule ionizate si mici particule de praf intr-o stare extrem de rarefiata. Coad^ se extinde in direc^ie opusa Soarelui, lungimea sa crescind pe masura apropierii de acesta pina la milioane sau sute de milioane de km. Teorii mai vechi susjineau ca indreptarea cozii c. in sens opus Soarelui este un efect al presiunii de radiate. Ulterior, s-a dovedit ca atit dirijarea cozilorc. cit $i ionizarea gazelor ce le compun se datoreste in principal vintului solar, presiunea de radiatie avind un rol secundar. In mod exceptional, cum a fost in cazul c. Arend-Roland, se observa о coada anormala, orien-tata in directia Soarelui; fenomenul se explica prin traiectoriile descrise de unele particule de praf ejectate de nucleul c. care difuzeaza lumina solara. Departe de Soare, la elongatii mari, se observa numai nucleul care, pe bolta cereasca, are aspectul unei stele si poate fi vazut si mai aproape de Soare, in coama cometei. Masele nucleelor c. sint mai mici de 1017 kg (c. 10~8 din masa Pamintului), razele lor au sub 50 km, iar densitatile sint de с. 1 g/cm3. Oricare nucleu este solid, cu un spectru continuu, fiind constituit din praf si gheata, bioxid de carbon, metan si amoniac. Pe masura apropierii de Soare temperatura creste, astfel ca la distanta de citeva unitati astronomice gheata de la suprafata nucleului incepe sa se vaporizeze, producind un halo de gaze rarefiate (cu raza de с. 1G5 km), care este coama. Mai aproape de Soare se poate observa si coada, sau uneori cozile, c.: aceasta poate fi curbata, formata din particule solide (praf) ejectate de nucleu, sau dreapta, formats din gazele capului c. respinse de vintul solar si de presiunea de radiatie. Uneori, in interiorul nucleului se pot produce explozii care due la formarea de cozi suplimentare (ex.: cazul c. 1910 II). S-a observat ca in spectrul coamei sint cuprime benzi moleculare de CN, C2, CH, CH2, NH, NH2, NHg, CO, COa £i OH, care rezulta din disocierea cianogenului (C2N2), a metanului (CH4), a amoniacului (NH3) si a apei (H20) sub actiunea radiaj;iei ultraviolete solare. Foarte aproape de periheliu, sint puse in evidenta linii spectrale de emisie ale atomilor de sodiu, fier, oxigen, crom si azot. Cind о с. se afla la о distanta mai mica de 1 UA fat& de Soare, gazele ce formeaza coada se indeparteaza de nucleu cu viteze medii de 10— 100 km/s si emit radiatii ale mole-culelor ionizate CO+, N^*, OH+, CO^* Tabelul 7 Comete periodice Perioada Orbita Denumirea revolu^iei Epoca trecerii la distanta distanta excentrici- siderale periheliu periheliului afeliului tate inclinare ani UA UA Encke 3,300 1974 apr. 28,99 0,338 4,095 0,847 11°,98 Honda Mrkos Pajdusa- kova 5,279 1974 dec. 28,14 0,579 5,485 0,809 13,13 Tempel (2) 5,260 1972 nov. 15,04 1,364 4,684 0,549 12 ,48 Neujmin (2) 5,471 1971 ian. 7,31 1,312 4,898 0,577 5 ,39 Tempel (1) 5,498 1972 iul. 15,32 1,497 4,733 0,519 10 ,55 Pons-Winnecke 6,125 1964 mart. 23,26 1,159 5,536 0,654 21 ,69 Schwassmann-Wach- mann (2) 6,509 1974 sept. 12,36 2,142 4,830 0,386 3 ,72 Giacobini-Zinner 6,516 1972 aug. 4,99 0,994 5,984 0,715 31 ,71 Biela (nucleu 1) 6,70 1965 iun. 19,69 0,837 6,271 0,765 7 ,62 Biela (nucleu 2) 6,619 1852 sept. 23,56 0,861 6,190 0,756 12 ,56 Finlay 6,953 1974 iul. 3,95 1,096 6,190 0,699 3 ,64 Arend 7,984 1975 mai 24,68 1,847 6,142 0,538 19 ,95 Faye 7,408 1969 oct. 7,64 1,616 5,984 0,575 9 ,08 Oterma 7,880 1958 iun. 10,50 3,406 4,539 0,143 3 ,99 Swift-Gehr els 9,230 1972 aug. 31,09 1,354 7,443 0,692 9 ,25 Tuttle 13,760 1967 mart. 28,79 1,023 10,464 0,822 54 ,38 Schwassmann- Wachmann (1) 15,030 1974 feb. 15,32 5,548 6,730 0,105 9 ,74 Crommelin 27,873 1956 oct. 19,36 0,743 17,643 0,919 28 ,87 Hailey 76,029 1910 apr. 20,18 0,587 35,303 0,967 162 ,21 Herschel-Rigollet 156,045 1938 aug. 9,46 0,748 57,221 0,974 64 ,20 91 CONFIGURATIE si CH+. Observatiile efectuate cu ajutorul satelitilor artificiali au aratat ca unele c. sint inconj urate de nori de hidrogen (care prezinta spectrul de emisie al hidrogenului in ultraviolet). Cu fiecare- trecere la periheliu c. pierd din materie, ca urmare a intensei lor incalziri in apropierea Soarelui si a fortelor mareice, uneori chiar disp&rind com-plet. Unele c. cu perioada scurta au fost observate chiar in intervalele cind s-au descompus si au disparut. Astfel c. Biela, cu perioada de 6,6 ani, s-a scindat in doua, in anul 1846, pentru ca apoi sa dispara, iar in locul sau pe orbita sa se formeze un curent meteoric (bielide). In 1965, dupa trecerea la periheliu, c. Ikeya-Seki a aparut formata din doua fragmente, dintre care cel mai stra-lucitor a fost vizibil chiar in timpul zilei; avind о perioada de 880 de ani, este greu de stabilit daca ea a format un curent meteoric. C. Kohoutek 1973 f a fost neperiodica, fiind formata in special din praf. In afara de legatura directa dintre c. si curentii meteorici se pare ca exists unele elemente comune intre c. §i unii asteroizi (ex. Hydalgo, Adonis), in special dupa forma orbitelor, iar uneori dupa aspect. De asemenea, forma cozilor c. este influentata * si de activitatea solara. Intrucit se crede ca majoritatea provin din norul originar al sistemului solar, studiul c. ar putea aduce unele date cosmogonice noi. In tabelul 7 sint prezentate citeva c. periodice mai importante ale sistemului solar. (E.T.) Comisia europeana pentru cerceta-rea spatiala (CECS), organizatie internajiionala avind scopul de a asigura colaborarea unor tari euro-pene in vederea efectuarii de studii privind tehnica rachetelor, lansari de sateliti artificiali, utilizarea cos-mosului in scopuri stiinjiifice pasnice etc. Sin. ESRO (European Space .Research Organisation). A fost fondata in iun. 1962 de Anglia, Franta, R. F. Germania, Italia, Belgia, Dane- marca, Spania, Olanda, Suedia si Elvetia. Sint utilizate rachete lan-satoare de aparate spatiale si sateliti de tipul Scout, Thor-Delta, Europa etc. Aceasta organizatie are cinci centre principale: ESTEC (Noord-wijk, Olanda), ESLAB (Noordwijk, Olanda), ESRIN (Frascati, Italia), ESDAC (Darmstadt, R.F.G.), ES-RANGE (Kiruna, Suedia) si о retea de statii de urmarire, ESTRACK. Cu ajutorul satelitilor de tip ESRO, Heos etc., lansati incepind din 1968, s-au efectuat cercetari privind radia-tia solara, cimpul magnetic inter-planetar, vintul solar si radiatia cosmica. Din 31 mai 1975, impreuna cu ELDO, s-a transformat in Agentia spatiala europeana (v.). (F.Z.) Comisia europeana pentru construirea rachetelor lansatoare de aparate spatiale (CECRLAS), organizatie europeana interstatala, fondata in apr. 1962, de Anglia, Franta, R. F. Germania, Italia, Belgia, Olanda si Australia. Sin. ELDO (European Launcher Development Organisation). Printre realizarile sale figureaza rache-ta cu trei etaje reactive Europa 1, incercat& la baza de lansare Woomera (Australia). (F.Z.) Compasul—> Circinus configuratie astronomica, ansamblul pozitiilor Lunii sau planetelor faja de Soare, vazute de pe Pamint. In functie de marimea elpngatiei, adica a diferentei dintre longitudinea eclip-tica a Lunii sau planetei si cea a Soarelui, se disting urm&toarele c.a.: opozitie, conjunctie si cuadratur^,. Un astru este in opozitie cu Soarele cind elongatia este de 180° (astru in O); un astru este in conjunctie civ Soarele cind elongatia este de 0° (fig. 43). Planetele interioare nu pot fi in opozitie cu Soarele, ci numai in conjunctie inferioara (in C) sau superioard (in С'). О planeta exterioara poate fi in conjunctie cu Soarele (in O'), in timp ее о planeta interioara poate avea elongatia maxi- CONGREVE 92 ma estica sau vestica (in E' si E) (maximum 27° pentru Mercur si 47° pentru Venus). Un astru este in cua-dratura estica sau vestica cu Soarele atunci cind elongatia este 90 sau, respectiv, 270° (in Q' si Q). Se folo-sesc diferite semne pentru c.a.: cd pentru opozitie, d pentru conjunc-tie, □ pentru cuadratunl. (G.S.) Congreve, Sir William (1772— 1828), general englez, promotor al tehnicii reactive si constructor (din 1801) de rachete cu destina^ii militare (utili-zate la asediul oraselor Boulogne, Copenhaga, Gdansk, Leipzig etc.). Ultimele tipuri de rachete de tip C. au avut b&taia de 2700 m si greu-tatea de 20 kg. Dupa 1813, C. a realizat rachete cu ampenaje de sta-bilizare pe traiectorie. Op. pr.: A concise Account of the Origin and Progress of the Rocket System, 1807. (F.Z.) ' conjunctie v. configuratie astronomica Conrad, Charles jr. (n. 1932), astronaut si inginer american. Copilot pe Gemini 5 (21—29 aug. 1965), coman-dant pe Gemini 11 (12—15 sept. 1966) si pilot de rezerva pentru Apollo 9. In calitate de comandant al navei Apollo 12 (14—24 nov. 1969), a fost al treilea om pe Luna. Comandant pe Skylab 1 (25 mai— 12 iun. 1973). (F.Z.) constanta atractiei universale v. atractie universala constanta Hubble (H), constanta care evalueaza cresterea vitezei v de inde-partare (recesie) a galaxiilor odatS, cu distanta r (fata de Pamint), potrivit relatiei: v = H • r, Este exprimata in km pe secunda-me-gaparsec. In prezent, potrivit celor mai precise determinari (dupa revi-zuirea scarii distantelor extraga-lactice), H = 55 km • s-1 • Mpc-1, va-loare de zece ori mai mica decit cea stability initial, in 1929, de E.P. Hubble. In aceste determinari se folosesc numai roiuri de galaxii, magnitudinea absolute, a celei mai stralucitoare galaxii fiind considerate constanta. Viteza de recesie se afla studiindu-se deplasarea spre rosu (v.) (cea mai mare valoare a acesteia utilizata in calcul fiind de 0,46). Quasarii, ale caror deplasari spre rosu sint deseori considerabil mai mari, nu au putut fi folosi^i din cauza dispersiei lor mari in stralucire. De-numirea de constanta este improprie intrucit, potrivit celor mai multor modele cosmologice, H variaza in timp; de aceea, rela^ia dintre v si r (a c&rei stabilire este urm3,rita in prezent pina la distante cit mai mari)’ nu este liniara. Inversul c.H. poarta numele de virsta universului (v.). (C.P.) constanta Cosmologica v. cosmologie constanta de aberatie v. aberatia luminii constanta solara, marime ce .exprim a fluxul total de radiatii solare primit in afara atmosferei terestre, pe uni-tatea de arie, situata la distanta medie Soare-P&mint. Are valoarea Tabelul 8. Constelatii to CO Numele latin Prescur- Genetivul Numele romanesc Coordonatele ccuatoriale limita tarea ascensie dreapta declinatie 1 2 3 4 5 6 Andromeda And Andromedae Andromeda 22 h 56 min 02 h 36 min + 21°,4 + 52°,9 Antlia Ant Antliae Masina Pneumatica 09 25 11 03 -24 ,3 -40 ,1 Apus Aps Apodis Pasarea Paradisului 13 45 18 17 -67 ,5 - 82 ,9 Aquarius Aqr Aquarii V&rsatorul 20 36 23 54 -03 ,1 -25 ,2 Aquila Aql Aquilae Vulturul 13 38 20 36 -11 ,9 + 18 ,6 Ara Ara Arae Altarul 16 31 18 06 -45 ,5 -67 ,6 Aries Ari Arietis Berbecul 01 44 03 27 + 10 ,2 + 30 ,9 Auriga Aur Aurigae Vizitiul 04 35 07 27 + 27 ,9 + 56 ,1 Bootes Boo Bootis Boarul 13 33 15 47 +07 ,6 + 55 ,2 Caelum Cae Caeli Dalta 04 18 05 03 -27 ,1 -48 ,8 Camelopardalis Cam Camelopardalis Girafa 03 11 14 25 + 52 ,8 + 85 ,1 Cancer Cnc Cancri Racul 07 53 09 19 +06 ,8 + 33 ,3 Canes Venatici CVn Canum V enaticorum Ciinii de Vinatoare 12 04 14 05 +28 ,0 + 52 ,7 Canis Major CMa Canis Majoris Ciinele Mare 06 09 07 25 -11,0 -33 ,2 Canis Minor CMi Canis Minoris Ciinele Mic 07 04 08 09 -00 ,1 + 13 ,2 Capricornus Cap Capricorni Capricornul 20 04 21 57 -08 ,7 -27 ,8 Carina Car Carinae Carena 06 02 11 18 -50 ,9 -75 ,2 Cassiopeia Cas Cassiopeiae Cassiopeia 22 56 03 06 + 46 ,5 + 77 ,5 Centaurus Cen Centau ri Centaurul 11 03 14 59 -29 ,9 -64 ,5 Cepheus Cep Cephei Cefeu 20 01 08 30 + 53 ,1 +88 ,5 Cetus Cet Ceti Balena 23 55 03 21 -25 ,2 + 10 ,2 Chamaeleon Cha Chamaeleonis Cameleonul 07 32 13 48 -75 ,2 -82 ,8 Circinus Cir Circini Compasul 13 35 15 26 -54 ,3 -70 ,4 Columba Col Columbae Porumbelul 05 03 06 28 -27 ,2 -43 ,0 Coma Berenices Com Comae Berenicis P&rul Berenicei 11 57 13 33 + 13 ,8 + 33 ,7 CONSTELATIE 2 Corona Australis CrA Coronae Australis Corona Borealis CrB Coronae Borealis Corvus Crv Corvi Crater Crt Crateris Crux Cru Crucis Cygnus Cyg Cygni Delphinus Del Delphini Dorado Dor Doradus Draco Dra Draconis Equuleus Equ Equulei Eridanus Eri Eridani Fornax For Fornacis Gemini Gem Geminorum Grus Gru Gruis Hercules Her Herculis Horologium Ног Horologii Hydra Hya Hidrae Hydrus Hyi Hydri Indus Ind Indi Lacerta Lac Lacertae Leo Leo Leonis Leo Minor LMi Leonis Minoris Lepus Lep Leporis Libra Lib Librae Lupus Lup Lupi Lynx Lyn Lyncis 1 Lyra Lyr Lyrae Mensa Men Mensae Microscopium Mic Microscopii Monoceros Mon Monocerotis Tabelul 8 (continuare) 4 5 6 Coroana Australia 17 h 55 min 19 h 15 min --- 37°,0 --- 45°,6 Coroana Boreala 15 14 16 22 + 25 ,8 +39 ,8 Corbul 11 54 12 54 -11 ,3 -24 ,9 Cupa 10 48 11 54 -16 ,5 -24 ,9 Crucea Sudului 11 53 12 55 -55 ,5 -64 ,5 Lebada 19 07 22 01 +27 ,7 +61 ,2 Delfinul 20 13 21 16 +02 ,2 +20 ,8 Pestele de Aur 03 52 06 36 -48 ,8 -70 ,1 Dragonut 09 18 21 00 + 47 ,7 +86 ,0 Calul Mic 20 54 21 23 +02 ,2 + 12 ,9 Eridanul 01 22 05 09 + 00 ,1 -58 ,1 Cuptorul 10 44 03 48 -24 ,0 -39 ,8 Gemenii 05 57 08 06 + 10 ,0 +35 A Cocorul 21 25 23 25 -36 ,6 -56 ,6 Hercule 15 47 18 56 + 03 ,9 +51 ,3 Orologiul 02 12 04 18 -39 ,8 -67 ,2 Hidra 08 08 14 58 + 06 ,8 -35 ,3 Hidra Australa 00 02 04 33 -58 ,1 -82 ,1 Indianul 20 25 23 25 -45 A -74 ,7 $opirla 21 55 22 56 + 34 ,9 +56 ,8 Leul 09 18 11 56 -06 ,4 +33 ,3 Leul Mic 09 19 11 04 +23 ,1 +41 ,7 Iepurele 04 54 06 09 -11 ,0 -27 ,1 Balanta 14 18 15 59 -00 ,3 -29 ,9 Lupul 14 13 16 05 -29 ,8 -55 ,3 Linxul 06 13 09 14 + 33 A +62 ,0 Lira 18 12 19 26 + 25 ,6 +47 ,7 Platoul 03 20 07 37 -69 ,9 -85 ,0 Microscopul 20 25 21 25 -27 ,7 -45 ,4 Licornul 05 54 08 08 -11 ,0 +11 ,9 CONSTELATIE Musca Mus Norma Nor Octans Oct Ophiuchus Oph Orion Ori Pavo Pav Pegasus Peg Perseus Per Phoenix Phe Pictor Pic Pisces Psc Piscis Austrinus PsA Puppis Pup Pyxis Pyx Reticulum Ret Sagitta Sge Sagittarius Sgr Scorpius Sco Sculptor Scl Schtum Set Serpens Ser Sextans Sex Taurus Tau Telescopium Tel Triangulum Tri Triangulum Australe TrA Tucana Tuc Ursa Major UMa Ursa Minor UMi Vela Vel Virgo Vir Volans Vol Vulpecula Vul Muscae Normae Octantis Ophiuchi Orionis Pavonis Pegasi Persei Phoenicis Pictoris Piscium Piscis Austrini Puppis Pyxidis Reticuli Sagittae Sagittarii Scorpii Sculptoris Scuti Serpentis Sextantis Tauri Telescopii Trianguli Trianguli Australis Tucanae Ursae Majoris Ursae Minoris Velorum Virginis Volantis Vulpeculae Mu sea 11 17 Echerul 15 25 Octantul 10 00 Ofiucus 05 58 Orion 04 41 PcLunul 17 37 Pegas 21 06 Perseu 01 26 Phoenix 23 24 Pictorul 04 32 Pe§tii 22 49 Pestele Austral 21 25 Pupa 06 02 Busola 08 26 Reticulul 03 14 S&geata 18 56 S&getatorul 17 41 Scorpionul 15 44 Sculptorul 23 04 Scutul 18 18 $arpele (15 08 117 14 Sextantul 09 39 Taurul 03 20 Telescopul 18 06 Triunghiul 01 29 Triunghiul Austral 14 50 Tucanul 22 05 Ursa Mare 08 05 Ursa MicS, 00 00 Velele 08 02 Fecioara 11 35 Pe?tele Zbur&tor 06 35 Vulpea 18 56 46 -64 ,5 -75 ,2 31 -42 ,2 -60 ,2 00 -74 ,7 -90 ,0 42 + H ,3 -30 ,8 23 -11,0 +23 ,0 30 -56 ,8 -75 ,0 13 +02 ,2 + 36 ,3 46 + 30 ,9 + 58 ,9 24 -39 ,8 -58 ,2 51 -43 ,1 -64 ,1 04 -06 ,6 + 33 ,4 04 -25 ,2 -36 ,7 26 -11 ,0 -50 ,8 26 -17 ,3 -37 ,0 35 -53 ,0 -67 ,3 18 + 16 ,0 +21 ,4 25 -11 ,8 -45 ,4 55 -08 ,1 -45 ,6 44 -25 ,2 -39 ,8 56 -04 ,0 -16 ,0 20 /-03 ,4 +25 ,7 56 1+06 ,3 -16 ,0 49 +06 ,6 -11 ,3 58 +01 ,1 + 30 ,9 26 -45 ,4 -56 ,9 48 +25 ,4 + 37 ,0 09 -60 ,3 -70 ,3 22 -56 ,7 -75 ,7 27 +28 ,8 + 73 ,3 00 + 65 ,6 +90 ,0 24 -37 ,0 -57 ,0 08 + 14 ,6 -22 ,2 02 -64 ,2 -75 ,0 28 + 19 ,5 +29 ,4 13 16 24 18 06 21 00 04 02 06 02 23 08 09 04 20 20 17 01 18 П6 \ 18 10 05 20 02 17 01 14 24 11 15 09 21 CONSTELATIE CONSTELAJIE 1,360 • 103 J • m~2 • s-1, afectata de erori datorate absorbtiei atmosfe-rice ininfrarosu si ultraviolet. (E.T.) constelatie, fiecare dintre gruparile aparente, cu о anumita configurate, ale stelelor pe sfera cereasca, ima-ginate inc2. din cele mai vechi tim-puri pe baza considerentului ca distance reciproce dintre stele ra-min aceleasi pentru intervale foarte mari de timp. Aceste grupari au denumiri de obiecte (ex. Carul Mare, Carul Mic, Coroana Boreala, Lira) sau de animale (ex. Taurul, Scorpionul, Leul). Datorita faptului ca in emisfera australa c. au fost stabilite mult mai tirziu (abia in sec. 17), denumirile lor reflecta sta-diul evoluat al cunostintelor tehnico-stiintifice (ex. Masina Pneumatica, Orologiul, Reticulul). Congresul din 1922 al UAI a redus numarul c. la 88, precizindu-le denumirile lor latine (v. tabelul 8). Ulterior, la adunarile UAI din 1925 si 1928, s-a fixat ca limitele c. ScL se faca prin arce de meridiane si de paralele ceresti. In fiecare c., alaturi de numele din anti-chitate, stelelor li se atribuie о denu-mire astronomica, asociind fiecareia din ele, in ordinea descrescatoare a stralucirilor, о litera a alfabetului grec urmatS, de denumirea c. la ge-netiv: dupa ultima litera a alfabetului grec, urmeaza numerotarea cu 1, 2, 3, ... a stelelor foarte putin stralucitoare. Aceasta regula nu este in-totdeauna respectata, existind si unele mici exceptii. (G.S.) consum specific, cantitatea de proper-gol consiimat in unitatea de timp de un motor-racheta pentru dezvoltarea unei forte de trac^iune de 1 N. Este marimea inversa impulsului specific (v.). (F.Z.) container, incinta, de regula etansei-zat£, conj:mind aparate sau obiecte stiinjlfice destinate sa functioneze in conditiile spajiului cosmic. In 90 interiorul с., aparatele sau vie^ifc toarele de experienta trebuie dispute astfel incit factorii proprii zborul^i spatial (vibratii, trepidatii, siiprasar-cini etc.) sa le afecteze cit mai putin. (F.Z.) [ . contractie gravitationala, proces prin^ care corpurile ceresti isi micsoreaza; volumul sub acjiunea propriei gravi-" tatii, eliberind mari cantitati de energie. Constituie о sursa de energie stelara, in special de la formarea stelelor pina la intrarea lor in sec-venta principala. C.g. rapida, echi-valentS, cu caderea libera, poate duce la colaps gravitational (v.). (C.P.) convectie (in astro fizica), mijloc de propagare a caldurii in interiorul sau in atmosfera unei stele, prin curenti materiali. La stelele timpurii cu interiorul foarte cald, a c^ror energie este dezvoltata prin ciclul C—N, exista о zoncl convectiva centrala. La Soare si la stelele tirzii, a caror energie este datorata lantului p—p, exists о zona convectiva externa; datorita numeroaselor dificultati de cal-cul al fluxului convectiv in zona externci, cunoasterea structurii aces-tei zone este nesigura. (C.P.) coordonate astronomice, sistem сотри s din doua coordonate sferice un-ghiulare, utilizat pentru a defini direc^ia unui astru. Sin. coordonate ceresti. Pentru comoditate, ■ atunci cind nu este necesar sa se ia in considerate distanta pina la un astru, ci numai directia in care se aflS, acesta, se poate admite ca toate obiectele ceresti sint situate pe о sfer&, numita sfera cereasca. Exista doua feluri de c.a.: locale si absolute. Cele doua c.a. locale sint definite in raport cu doua plane fundamentale: piannl orizontului, normal la verticala locului, §i planul meridian, adica pla-nul vertical ce trece prin ро1иГ P. Verticala locului intilneste sfera cereasca in punctele zenit (Z) si nadir (Z'). Se folosesc doua sisteme de Cromosfera solara (fotografiata la Obs. din Bucure^ti) Coroana solara Protuberanta Pata solara щ/ ш • t л Uranus (si principalii sai sateliti) / ' ЩI - * * Neptun ($i satelitul sau, Triton) Pluto (fotografia prin care a fost descoperit, in dreapta stelei 5 Geminorum) Microfotografie in lumina poiarizata a unei sectiuni dintr-un meteorit (cazut in Mexic) Crater meteoritic linga Winslow (Arizona), cu diametrul dc c. 1,5 km si virsta de c. 10 000 ani Peisaj lunar, cuprinzind craterele: Hipparchus, Albategnius, Ptolemaus, Alphonsus Suprafa(a br&zdata de cratere a planetei Marte Suprafafa planetei Mercur, prezentind un mozaic de cratere Suprafafa planetei Venus (fotografiata de stadia Venus 10) к. Cometa Kohoutek (la ian. 1975) Nebuloasa planetara NGC 7293 din constelatia Aquarius Roiul de stele globular M 13 din constelatia Hercules Roiul de stele deschis NGC 869-864 din constelatia Perseus Norii lui Magellan: Norul Mare la stinga si Norul Mic la dreapta (in dreapta sus se observa steaua Achernar) Radiogalaxia NGC 5128 (Centaurus A) Galaxia M 87 din constelatia Virgo (tip EO) f Galaxia NGC 147 din constelatia Cassiopeia (tip E4) Galaxia NGC 205 din constelatia Andromeda (tip E6) Galaxia NGC 7217 jlin ^constelatia Pegasus (tip Sa) Galaxia M 81 (NGC 3031) din ^ constelatia Ursa Major (tip Sb) Galaxia M 33 (NGC 598) din constelatia Triangulum (tip Sc) Galaxia NGC 3584 din constelatia Leo Minor (tip SBal Galaxia NGC 7479 din constelatia Pegasus (tip SBb) Galaxie din constelatia Hercules (tip SBc) Galaxia M 51 din constelatia Canes Venatici, prima galaxie spirala descoperita (C. Messier, 1773) Galaxia spirala M 31 (NGC 224) — nebuloasa Andromeda Galaxia spirala M 201 (N GC 5457) din constelatia Ursa Major Galaxia spirala M 104 (NGC 4594) din constelatia Virgo 97 Г Fig. 44 c.a. locale: 1) c. a. orizontale (fig. 44): azimutul (unghiul masurat pozitiv spre vest, format de planul meridian al locului PSP'Z' si planul vertical al astrului ZAZ') si inSl^imea deasupra orizontului (unghiul dintre directia spre astru О A si planul orizontului). Citeodata, in locul inaltimii este folo-sita. distanta zenitala (unghiul facut de directia spre astru cu verticala locului ZZ'); prin folosirea acesteia se evita semnul minus pentru obiec-tele ceresti aflate sub orizont; 2) c.a. orare (fig. 45): unghiul orar (dintre planul meridian al locului si planul orar al astrului, masurat pozitiv spre vest in ore si fractiuni de ora), a c&rui valoare indica timpul sideral scurs de la trecerea superioara a astrului la meridianul locului, si declinatia (unghiul facut de directia spre astru cu planul ecuatorului ceresc, pozitiva spre polul nord si negativa spre polul sud). Transformarea coordonatelor astronomice locale dintr-un sistem in altul se poate face cu ajutorul unor relatii simple de trigonometrie sfe-rica. C.a. absolute sint raportate la axe sau la plane fundamentale ale sferei ceresti, independente de locul de observatie. Se folosesc trei sisteme de coordonate absolute: 1) c.a. COORDONATE Z Fig. 45 ecuatoriale (fig. 46): ascensia dreaptS (unghiul dintre cercul orar al punctului vernal si cel al astrului, miisurat in ore si fractiuni de era) si declinatia (cu aceeasi semnificatie ca si in cazul coordonatelor orare); 2) c.a. ecliptice (fig. 47): longitudinea eclip-tica (unghiul dintre meridianul ecliptic al punctului vernal si meridianul ecliptic al astrului) si latitudiiiea ecliptica (unghiul facut de directia spre astru cu planul eclipticii); I Fig. 46 COPERNIC 98 Fig. 47 3) c.a. galactice: longitudinea si latitu-dinea galactica. Ultimul sistem de c.a. este folosit in astronornia stelara si are drept plan fundamental pla-nul de simetrie al Galaxiei. Drept origine a longitudinilor galactice a fost aleasa initial directia spre nodul ascendent al planului galactic (adica punctul de intersectie al acestuia cu ecuatorul ceresc); aceasta directie a fost admisa drept origine pina in 1959, cinda fost inlocuita cu directia spre centrul Galaxiei. (G.S.) Copernic, Nicolaus (Kopernik Mikolaj) (1473—1543), renumit astronom po-lonez. Incercind sa perfec^ioneze sis-temul geocentric al lumii expus de Ptolemeu, a ajuns la о serie de fapte ce nu puteau fi explicate prin prisma conceptiei geocentrice. C. a cautat sa explice miscarile aparente ale planetelor si a demonstrat ca Pa-mintul, impreuna cu celelalte planete, se roteste in jurul Soarelui. Astfel, el a pus bazele sistemul heliocentric; de asemenea, a explicat succesiunea anotimpurilor si precesia echinoc-{iilor. C. a dezvoltat noile idei filo-zofice numai in masura necesitatilor astronomiei practice, pastrind repre-zentarea universului finit, marginit de sfera stelelor fixe. Referindu-se la lucrarile comisiei pentru reforma ca-lendarului, a aratat ca era prematura о astfel de reforma intrucit durata anului nu era cunoscuta suficient de exact. A contribuit la dezvoltarea trigonometriei plane si sferice. George Rhaeticus, elev al lui Copernic, 1-a ajutat la redactarea lucrarii si a contribuit la publicarea ei. Op. pr.: De revolutionibus orbium coelestium, 1543; Commentariolus (scrisa inainte de 1514). (G.S.) Corbul—> Corvus corectarea traiectoriei, modificare a directiei de miscare a unui vehicul spatial, atunci cind se constata о abatere fata de traiectoria stabilita, efectuata cu ajutorul unor impulsuri date de motoare-racheta speciale. Daca se face la putin timp dup3. lansarea unui satelit artificial, deci in vecinatatea perigeului, c.t. este avantajoasa din punct de vedere energetic; in schimb, in vecinatatea apogeului se poate actiona cu mai multa precizie. Pentru vehiculele ce parasesc vecinatatea Pamintului, este avantajos, din punct de vedere energetic, sa se faca q.t. in prima parte a traiectoriei, in schimb, in vecinatatea obiectivului propus, precizia ceruta este mai mica. (F.Z.) coridor de reintrare, domeniu spatial situat in apropierea traiectoriei optime pe care un vehicul spatial trebuie sa о parcurga la reintrarea sa (de regula balistica) intr-o atmosfera pla-netarS,, pentru a se mentine in con-ditii de siguranta (fig. 48). Intr-o diagrama cu altitudinea pe ordonata si viteza de zbor pe abscisa, limi.ta superioara a c. de r., pentru о anu-mita viteza de zbor, este altitudinea maxima la care se pot ob{:ine forte aerodinamice suficient de mari, iar limita inferioara (altitudinea minima) depinde de eficacitatea protectiei ter-mice a vehiculului spatial; respecta-rea acestor limite — superioara si inferioara — indeparteaza pericolul de raminere in spatiul cosmic si, respec- Fig. 48. Coridor de reintrare: I — punctul calculat de reintrare in atmosfera; II si.Ill — reintrarea in atmosfera, pentru a ateriza in limitele zonei presta-bilite; 1 — coridorul de reintrare; 2 — limita conventionala a atmosferei; 3 — traiectoria balistica de coborire; 4 — limita interioara a coridorului; 5 — zona prestabilita pentru aterizare; 6 — limita superioara a coridorului; 7 — altitudinea coridorului conventional; 8 — traiectoria virtuaia f2,r& a considera influenta atmosferei. tiv, pe cel de supraincalzire a vehiculelor spatiale. (F.Z.) coroana solara, patura externa a atmosferei solare (v.), vizibila in timpul eclipselor totale de Soare (v.) sau in afara eclipselor cu ajutorul unor instrumente astronomice speciale (ex. coronograf, coronometru). Emi-sia optica a c.s. are trei componente: L, К §i F. Componenta L (denumita si E) isi are provenienjia in imediata vecinatate a discului solar (numita coroana L), iar spectrul ei este format din linii stralucitoare de emisie. Originea acestor linii a ramas multa vreme un mister, ele fiind atribuite (inca din 1869, cind au fost descope-rite) unui element chimic ipotetic: coroniu (v.). De fapt ele apartin unor metale puternic ionizate. a caror energie de ionizare este de ordinul sutelor de eV; astfel de energii exists in coroana L, unde temperatura este de c. 1,5 • 106 К (de ex. energia cinetica medie a unui electron aflat la aceasta temperatura este de c. 200' eV). Electronii care ramin de la acesti atomi multiplu ionizati pot fi ridicati prin ciocniri la nivele ener-getice superioare. Pentru revenirea la starea fundamental sint necesare citeva secunde (in timp ее о tranzitie obisnuita se face in 10~8 s). Drept rezultat, liniile coronale respective nu pot fi observate in condrfii delaborator si sint numite linii interzise, corespunzatoare unor nivele metastabile. Componentele К si F fac parte din coroana alba si se formeaza prin difuzia luminii solare fotosferice. Componenta K, constituita in special din jeturi si structuri fila-mentare (coroana К), poseda un spectru continuu de aceeasi culoare cu cel al fotosferei, iar polarizarea sa foarte accentuata arata ca ea este datorata difuziei luminii solare pe electronii liberi. La temperatura de 1,5 • 106 K, acesti electroni au viteze foarte mari, de с. 109 cm/s, ceea ce face ca liniile spectrale sa dispart deoarece l&rgimea Doppler dep&seste 10 nm (ex. pentru lun-gimea de unda X = 500 nm, Д X = = 16 nm). Componenta F prezinta liniile lui Fraunhofer (v.) normale, fiind nepolarizata. Ea este datorata difuziei luminii solare pe particulele de praf din ^ spa^iul interplanet ar (coroana F). In c.s. externS,, extins& pina la c. 10 diametre solare, compo- СOR0ANA 106 Fig. 49. In tensity tile relative I ale comoonentelor luminii coronale (fata de centrul Soarelui): К — lumina cu spectru continuu (datorata difuziei pe electroni); F — luminci zodiacala; L — lumina combinata a liniilor de emisie. nenta F devine dominanta, deoarece intensitatea componentei К scade rapid cu distan^a (fig. 49). Stralucirea coroanei optice este mai mica de 1 mil. de ori decit cea a fotosferei la centrul discului solar. Desi densitatea sa este mica datoritS, temperaturii inalte, gazul coronal (coroana L) prezinta un spectru de emisie relativ intens in ultravioletul extrem si, mai ales, in domeniul razelor X (compo-nenta K). Observatiile efectuate cu ajutorul spectrometrelor aflate la bordul rachetelor si sateli^ilor artificial! arata ca in acest spectru predo-mina liniile de emisie ale unor atomi puternic ionizati de carbon (С VI), oxigen (O VII-VIII), fier (Fe VIII-XVI si chiar Fe XXV), siliciu (Si VII-XIII), neon (Ne IX-X) etc. Pe ling& spectrul de linii, plasma coronala fierbinte prezinta un spectru continuu de raze X, emise printr-un mecanism de frinare a radiatiilor prin tranzi^ii liber-liber (Bremsstrah- lung). Emisia in domeniul radio (a coroanei R) furnizeaza informa^ii asu-pra densitcLfii electronice si temperaturii in c.s. Aceasta devine opaca pentru frecvenfele radio mai mari ca frecventa locala a plasmei coronale. Astfel, marimea discului solar radio creste pe masura ce frecventa des-cre.^te, radioemisia c.s. apartinind in special domeniului metric; de ase-menea, stralucirea creste spre margi-nea discului solar radio. Transportul energiei in c.s. are loc prin termocon-ductibilitate; de aceea, la distante nu prea mari de Soare, c.s. este practic izoterma. Deasupra regiunilor active din fotosfera si cromosfera exista condensari coronale cu temperaturi de ordinul a mil. de grade. Din foto-grafiile si datele ob^inute de Skylab si de stabile spatiale orbitale, s-a pus in evidenta existenta unor neomo-genitati mai intunecate si mai reci ale c.s., denumite gauri coronale, ca si a unor formatiuni luminoase si concordante cu structura cimpului magnetic solar. Ciclul de 11 ani al activitS,tii solare afecteaza toate com-ponentele c.s. In perioada de maxim, coroana optica este foarte straluci-toare si uniform repartizat& in jurul Soarelui, cind se observa jeturi strS,-lucitoare si condens§,ri coronale; de-asemenea, emisia de raze X, ultra-violete si radio prezinta intensific&ri deosebite (izbucniri), in special deasupra regiunilor active din fotosfera si cromosfera. In perioada de minim, c.s. este mult mai extinsa in regiu-nile ecuatoriale, pe cind in regiunea polilor sint vizibile numai razele coronale (in lungul liniilor de cimp magnetic) > Teoriile actuale explica mentinerea plasmei coronale, cu temperaturi de citeva mil. de grade, deasupra fotosferei si cromosferei reci (6 — 50 000 K), prin disiparea undelor acustice provenite din zona convectiva subfotosferica. Tempera-tura inalta a c.s. imprima о puternica presiune plasmei coronale, pe care atractia Soarelui nu о poate echili-bra complet, astfel incit c.s. emite in spatiul interplanetar un flux statio- 101 COSMODROM nar Corpuscular (compus din protoni si electroni) sub forma de vznt solar (V.). (E.T.) Corona Australis (Coroana Australa ), constelatie (v.) midi din emisfera sudica a cerului, situata in apropiere de Calea Lactee, continind citeva nebuloase difuze. Este invizibila din Romania. (G.S.) Corona Borealis (Coroana Boreala), constelatie (v.) din emisfera nordica a cerului, avind forma unui semicerc. Este vizibila din Romania in timpul verii. Steaua cea mai stralucitoare — a — este Gemma (v.). (G.S.) coroniu, element ipotetic, presupus in trecut ca ar exista in coroana solara (v.),caruia i s-au atribuit liniile spectrale stralucitoare observate in timpul eclipselor totale de Soare (care nu au putut fi identificate in labora-tor). Abia in 1939, astronomul german W. Grotrian a aratat ca acestea sint „liniile interzise" corespunzatoare unor tranzitii intre stari metastabile ale atomilor unor elemente cunoscute pe Pamint, aflati intr-o stare de inalta ionizare. Ulterior, fizicianul suedez B. Edlen a identificat mai multe linii coronale. Astfel, liniile coronale verde si rosie, avind lungimea de unda egala cu 530,3 si 637,4nm, apartin atomilor de fier Fe XIV si Fe X, care an pierdut 13 electroni si, respectiv, 9 electroni; linia galbena de 569,4 nm apartine atomului decalciu de 14 ori ionizat (Ca XV). Celelalte linii coronale corespund atomilor pu-ternic ionizati de nichel, calciu, argon etc. (E.T.)' coronograf, instrument astronomic cu ajutorul caruia se poate observa coroana solara (v.), in afara eclipselor totale de Soare. A fost inventat de B.F. Lyot in 1930. Se compune dintr-un obiectiv care formeaza imaginea Soarelui pe un disc innegrit („luna artificial&"), oprind lumina puternica a fotosferei si lasind sa treaca lumina slaba a coroanei, co- lectata printr-o lentila de cimp catre un aparat fotografic sau о camera de filmat. Prin intermediul unei oglinzi mobile, imaginea coroanei poate fi trimisa intr-un spectrograf (v.), aparatul fiind denumit in acest caz c.-spectrograf. C. se instaleazS, de obicei, la mare altitudine, unde exista о foarte buna transparenta a atmosferei terestre, dar chiar in aceste conditii nu poate fi utilizat decit la observarea coroanei L, situata linga discul solar. Se observa, de obicei, coroana L in una din liniile sale intense (verde de 530,3 nm, rosie de 637,4 nm), folosindu-se un filtru monocromatic adaptat coronografu-lui. (E.T.) coronometru, instrument pentru studiul luminii polarizate a coroanei solare (componenta K), din apropie-rea discului solar pina la distanta de 25'. Sistemul sau optic se compune dintr-un obiectiv, care formeaza imaginea Soarelui pe un disc innegrit („luna artificiala"), un sistem de filtre birefringente si polaroizi, avind roiul de a forma imaginea monocro-matica a coroanei (ex. in linia verde, cu lungimea de unda 530,3 nm) si de a compensa si diminua componenta luminii difuze a cerului. In c., componenta monocromatic^, a luminii coronale si componenta luminii difuze a cerului sint inregistrate prin intermediul unor fotomultiplicatori. (E.T.) corp ceresc, orice corp natural sau artificial aflat in spatiul cosmic. (G.S.) Corvus (Corbul), constelatie (v.) mica situate la sud de ecuatorul ceresc. Este vizibild din Romania in timpul primaverii, in apropierea orizontului. Cuprinde 4 stele mai stralucitoare, care au magnitudinile aparente intre 2,6 si 3. (G.S.) cosmodrom, complex de construcjii, instalatii, echipamente si terenuri aferente destinate asamblarii, preg&- COSMODROM 102 tirii si lansarii aparatelor spatiale, precum si cunoasterii si modificarii, la nevoie, a traiectoriilor acestora, inclusiv transmiterii de comenzi, pri-mirii §i prelucrarii informatiei tele-metrice transmise. Sin. complex de lansare. Principalele parti compo-nente ale unui c. sint: centrul tehnic, centrul de lansare si centrul de comanda, masuratori si control, fie-care avind un personal de speciali-tate corespunzator misiunilor tehnice. Echipamentele unui c. se compun din: echipament tehnologic special si echipament tehnic general. Primul include utilajele si materialele implicate in operajiile de transport, descar-care, asamblare si incercare a rache-telor, plasarea acestora pe rampele de lansare, alimentarea cu proper-goli, regiajul termostatic, prepararea lansarii, lansarea propriu-zisa, ghi-darea, orientarea si stabilizarea ra-chetelor si aparatelor spatiale etc. Al doilea cuprinde instalatiile de producer e a energiei elect rice de iluminare, de incaizire, de ventilare, de antiincendiu, de canalizare etc., ca si sistemele de telecomanda si automatizari. C. presupune si servicii auxiliare, printre care: zone de stocare §i, eventual, de producere a unor combustibili, laboratoare de analize chimice, sisteme de producere a energiei, servicii de conducere si administrative, un Centru de calcul, un ansamblu social-cultural, un si stem de aductiune si epurare a apelor necesare activitatilor curente si pro-tec^iilor, un sistem de telecomunicatii, rampe de lansare, instalatii de tele-masura si intretinere, un aeroport, numeroase cai de acces rutiere, fero-viare si chiar fluviale sau maritime. Centrul tehnic, constind dintr-un complex de construct dotate cu mate-riale, tehnica generals, si echipament tehnologic special, inclusiv terenurile aferente cu cSile respective de acces, asigura receptia, conservarea, asam-blarea si incercarea rachetelor purta-toare, precum si pregatirea aparatelor spajiale pentru alimentarea cu pro-pergoli si montare. Acest centru include hale de montaj, de asamblare si de incercari ale rachetelor si aparatelor spatiale, о statie de compresoare, substatii electrice si constructii destinate serviciilor; in cazul vehiculelor purtatoare dotate cu acceleratori de start cu propergoli solizi, se prevad de regula cladiri special destinate stocarii, controlului si alimentarii. Asamblarea rachetelor purtatoare poate fi efectuata in trei sisteme: montarea orizontala in ate-liere a elementelor etajelor respective si apoi asamblarea rachetelor cu apa-ratele spatiale respective; montarea orizontala sau verticala in hale de montaj a subansamblelor pe etaje separate si apoi transportul acestora la platforma de lansare, unde are loc asamblarea generala verticala a ra-chetei si fixarea aparatului spatial; montarea verticala in hala de montaj, pe о platforma de lansare mobile, a elementelor separate ale etajelor, pin& la asamblarea intregului vehicul pur-tator. In§,ltimea constructiei destinate asamblarii verticale a rachetelor Saturn 5 de la c. Kennedy este de 160 m, suprafata sa utila este de 140 000 m2, iar volumul de 3 540 000 m3 Transportul rachetelor, in special a celor foarte inalte, pina la platforma de lansare este efectuat de un transporter (v.). Dupa verificarile asamblarii si cuplarii vehiculului racheta purtator cu aparatul spatial montat la partea superioara a acestuia, an-samblul este dirijat catre rampa de lansare. Centrul de lansare este un ansamblu de constructii, terenuri, instalatii tehnice si cai de acces care concura la transportul, instalarea, controlul si alimentarile la platforma de lansare, reglajele, radiolegaturile si, in final, la lansarea vehiculelor rachet&. In dotarea centrului de lansare se includ: baza de lansare, turnurile de lansare, calea ferata pentru retragerea turnurilor de lansare, postul protejat de comanda, depozite ?i echipamente pentru alimentarea cu combustibili si cu alte fluide, statii electrice de transformare, rezervoare de apa pentru caz de 103 COSMOGONIE incendiu etc. In cadrul echipamentului tehnologic al bazelor de lansare se in-clud: elevator cu vehicul de transport, sistemul de lansare, serviciile pentru nava spatiala pe platforma de lansare, diverse echipamente electrice (pentru alimentare, reglare termicS, alimen-tare cu gaze si fluide comprimate), in-stalatii frigorifice si de incSlzire, in-stalatii pentru neutralizarea lichidelor corozive care se revarsS etc. Platforma ('sau rampa ) de lansare, element esential al centrului de lansare, asi-gura primirea, verticalizarea si men-tinerea rachetei in pozitia corespun-zStoare lansSrii, trecerea conductelor pentru alimentSri („cordoanele ombi-licale"), precum si lansarea vehiculului rachetS respectiv. Un alt element important, turnul de lansare (sau de serviciu), are inaltimi care pot depSsi 100 m, mai multe ascensoare si plat-forme de lucru si control, sisteme electrice de pompaj, canalizare, re-glaj, control si supraveghere; ele sint in functiune dupa ce racheta a fost dotatS cu sarcina sa utilS si instalata pe rampa de lansare. Exista turnuri de lansare rulante si turnante, unele deplasindu-se chiar cu ajutorul transportorului. Instalarea astronautilor se efectueazS dupa terminarea alimentSrilor rachetei, cu ajutoi^ul turnurilor de serviciu. Centrul de comanda, control si masuratori asigurS mSsurarea traiectoriilor rachetelor si a aparatelor spatiale, declansarea pro-gramelor, aparaturii si instalatiilor de la bordul acestora in timpul zborului sau in timpul simulSrilor efectuate la sol, toate tipurile de legSturi rachetS-satelit-sol, receptionarea transmisiilor de date telemetrice si transmiterea acestora la centrul de coordonare si calcul. In vederea sistematizSrii si prelucrSrii volumului mare de date si informa^ii, mai ales in cazul ope-rativ al obtinerii parametrilor care trebuie modificati la corectiile de traiectorii, centrul de comanda posedS linii automate de tratare a infor-matiei primite si centre de calcul; la acestea se adaugS instalatii de emisie-receptie a radiosemnalelor, an- tene si posturi de televiziune, statii de energie, aparatura de reglaj al timpului etc. Toate aceste statii sint legate la un centru comun de coordonare. Printre cele mai importante c. sint: Baikonur (U.R.S.S.), KSFC, MSFC, WTR (S.U.A.), Woomera (Australia), CSG (Guyana franceza), Kagoshima (Japonia). (F.Z*) cosmogonie, ramura de sinteza a as-tronomiei, care studiaza formarea corpurilor si a sistemelor de corpuri ceresti, precum si evolutia lor initials ; este inclusa formarea sistemului solar, a stelelor, a sistemelor stelare (inclusiv a galaxiilor), si, uneori, chiar a intregului uni vers (desi acesta constituie obiectul cos-mologiei). Ipotezele cosmogonice se sprijina pe cunostintele astronomice si pe legile fizicii, dar, datoritS extra-polarii in timp la stadii foarte inde-partate, nu au un caracter prea sigur si nu exista in prezent un acord unanim in privinta vreuneia din ele. C. stelara este intr-un stadiu mai elaborat si se refera la formarea stelelor prin condensarea gravita-tionala a materiei gazoase-pulveru-lente, interstelare (stelele tinere — nu-mite si protostele — fiind asociate in general cu nebulozitati). Primele eta-pe ale concentr&rii gravitationale sint mai greu de urmarit: ele presupun anumite conditii de temperaturS, de densitate, de presiune, de turbulentS. etc., a caror determinare nu este posibila intotdeauna. Procesul apro-pierii protostelelor de secventa principals prin contractie gravitationala a fost urmSrit printr-o serie de modele din ce in ce mai perfectionate, ti-nindu-se seama de convectie, de mo-dificarea opacitStii si aparij:ia echi-librului radiativ, de amorsarea pri-melor reac^ii termonucleare, de pier-derea de materie etc. Numai stelele cu mase mai mari de 0,07 — 0,09 Mq (Mq — masa Soarelui) ajung la secventa principals, cind toatS energia lor este produsS prin reactii termonucleare, cele mai putin masive sfirsind ca pitice negre. Prin calcularea drumu- COSMOGONIE 104 rilor evolutive stelare pentru citeva roiuri de stele tinere, s-au obtinut diagrame H-R in concordant^, cu valorile observate (stelele tinere sint situate deasupra si la dreapta secventei principale). Protostelele sint asociate, de obicei, cu globulele ne-gre, observate in unele nebuloase, sau cu obiectele Herbig-Haro (nodozitati nebulare). In prezent, stelele T Tau sint unanim considsrate drept stele aflate in stadii apropiate de intrarea in secventa principals.; de asemenea, se banuieste ca unele surse de radia^ii infrarosii si stele cu emisie pronuntata in infrarosu ar putea constitui cele mai probabile exemple de stele in formare. Uneori, cind norul proto-stelar este foarte dens, nu se recep-{ioneaza decit radiatia infrarosie pe care о emite acesta dupa, absorbtia luminii stelei centrale care s-a format. Cind concentrarea sub forma de disc a norului protostelar este intr-un stadiu avansat, se pot iden-tifica ambele emisii — a stelei si a norului. Cei mai multi astronomi sint de parere ca formarea planetelor este in general un proces auxiliar form&rii stelelor; in favoarea acestor ipoteze pledeaza §i distribujia de masa a componentelor de stele duble. Studiindu-se miscarea ondulatorie pe cer a unor stele, miscare cauzata de prezenta unor sateliti invizibili, apa-re evidenta existenta altor sisteme planetare; sistemul solar este totusi singurul mai bine cunoscut in prezent, iar c. sa sta la baza ipotezelor privind originea sa. Aceste ipoteze cosmogonice trebuie sa explice unele regularitati caracteristice sistemului solar, cum sint: 1) miscindu-se in acelasi sens (direct), plane tele descriu or bite aproape circulare in jurul Soarelui, situate aprox. in acelasi plan; rotatiile lor, ca si miscarile satelitilor lor, se efectueaza, cu mici exceptii, in acelasi sens; 2) cea mai mare parte a masei sistemului solar este concentrate, in Soare, planetelor revenindu-le numai 1/750 din aceastS mas&; 3) planetele apropiate de Soare — respectiv Mercur, Venus, P&mintul si Marte — au mase mici, densitSti mari, un numar mic de sateliti si rotatii mai incete, pe cind celelalte planete (cu exceptia lui Pluto) au mase mari, densitati mici, rotatii mai rapide si mai mul£i sateliti; 4) cu toatS masa lui preponde-renta, Soarele nu poseda, decit 2% din momentul cinetic al sistemului, care revine in cea mai mare parte planetelor; 5) depart3,rile planetelor de Soare satisfac legea Titius-Bode, distanta unei planete de Soare fiind aprox. media distantelor planetelor саге о incadreaza; 6) in jurul planetelor s-au format, in general, sisteme de sateliti, in care se observa, unele regularitati analoge cu cele ale sistemului solar. Teoriile (sau ipotezele) cosmogonice planetare se incadreaza, in doua mari categorii: teorii nebulare turbulente, care incearca sa explice formarea planetelor odata cu a Soarelui dintr-o nebuloasa originara, si teorii catastrofice care, pentru a explica formarea planetelor dupa aceea a Soarelui, pun in joc о ciocnire, о trecere apropiata, a doua stele, о explozie de nova etc. Printre primele teorii cosmogonice stiintifice se nu-mara teoria meteoritica a lui I. Kant (1755), care afirma ей Soarele si planetele s-au format prin concentrarea gravitationala a unui nor de mici particule (meteori), ce se depla-sau la intimplare. Rotatia norului a dus la turtirea lui si la formarea unor corpuri mai masive prin apropie-rea particulelor cu acelasi sens de miscare. Aceasta teorie nu explica modul in care miscarea dezordonata, intimplatoare a particulelor se trans-forma, intr-o miscare de rotatie a norului, repartizarea inegala a mo-mentului cinetic intre Soare si planete, formarea corpurilor mari din corpurile meteorice mici etc. Independent de Kant, P.S. Laplace a emis о teorie nebulard (1796), potrivit careia о masa gazoasa in rotatie, turtindu-se odata cu cresterea vitezei sale de rotatie, pierde succesiv inele de mate-rie, din care iau nastere planetele (cele mai indepartate de Soare inaintea celor mai apropiate); nici astfel nu se 105 COSMOLOGIE explica repartitia momentului cine-tic in sistem. J. H. Jeans a emis о teorie catastroficd, dupa care plane tele s-au format dintr-o imensa protu-beranta de materie solara produsa datorita atractiei unei stele care a trecut prin apropierea Soarelui. Acesta este insa un fenomen foarte putin probabil si nu poate explica pro-cesul de condensare a protuberantei in planete si nici repartitia momentului cinetic intre Soare si planete. In ultimii ani au fost elaborate numeroase teorii cosmogonice, cum sint: teo-ria de turbulenta a lui C.F. Weizsac-ker (1944), teoria captarii norului protoplanetar a lui O.I. Schmidt (1944), teoria nebulara a lui V.G. Fesenkov, teoria lui G. Kuiper, teoria lui W. H. Me Crea, teoria lui H. C. Urey, teoria lui H. Alfven etc. О trasatura comuna a teoriilor cosmogonice mo-derne este aceea ca nu se limiteaza la conceptiile mecaniciste, ci au un ca-racter fizic pronuntat. Astfel, in multe teorii actuale rotatia inceata a Soarelui este explicata prin actiu-nea cimpurilor magnetice, care au un efect de frinare, si prin transferul momentului cinetic de la Soare la planete. In alte teorii, se considera ca protoplanetele initiale au fost mult mai masive ca planetele formate in final, masa pierduta de sistem explicind repartitia inegala a momentului cinetic. (C.P.) cosmografie, stiinta care se ocupa cu descrierea corpurilor ceresti si a fe-nomenelor astronomice, fara a intra in teorii explicative utilizind for-mule matematice. Constituie о denu-mire depasit§,, folosita in manualele vechi de astronomie. (C.P.) cosmologie, ramurS, de sinteza a astronomiei, care studiaza structura si evolujia universului in ansamblu. Se bazeaza pe datele ob^inute in astronomia extragalactica, pe cunos-tintele §i teoriile fizice privind na-tura spa^iului, timpului si gravita-tiei, ca si pe unele ipoteze cu carac-ter general filozofic. C. a avut ini- tial un caracter cinematic predominant, in ultimul timp accentuindu-se aspectul ei fizic. Ea trebuie sa ras-punda la unele intreb&ri asupra ca-racterului euclidian sau neeuclidian al spatiului, asupra caracterului fi-nit sau infinit al spatiu-timpului, asupra continu3,rii la nesfirsit a expansiunii sau inlocuirii ei prin contractie etc. Modelele cosmologice trebuie sa explice unele paradoxuri, cum sint: de ce nu este luminat cerul nocturn (paradoxul lui Olbers, 1826), de ce acceleratiile §i vitezele nu sint infinit de mari si cu directii nedeterminate, intr-un uni vers infinit avind densitatea diferite de zero (paradoxul gravitational Seeliger-Neumann, 1895), de ce universul, daca are о virsta infinitcl, n-a ajuns la „moartea termic3.f< (paradoxul tert-modinamic) etc. De asemenea, ele trebuie sa corespundS, legilor cunoscu-te ale fizicii si sa interpreteze datele de observatie privind expansiunea metagalaxiei, numarul de galaxii si radiosurse, densitatea medie a ma-teriei in univers, existenta radiatiei termice centimetrice izotrope de 3 K, proportia in univers a heliului, a deu-teriului etc., formarea elementelor chimiCe in natura, virsta stelelor bcLtrine etc. Aproape toate modelele cosmologice pornesc de la princi-piul cosmologie al omogenita^ii si izotropiei (Einstein, 1917), potrivit caruia aspectul universului este acelasi din orice punct al spatiului ar fi observat (Galaxia neavind о pozi^ie privilegiata). Prin extinderea aces-tui principiu, s-a postulat ca aspectul observat al universului nu se schimba in timp, astfel s-a ajuns la princi-piul cosmologie perfect; potrivit aces-tui principiu, materia s-аг naste din spatiu pe masura ce universul se extinde, densitatea sa raminind Constanta. Astfel, din 1948 a fost dez-voltat de catre H. Bondi, T. Gold, F. Hoyle s.a. modelul cosmologie stationar (steady-state) ; acest model a fost infirmat de numaratorile de radiosurse extragalactice, de variatia constantei Hubble cu distanta COSMOLOGIE 106 si de descoperirea radia^iei termice centimetrice izotrope de 3 K. In aceste conditii, cei mai multi astro-nomi considera ca universul evo-lueaza in timp (caracteristicile sale — — densitatea, presiunea etc. — va-riind) si ca el a trecut cel putin о data printr-o situatie de densitate foarte mare si temperatura foarte ridicatS,. Cele mai multe modele cosmologice moderne se bazeaza pe teoria rela-tivitatii generalizate, о parte a ca-racteristicilor lor putind fi reg&site in cosmologia newtoniana. Aceste modele pornesc de la elementul liniar riemannian al continuumului cva-dridimensional spatiu-timp, verificind principiul ofnogenit&tii si izotropiei (Robertson-Walker, 1935), din care se deduce imediat legea deplasarii spre rosu a lui Hubble; ele contin raza R de curbura a spatiului tridimensional, exprimata in functie de timpul t si un parametru k (+1, 0, —1), ce caracterizeaza natura Spatiului (eliptic, euclidian, hiper-bolic). Modelele se deosebesc dupa forma functiei R(t) si dupa valoarea parametrului k. Expresiile coeficien-tilor din elementul metric fundamental se stabilesc pe baza ecuatiilor cimpului din teoria gravitatiei; pentru a g&si un model stationar finit al universului, Einstein a introdus (1917) constanta cosmologica X (X > 0 echi-valind cu о forta de respingere, care se opune gravitatiei), cele doua ecuatii diferentiale fiind: 2 d2R R d t2 (JL dRY kc2 — [r dt ) R2 ” SnG p + c2X M dRy kc' \R dt I ■— = pH c2X, R2 3 3 in care с este viteza luminii, p presiunea, iar G constanta gravitatiei. Pentru diferite valori ale lui X (negative,, nula sau pozitivS,) si ale lui k (+1, 0, — 1), se obtin 9 variante. corespunzind unor modele diferite: in expansiune sau oscilante, des-chise sau inchi se. Modelele cu X = 0 au fost elaborate de A.A. Friedman ince in 1922, ele presupunind о singu-laritate originara; ulterior, G. Le-maitre a elaborat (1927) modelele cu X > 0, care implies, prezen^a unei forte de respingere ce se opune gravitatiei, evitind astfel ipoteza singula-ritatii originare. Inca din 1917, W. de Sitter a gasit о solutie a problemei cosmologice intr-un spatiu fara ma-terie in care metrica este functie de timp, prezicind о deplasare spre rosu proportionals cu distanta (inain-te ca aceastS, deplasare sa fie pusa in evidentS. prin observatii). A. S. Ed-dington a aratat (1930) ca, modelul stationar al lui Einstein nu este sta-bil. In prezent se apreciaza, valoarea constantei cosmologice foarte mica (| X | < 10"65 cm-2); de aceea modelele Friedman sint in general pre-ferate. Aceasta indica о singulari-tate in trecut a universului care, pentru constanta lui Hubble H = = 55 km/(s • Mpc) si parametrul de decelerare I = (*■ ^») % + 1, s-a petrecut acum 10 miliarde ani, iar pentru H = 55 km/(s*Mpc) si q0 = 0, acum 18 miliarde ani. Teoria aceasta, a marii explozii (Big Bang), este in concordanta cu alte date de observatie (ex. radiatia centimetrica de 3 K) si nu contrazice nici determinarile teoretice privind virsta celor mai batrine stele, de-terminS,ri bazate pe evolutia stelelor si virsta dedusa din dezintegrarile elementelor radioactive. Valorile den-sitatii medii a materiei in univers si ale parametrilor de decelerare qQ nu sint destul de bine cunoscute in prezent pentru a se putea afirma daca spa^iul este euclidian sau nu si daca expansiunea va continua mereu. Ur-meaza ca observa^iile asupra densi-tatii medii a materiei in univers §i variatiei constantei lui Hubble H cu distanta, ca si numaratorile de ra-diosurse extragalactice sa stabileasca, 107 COSMOS modelul optim al evolutiei viitoare a universului. Tendinta actuala este ca, depasindu-se limitarea la considerate geometrice si cinematice ge-nerale, sa se apeleze tot mai mult la date fizice (radiatia centimetrica izo-tropa, quasari, producerea heliului, deuteriului etc.). Modelul universului stationar, potrivit caruia, pe ma-sura extinderii universului, materia ia nastere in spatiu (prevazindu-se astfel о densitate constanta), este in general parasit. Modelele cosmologice trebuie sa fie fundamentate pe date de observatie, altfel ele devin simple speculatii. (C.P.) cosmonaut—> astronaut cosmonautica —► astronautica cosmonava—> nava spatiala cosmos 1. Univers (v.). 2. Spatiul cosmic (v.) im-preuna cu toate obiectele ceresti pe care le contine. Termenul a fost in-trodus de vechii greci pentru a de-semna un sistem organizat de distributee a materiei, in opozitie cu haosul; el a capatat о larga raspin-dire dupa lansarea in U.R.S.S. (1957) a primului obiect ceresc artificial. Odata cu lansarea navelor spatiale pilotate £i a statiilor automate, au fost introduse notiuni inca insuficient definite, cum sint: c. apropiat si c. indepartat, in functie de inaltimea zborului spatial in raport cu Pamin-tul, a micsorarii atractiei terestre etc. (G.S.) Cosmos, serie de sateliti artificiali (v.) ai Pamintului lansati de U.R.S.S. incepind de la i6 mart. 1962; pina in prezent au fost plasa^i pe orbita peste 700 sateliji din aceasta serie. In cadrul programelor de cercetari cu satelitii C. au fost incluse; studiul fluxurilor de particule electrizate de origine cosmica, al propagarii radioun-delor, al radiatiei cosmice, al centurilor de radiatii Van Allen, al cimpului magnetic planetar si interplanetar, al radiatiei solare, al atmosferei inalte si al ionosferei, solutionarea trep-tata a unor probleme de tehnica si tehnologie astronautica, experimen-tari de cabine si sisteme spatiale, testari ale unor operatiuni tehnice si biomedicale, proprii unor anumite categorii de vehicule spatiale (ex. cuplari de aparate spatiale automate ; utilizarea si eficienta ecluzelor pentjru iesirea in spatiul cosmic; o-rientarea, dirijarea si controlul dife-ritelor nave spatiale; verificarea sistemelor de supravietuire, a mijloa-celor tehnice, tehnologice si de apa-ratura de bord, a sistemelor teleme-trice, radio, radar etc.). Altitudinea orbitelor satelitilor C. a variat de la 150 la 10 000 km, iar inclinarile a-cestor orbite sint variate. Satelitii au fost lansati unui sau mai multi cu aceeasi racheta purtatoare; de asemenea, ei au fost partial recupera-bili, in dotarea lor intrind baterii solare, chimice sau cu izotopi ra-dioactivi. Cu ajutorul satelitilor C. s-au realizat о serie de premiere astro-nautice: telecomunicatii cu maser (C. 97); record de durata in spatiul cosmic pentru animale de experienta (С. 110); prima intilnire automata a doua vehicule spatiale pe orbita (C. 186 si 188); prima jonctiune automata pe orbita (C. 212 si 213) etc. Racheta lansatoare sovietica a satelitilor C., cu douS, etaje reactive, are primul etaj do tat cu motoare RD-214, cu forta de tractiune de 74 000 daN (comburant: acid azotic; carbu-rant: hidrocarburi); al doilea etaj reactiv utilizeaza un motor RD-119, avind forta de tractiune de 11 000 daN (comburant: oxigen lichid; car-burant: dimetilhidrazina asimetrica). Racheta are lungimea de 30 m, diametrul de 1,65 m si о greutate de start sub 70 000 daN. Separarea sa-telitului (satelitilor) de ultima treap-t£. reactiva se face in momentul pla-s§.rii acestuia (acestora) pe orbita. Pe satelitii seriei C. au fost montate aparate stiintifice de mare diversi- COSPAR 1G8 tate, printre care figureaza: un spec-trofotometru pentru studiul distri-bu^iei energiei in spectrul de emisie termicS, a Pcimintului (pe lungimile de und& de 7—20 p, si 14 — 38 p.); un spectrometru in ultraviolet (220 — 310 nm) cuplat cu un calorimetru pentru studierea radiatiei solare; sonde Langmuir pentru studiul fluxuri-lor de electroni; detectori pentru studiul particulelor electrizate de mare energie; un telescop cu triple coincident^ adaptat contorilor Geiger-Мй11ег, pentru detectarea electronilor (2 MeV) si a protonilor (20 MeV) ;' magnetometre protonice pentru ma-surarea cimpurilor magnetice'de 14,4 si 44 A/m; aparatura pentru studii geofizice (ex. m&surarea luminozita-tii cerului in ultraviolet).; aparate de cercet&ri biomedicale, camere de io-nizare, containere pentru studii bio-logice etc. Indicative aparaturii de masura de la bord sint convertite in semnale radio care, prin sisteme te-lemetrice multiple, cu mare capacitate de informatii, sint transmise statiilor terestre; aparatura de bord este, de regulS,, comandata prin tele- comenzi de pe sol sau prin progra-marea corespunzatoare a calculato-rului de bord inainte de start. Pentru stabilirea pozitiilor succesive discrete ale unui satelit C. pe orbita, se foloseste un ansamblu electronic de bord, ale Cclrui indicatii sint retinute de memoria acestui calculator. (F.Z. ) COSPAR (Committee on Space Research), comitet stiintific international pentru cercetarea spatiului cosmic cu ajutorul rachetelor si satelitilor artificial!. A luat fiinta in anul 1938, in cadrul Consiliului international al uniunilor stiintifice ICSU (international Council of the Scientific Unions). Are 7 grupe de lucru si tine anual adunari generale si simpo-zioane. Se осирй de problemele sfiin-tifice legate de explorarea cosmosului si de unele aplica^ii ale acestora in meteorologie si teledetectia resurse-lor terestre. Romania participa la C. din 1964. (C.P.) costum spatial, complex vestimentar etanseizat (fig. 50), intrebuin^at in ca-bina navei spatiale de personalul na- Ranita pilottilui lunar „апЦа comandantu|ui Fig. 50 109 CROMOSFERA vigant pentru asigurarea conditiilor fiormale de viata si activitate in timpul zborurilor spatiale, prin men-tinerea unui microclimat corespun-zind unor anumite limite de presi-uni, temperaturi, umiditAti etc. In cazul iesirii in vidul cosmic sau pentru descinderea pe suprafata altor astri, astronautii folosesc scafandre spatiale, independente de instalatiile cabinei cosmice. C.s. este compus dintr-un combinezon etans si suplu, о casca ermeticA cu structura rigida si vizor transparent, incaltari si ma-nusi ermetizate. In functie de modul de ventilare si aprovizionare cu oxigen, se disting c.s. cu ventilatie de la о sursa de aer comprimat sau cu regenerare de la sistemul respectiv al cabinei cosmice. (F.Z.) Cowling, Thomas George (n. 1906), matematician si astronom englez. Cercetari de astronomie, magnetohidro-dinamica si astrofizica teoretica. A dezvoltat teoria cinetica a gazelor. Op. pr.: The Mathematical Theory of Non Uniform Gases (impreuna cu S. Chapman), 1936; Magnetohydro-dynamics, 1957. (E.T.) Crab v. Taurus Crater (Cnpa), constelatie (v.) situata la sud de ecuatorul ceresc. Este vizibila din Romania in timpul pri-maverii, in apropierea orizontului. Cuprinde stele putin stralucitoare, cu magnitudinea aparenta mai mare de 4. (G.S.) crater meteoritic v. meteorit crawler—» transporter crepuscul, perioada de tranzitie di-nainte de rasaritul Soarelui sau dupa apusul lui, in timpul cAreia intuneri-cul nu este complet. Desi Soarele se afla sub orizontul locului, razele sale mai lumineazA straturile superioare ale atmosferei, iar difuzia luminii, produsa de moleculele $e aer si de aerosolii atmosferici, creeaza aceastA perioada de semiintuneric. Durata c. intr-un anumit loc depinde de latitudine si de inclinarea fat& de ori-zont a traiectoriei aparente a Soarelui (declinatia Soarelui). Inceputul c. de dimineata, ca si sfirsitul c. de seara, se definesc in mod conventional. In functie de aceste definitii, exista: c. civil, care incepe (c. de dimineata) si se sfir?este (c. de seara) in momentul cind Soarele se aflA la 6° sub orizont si dispar (dimineata) sau apar (seara) la zenit stelele de magnitudine aparenta 1, sfirsindu-se odatA cu rasciritul si, respectiv, in-cepind odata cu apusul Soarelui; c. astronomic care incepe dimineata (c. de dimineat&) si se sfirseste seara (c. de seara) in momentul cind Soarele se afla la 18° sub orizont si dispar (dimineata) sau apar (seara) la zenit cele mai slab stralucitoare stele vi-zibile de pe bolta cereascA (de magnitudine aparenta 6), sfirsindu-se odata cu rasaritul si, respectiv, incepind odata cu apusul Soarelui. La acele latitudini pentru care distanta zeni-talA a centrului Soarelui, in momentul trecerii inferioare a acestuia la meridianul locului, este mai mica de 108°, dar mai mare de 90°50/, c. dureaza toata noaptea. Astfel se produc asa-numitele nopti albe, spre ex. la Leningrad, in lunile iun. si iul. In Romania c. de dimineata poarta de-numirea de aurora, iar cel de seara — de amurg. (G.S. ) Crommelin v. cometa % cromosfera, strat al atmosferei solare sau stelare, situat deasupra fotosferei. Г. solara are grosimea de c. 10 000 km si este vizibila in timpul eclipselor totale de Soare ca un cerc ro§u. Observata pe discul solar, in afara eclipselor, c. are un aspect flocular, organizat in elemente luminoase mai dense, in retele de elemente diferind ca dimensiuni, mi^cari si durate, neo- . mogenitatea fiind о caracteristica e-sentiala a c. In prezent, ea poate fi urmarita in mod continuu, cu CRONOGRAF 110 ajutorul spectroheliografelor si a fil-trelor monocromatice cu banda de transmisie cu largimea de c. 0,1 nm. Temperatura sa atinge о valoare minima de c. 4500 К la citeva sute de kilometri deasupra fotosferei, pentru ca apoi sa creasca cu inal|imea (odata cu sc&derea densitatii), atin-gind citeva zeci de mii de grade in partea superioara, din imediata veci-natate a coroanei. Spectrul c. a fost observat in timpul eclipselor totale de Soare, cind spectrul fotosferei, format din linii de absorbtie, este inver-sat pentru citeva zeci de secunde (cit dureaza suprapunerea Lunii peste discul Soarelui) cu un spectru de emisie denumit spectru fulger. Pe fo-tografiile monocromatice ale c. in li-nia hidrogenului Ha si in liniile H si К ale calciului ionizat Ca II se observa mici formatiuni luminoase — spiculele (v.), care apar si dispar continuu, durata lor medie de viata fiind de c. 5 min. Ele nu sint distribute uniform, la fel cu granulatia fotosferica, ci se concentreaza de-a lungul liniilor ce corespund retelei de supergranulatie. Formate dintr-un gaz relativ rece si dens, cu temperatura T = 104 К si densitatea elec-tronica Nc = 1012 electroni/cm3, a-cestea se ridica in coroana mai fier-binte si mai putin densa (T = 105 — —. 106 K, Ne = 1010 electroni/cm3). Stratul subtire intermediar din partea superioara pare sa fie responsabil de emisia din domeniul ultraviolet, in timp ce materia mai densa si mai rece din spicuia prezinta liniile de emisie ale Ca II si liniile seriei Balmer din domeniul vizibil al spectrului hidrogenului. In lungul axei spiculei este concentrat un cimp magnetic slab (cu intensitatea de 800 — 2 400 A/m). In afara spiculelor, pe imaginea mo-nocromatica a c. se pot observa unele formatiuni intunecate — fila-mentele — si luminoase — faculele; acestea din urma sint concentrate mai ales in regiunile active, in care apar si eruptiile cromosferice, pro-tuberantele etc., in strinsa legatura cu ciclul activitatii solare (v.) de 11 ani. In domeniul radio, c. prezinta emisii de unde centimetrice. (E.T. ) cronograf, aparat inregistrator, utili-zat pentru determinarea exacta a timpului. La c. vechi, cu penita, pe banda de hirtie se inregistreaza con-comitent atit marcarea secundei (sca-la de timp), cit si momentul produ-cerii unui fenomen. La c. moderne, imprimante, pe banda de hirtie se imprima direct momentul producerii fenomenului. (G.S.) Crucea Nordului—> Cygnus Crux (Crucea), constelatie (v.) mica (fig. 51) din emisfera sudica a ceru- lui, situata in vecinatatea polului sud si traversata de Calea Lactee. Sin. Crucea Sudului. Nu poate fi observata din Romania. Cele patru stele mai straiucitoare ale sale sint asezate in forma de cruce; dintre ele, trei au magnitudinea aparenta 1,5, iar doua sint stele duble. (G.S.) CSG (Centre Spatial Guyanais), complex de lansare francez, destinat lan-sarii unor rachete spatiale meteoro-logice, geofizice etc.; construit in Guyana franceza, intre riurile Sin- Ill curbA namary si Kourou (pe о suprafata de 1000 km2), C. a fost partial dat in folosinte in 1968, odata cu lan-sarile rachetelor geofizice de tip Ve-ronique. In 1970 la C. a avut loc prima lansare a unei rachete franceze de tip Diamant В; fiind plasat aproa-pe de ecuator (5° latitudine nordica), C. este foarte util pentru lansarea satelitilor pe orbite ecuatoriale. (F.Z'.) cuadrant (cvadrant)—> quadrant cuadratura v. configuratie astrono-mica culminate, fiecare din cele doua punc-te situate in planul meridian al locului de observatie, in care se afl& un corp ceresc avind cea mai mare inaltime deasupra sau sub orizontul locului de observatie; aceste puncte se numesc: de c. maxima si, respectiv, de c. minima. In cazul stelelor circumpolare, ambele puncte sint situate deasupra orizontului locului. (G.S. ) Cupa—► Crater cuplare —► jonctiune cupola, constructie in forma de emisfera, sprijinita pe о funda^ie rotunda, care adaposteste instrumentele astronomice, astfel ей acestea pot fi in-dreptate spre eer in orice directie. C. se poate roti in jurul axei sale verticale si prezinta о deschidere extinsa intre marginea sa inferioara pina dincolo de mijlocul convexite-tii, care se poate inchide cu trape ce culiseaza lateral sau in sus si in jos. Dimensiunile unei c. sint determinate de cele ale instrumentului astronomic; c. mari au diametrele de 15— 20 m, cea mai mare fiind aceea de pe muntele Palomar, cu diametrul de 42 m. Lunetele de dimensiuni mai reduse sint adapostite in cladiri al caror acoperis se poate inchide sau deschide. (G.S.) Cuptorul —> Fornax curba de crestere, reprezentare gra-fica a relatiei de dependenta dintre largimea echivalenta W a unei linii spectrale si numarul N de atomi care au contribuit la formarea liniei. De-pinde de linia spectrala а1еазй si de modelul de atmosfera, construindu-se numai in ipoteza echilibrului termodinamic local. In general, graficul (fig. 52) se traseaza considerind pe or donate logaritmul raportului Wj A (unde A este lungimea de unda) si pe abscisa logaritmul produsului Nf (unde / este forta oscilatorului). In cazul atmosferelor stelare, c. de c. contine trei portiuni distincte: in prima, se constate о variatie liniate, iar linia spectrate este fina, prezen-tind numai о largire Doppler; a doua consta dintr-un palier cores-punzator satuterii liniei, ce incepe cind numarul de atomi atinge о anu-mita valoare, dependenta de temperatura gazului stelar (cu cit este mai mare temperatura, cu atit este mai mare numarul de atomi capabili sa absoarM radiatia); in a treia, Wj\ variazй proportional cu (Nf)2, linia de absorbtie prezentind о largire da-torata atenuarii radiatiei. Pentru о anumite stea, se studiaza c. de c. pentru liniile multipletilor unui anu-mit element; construind c. de c. pentru mai mulfi multipleti ai ace-luiasi element, se poate deduce temperatura de excitare. Comparind c. de c. pentru liniile a doi atomi dife-riti, se poate obtine abundenta re-lativa a elementelor respective in atmosfera stelara considerate. (E.T. ) curba de luminA, curba reprezentind variatia in timp a stralucirii unui astru. La stelele duble cu eclipsa aceaste curba prezinta douй mini-me diferite, corespunzind celor doua eclipse ale stelelor din sistemul binar. Din studiul ei detaliat, se pot obtine informatii asupra elementelor orbi-tei si geometrice ale stelelor, ca si asupra unor parametri fizici stelari. La stelele cu pulsatii, modelul teo- CURCUBEU 112 - - v \/ V V/ V \/ V\/ ■\\ 11 ■ ■ ■ ■ ■ ■ Fig. 52 retic elaborat prin calcul trebuie sa explice caracteristicile c. de 1. Dupa categoria stelelor variabile (v.) considerate, c. de 1. poate fi periodica sau neperiodica, dar poate prezenta si о variatie continuS in timp. (E.T.) curcubeu, fenomen optic din atmosfera, produs de refractia, reflexia to-tala si dispersia luminii solare in picaturile de apa din atmosfera te-restra, apSrind numai in partea opu-sa Soarelui (fafa de pozifia observa-torului) sub forma unui arc luminos in toate culorile spectrului. (G.S.) Curea, Ion (1901-1977), astronom roman, prof. univ. la Timisoara. Lu-crari de astronomie si seismologie. A infiintat Obs. si Statia seismologies din Timisoara, pe care le-a in-zestrat cu numeroase aparate de constructie proprie. (G.S.) curent meteoric, grup de particule rotindu-se in jurul Soarelui pe о orbita care intersecteaza planul eclip-ticii intr-un punct apropiat de orbita Pamintului. Sin. roi meteoric. In miscarea sa de translate anuala (cu viteza de 30 km/s), Pamintul poate intilni astfel de particule (fig. 53) care, intrind in atmosfera sa, vor fi vazute de un observator ca un roi Fig. 53. Sectiune prin traiectoria unui curent meteoric; 1, 2, 3 reprezin-ta pozitiile succesive ale Pamintului intre inceputul si sfirsitul vizibilitatii curentului. de stele cazatoare (ploaie de stele); traiectoriile acestora, prelungite prin -tr-un efect de perspectiva in sens opus deplasarii lor, diverg de la un sin-gur punct numit radiant, de coor-donate asociate stelei in^dreptul ca-reia este situat pe cer. In realitate, 113 Tabelul 9, Curenti meteorici CURENT Radiantul Maximul Curentul de acti- Viteza Nr. de mete- Cometa meteoric a P vitate km/h ori pe ora asociata quadrantide 232° + 50° 3 ian. 41 40 1 virginide 190 0 20 mart. 31 lyride 274 + 34 21 apr. 48 12 1861 (That¬ cher) 73 aquaride 336 0 4 mai 64 20 1910 II (Hailey) 0 cetide 28 -4 19 mai 37 20 arietide 45 +23 7 iun. 38 60 P tauride 87 +20 28 iun. 31 30 1961 I (En- (draconide) cke) 308 -10 1 aug. 23 5 1954 III capricornide (Honda-Mr- kos Pajdu- sakova) 46 + 58 11 aug. 60 50 1862 III perseide (Swift-Tut- tle) 263 + 54 9 oct. 23 (1933) 1946 V giacobinide (Giacobini- 20 000 Zinner) 1000 (1946) orionide 95 + 15 20 oct. 66 25 1910 II (Hailey) tauride aus- 53 + И 5 nov. 28 15 1961 I trale (Encke) tauride 57 + 22. 10 nov. 29 <5 boreale bielide (an- 24 + 44 14 nov. 5000- 1000 1852 III dromedide) 16 (Biela) (1872, 1885) leonide 152 +22 16 nov. 72 (1883) 1866 10 000 (Tempel) 1000 (1867) geminide 113 + 32 13 dec. 35 50 urside 217 + 80 22 dec. 34 15 1939 X (Tuttle) CURENT 114 Fig. 54 meteorii component! se misca pe orbite paralele si tot pe traiectorii paralele sos'esc si in atmosfera te-restra, viteza lor aparenta fiind obti-nuta prin compunerea vitezei lor pe orbita cu viteza Pamintului. Unii c.m. cu orbitele in vecinatatea Soarelui se pot observa doaj in cursul zilei prin metode radar. In miscarea sa pe orbita, Pamintul intilneste c.m. in aceleasi zone, maximul lor de activitate situindu-se intr-o anu-mita perioada de timp (v. tabelul 9). Acesti c.m. poarta denumirea con-stelatiei sau a stelei in dreptul ca-reia este situat radiantul lor (ex. lyride, perseide, yj aquaride, (3 tau-ride etc.). G. Schiaparelli a aratat ca unii c.m. au orbite foarte apropiate de cele ale unor comete perio-dice (ex.: bielide — cometa Biela, gia-cobinide — cometa Giacobini-Zinner). (E.T.) curent stelar, grup de stele care se misca sistematic intr-o anumita direc^ie. Sin. curent de stele. Se deosebesc doua feluri de c.s.: locale, in care toate stelele grupului executa о miscare rectilinie paralelS, si au viteze egale in spa^iu (ex. Hyade); statistice, in care se admit anumite miscari pre-ferentiale ale tuturor stelelor dupa vitezele si directiile lor in spatiu (de-oarece nu toate directiile au frec-vente egale). (G.S.) Cygnus (Lebada), una dintre cele mai cunoscute constelatii (v.) (fig. 54) din emisfera nordicS, a cerului, traver-sata de Calea Lactee. Este vizibila din Romania vara si toamna. Cele sase stele mai str5,lucitoare ale sale formeaza о cruce, care m&soara 21° in in3,ltime si 15° in latime; de aceea, i se mai atribuie si denumirea de 115 CYGNUS Crucea Nordului. Cea mai strSJuci-toare stea — Deneb (v.) — se afla in virful crucii, c&reia ii urmeaza, dupa magnitudine, steaua Albireo (v.) — — situata la baza crucii. Constelatia este foarte bogat& in nebuloase difuze (ex. Voal) si planetare, ca si in roiuri, continind si stelele variabile neregulate prototip S'S Cygni si P Cygni. Tot in C. se afla si celebra stea dubl& stralucitoare 61 Cygni care, datorita miscarii sale proprii mari — de 5",2 pe an —, isi schimba intr-un mod vizibil pozitia fatS, de celelalte stele (precum si о presu-pusa gaura neagra, C.X1). Departarea reala dintre cele doua componente ale sale este de c. 82 UA (aproximativ egala cu dublul distantei medii dintre Pluto si Soare); steaua secundara are un satelit invizibil. La c. 4° spre vest de steaua у se afla C.A, una din cele mai puternice radicsurse de pe intreg cerul. (G.S.) D ID aim аса, Victor (1892— 1969), astro-nom roman. In 1943 a descoperit '«doua comete cu ajutorul unui bi-noclu (comcta D. 1943 с si cometa Van Gent-Peltier-D. 1944). Cercetari «de astrometrie fotografica. (G.S.) Dalta—> Caelum Danjon, Andre (1890—1967), astro-3iom francez, prof. la Univ. din Strasbourg si din Paris; dir. al Obs. vdin Paris. Presed. al UAI (1955— 38). A inventat astrolabul cu prisma (astrolabul D. ) si alte instrumente ^pentru masurarea timpului, deplas&-Tii polilor si neregularitatilor miscarii de rotajie a Pamintului. A efec-"tuat numeroase studii asupra plane-"telor Venus si Mercur. Op. pr.: Lunettes et telescopes, 1935; Astronomie generate, 1953. (E.T.) Davida v. asteroid D’Azambuja, Lucien Henri (1884 — 1970), astronom francez, pionier in cercetarile solare. A pus in functiu-ne spectroheliograful, impreuna cu H.A. Deslandres (care-1 inventase), la Obs. din Meudon. Contributii la studiul activitatii solare si al structurii cromosferei (filamente cromo-sferice). (E.T.) declinatie (8), una din coordonatele astronomice (v.) orare sau ecuatoriaje, reprezentata prin unghiul (pozitiv spre nord si negativ spre sud) cuprins intre directia spre astru si planul ecuatorial ceresc. (G.S.) declinatie magnetica (D), unghiul dintre planul meridian magnetic (de-finit de direc^iile acului magnetic si verticalei locului) si planul meridian geografic. (E.T.) decompresiune, proces de micsorare rapida a presiunii statice din cabina unui vehicul spatial, ca urmare a pierderilor necontrolate de gaze din cauza lipsei de etanseitate. Aso-ciat unei cresteri a volumului gaze-lor din organism (in special azot), sindromul de d. are ca prime mani-festari dureri de articulatii, ameteli, transpiratie abundenta, paliditate. Iii final el poate provoca efecte fizio-logice grave, ca traumatisme pulmo-nare, accidente ale aparatului circulator etc. (F.Z.) decontaminare, eliminare a oricaror microorganisme din microclimatul cabinei spatiale, care ar putea fi trans-portate de pe Pamint pe alte corpuri ceresti sau invers, modificind astfel echilibrul biologic din natura. Se realizeaza prin lichefierea urmata de vaporizare a componentilor ga-zosi ai microclimatului respectiv sau prin „spalarea" cu azot lichid a son-delor spatiale destinate sa aterizeze pe un alt corp ceresc decit Pamintul si prin pastrarea lor in inp2,peri vidate sau in care este о atmosfera sterili-zat&. Costumele astronautilor^ precum si toate corpurile ce au fost trimise si au revenit de pe Luna, au fost initial decontaminate. De asemenea, d. a fost efectuata si asupra mediului gazos al incaperilor unde s-a realizat 117 deplasare: carantina astronautilor care au facut parte din echipajele misiunii Apollo. (F.Z.) decuplare v. jonctiune deferent v. teoria epiciclelor deflector de flacari, ansamblu de instalatii care protejeazct platforma de lansare a unei rachete de actiunea distructiva a jeturilor de flacari ale motoarelor. J eturile se deviaza in direc-tii unde nu afecteaza platformele si instalatiile. De asemenea, se reduce intensitatea si zgomotul jeturilor da-torita fenomenului de ejectie, se di-vid j eturile principale in mai multe jeturi secundare avind actiuni mai putin periculoase etc. Constructia d. de f. depinde de: parametrii jetului, puterea motoarelor, constructia aju-tajelor reactive, organizarea platfor-mei de lansare, starea terenului, directia vinturilor dominante etc. (F.Z. ) Deimos, satelit (v.) a planetei Marte (v.). (E.T.) De Jager, Cornelis (n. 1921), astronom olandez, prof. la Univ. si dir. al Obs. din Utrecht. Contributii la studiul spectrului solar, al structurii si dinamicii atmosferei solare, al erup-tiilor solare, precum si al spatiului cosmic. Op. pr.: Structure and Dynamics of the Solar Atmosphere, 1959; Solar Flares and Space Research, 1969. (E.T.) Delambre, Jean-Baptiste {17491822), astronom francez. Contributii la studiul mi^dirii planetelor §i a satelitilor lui Jupiter. A masurat arcul de meridian dintre Dunkerque si Barcelona, pe care 1-a folosit pentru deter-minarea lungimii metrului, si a pus in evident^ turtirea P&mintului la poli. (E.T.) Delaunay, Charles-Eugene (1816— 1872), astronom francez, prof. la Univ. si dir. al Obs. din Paris. Contributii in mecanica cereasc&. A cer- cetat sistemul solar, elaborind teoria, analitica a misc&rii satelitilor si efec-tuind determinari precise ale prece-siei echinoxurilor, perturbatrilor planetei Uranus, inegalitatilor lunare^ distantei Soare-Pammt. A studiat ma-reele oceanice. Op. pr.: Memoire sur la theorie des marees, 1844; Nouvelle-theorie analytique du mouvement de Ice Lune, 1860-67. (E.T.) Delphinus (Delfinnl), constelatie (v.) situata la nord de ecuatorul ceresc. Este vizibila din Romania in timpufc verii. Cele trei stele mai str&lucitoare ale sale au magnitudinea aparenta. cuprinsa intre 3,5 si 4. (G.S.) Demetrescu, Gheorghe (1885— 1969)^ astronom roman, prof. univ. la Cluj* Napoca si Bucuresti; dir. al Obs. din Bucuresti, la a carui dezvoltare a avut un roi principal. Membru al Academiei R.S. Romania. A publi-cat lucrSxi asupra eclipselor de soare,. de optica astronomica, de astrome-trie meridiana si fotografidi. A pus: bazele seismologiei in Romania, in-fiintind reteaua de statii seismice pe teritoriul tarii si aducind contributii originate la studiul cutremurelor de pamint, in special cele cu epi-centrul in Vrancea. Op. pr.: Distan-tele ceresti si structura universuluir 1924. (E.T.) Deneb, steaua cea mai str&lucitoare — a — din constelatia Cygnus, situate la c. 1000 a.i. de Soare. Are magnitudinea aparenta 1,25 si apar-tine clasei spectrale A2. D. este o> supragiganta, avind luminozitatea de- с. 25 000 de ori mai mare decit a Soarelui. V. si stralucire. (G.S.) Denebola, a doua stea ca stralucire — p — din constelatia Leo, de magnitudine aparenta 2,13, situate la c. 43 a.i. de Soare. Apartine clasei spectrale A3 si are un satelit de stralucire slab&. (G.S.) deplasare spre ro§u, deplasare catre lungimi de unda mai mari a liniilor DEPRESIUNEA HS НУ < Г~ 118 Fig. 55. Spectrul quasarului 3C 273 (sus) comparat cu un spectru de referinta. Se observa ISrgirea liniilor spectrale si deplasarea c&tre dreapta (spre rosu) a celor 3 linii H§, Hy si ale hidrogenului (corespunzind unui z = 0,15, echivalenta unei departari de 1000—2000 mil. a.i.) (lA = 0,1 nm). de emise si de absorbtie din spectrul unor corpuri ceresti care se inde-parteaza de Pamint, deplasare ce se produce conform efectului Doppler (v.) clasic sau relativist. Sin. red shift, efect Hubble. Se exprima prin raportul: _ AX X dintre variatia AX a lungimii de unda si X valoarea acestei lungimi de unda. In mod restrins, fenomenul se ref era in special la d.s.r. a liniilor din spectrele nebuloaselor extragalactice, de-numita si cosmologicd, fiind interpre-tata ca о expansiune a universului (v. legea lui Hubble). In spectrele atmosferelor stelare liniile pot fi de-plasate spre rosu atit din cauza mis-Cclrii stelei, cit si din cauza energiei pierdute de foton pentru a invinge cimpul gravitational stelar si a ajun-ge la observator (v. efect Einstein). D.s.r. foarte mari (pina la z — 3,40) infajisate de quasari (fig. 55) sint interpretate de majoritatea astrono-milor ca fiind cosmologice, desi s-ar putea ca о parte a lor sa aib& о ori-gine necosmologica inca nelamurita. (C.P.) depresiunea orizontului v. orizont depresurizare v. presurizare detector de neetan?eitati, instrument de precizie destinat detectarii pier-derilor de gaze din rezervoare, din incinte presurizate sau din alte orga-ne si instalatii ale unui vehicul spatial. Exists mai multe tipuri de d. de n.: cu halogeni, cu inregistrare a variatiei presiunii in compartimen-tul presurizat, spectrometrice etc. Free vent utilizat in tehnica spatiala este cel cu heliu, gaz care patrunde in cele mai fine interstitii; elementele de baza ale acestui aparat sint: un spectrometru de masa, о incinta de captare a gazelor controlate, о sursa de curent §i un indicator al scapa-rilor de gaze. (F.Z.) detector de radiatii, aparat pentru detectarea si mSsurarea fluxurilor de radiatii. Intra in dotarea apajratelor spatiale, in aceastS categorie intrind: contorii cu scintilatie, Geiger-Muller, Cerenkov etc. (F.Z.) 119 DIA GRAMA MO 1 * и1,' ' 1 +30 - ^ i ; I'lj'ii,1I, i i *|11 ( | ♦„к Ши* ЩШь ЧШ'о +1° •:'Sllfe' 0 ~:>Щк ijty !:• , гг,:in>i" М * 1 "ilj1# ■!Wk N 1 ■ ■ йМЖт *""1 Швк1,,«W .i№' -10 -'1 'Ш? Ш -» • 1 I -40 Fig, 56. Diagrama fluture, reprezentind distributia petelor solare in functie de latitudine, de la 18741a 1913. diagrama fluture, diagrama ce prezinta repartitia petelor solare dupa latitudinea heliograficS, pe masura aparitiei lor in timpul unui ciclu de activitate solarS de 11 ani (fig. 56). Sin. diagrama, Maunder. Petele solare se repartizeaza in doua regiuni sime-trice fata de ecuatorul solar, de la latitudinea heliograficS 35° (nord si sud) si, uneori, de la 45° (la inceputul ciclului de activitate solara) pina la ±3 — ± 5° (la sfirsitul ciclului de activitate solara). Legile miscarii de deriva a locului de aparitie a petelor solare spre ecuator in timp de c. 11 ani au fost descoperite de G. Sporer (1894) si confirmate sub forma acestei dia-grame de E.W. Maunder (1922). (E.T.) diagrama H-R, reprezentare grafica a magnitudinii absolute in functie de tipul spectral al stelelor. Sin. dia-grama Hertzsprung-Russell; dia-gramd spectru-luminozitate. A fost construitS, in 1911 de E. Hertzsprung pentru stelele observate in roiurile Pleiade si Hyade, iar in 1913, in mod independent, H.N. Russell a efectuat о reprezentare identica pentru stelele cu departari cunoscute din vecinatatea Soarelui. In d.H-R a stelelor de paralaxa cunoscuta (fig. 57) se remarcS un §ir compact de stele, de-numit secventa principala, care se intinde de la stele de tip О pina la cele de tip (Soarele fiind о stea de tip G2). In dreapta, deasupra secventei principale, se g&sesc gigan-tele si supragigantele, iar in stinga jos piticele albe. Intrucit culoarea stelelor si tipul spectral se coreleaza suficient de bine, se poate reprezenta о diagrama culoare-luminozitate, considered in ordonata indicele de cu-loare B-V (diferenta dintre magnitudinea albastrS si cea vizuala). Aceasta reprezentare este folosita in special pentru stelele slab stralucitoare din roiurile stelare. Dep&rtarea fiecaruia dintre membrii roiului fiind aprox. aceeasi, se poate reprezenta magnitudinea aparenta in functie de indicele de culoare, obtinindu-se о diagrams. DIAMANT 120 Fig. 57. Diagrama H-R a stelelor situate la distanta de 10 pc de Soare. m-c de configuratie asemSnStoare d. H-R. Roiurile galactice cu popu-latia de tip I au d. H-R cu gigante alb-albastre stralucitoare. Exista, de ase-menea, roiuri batrine deschise, ca M 67, cu diagrama asemanatoare cu ■cea a roiurilor globulare. D. H-R pentru roiurile globulare are un aspect cu totul diferit; astfel, in cazul roiului globular М3 ea indict о abunden^a foarte mica a metalelor {z < 0,001), caracteristicS populatiei II. Secventa principaia este cuprinsS numai intre abscisele +0,8 si +0,4, intrerupindu-se aproape de \j,% ae unde porneste, in sus si spre dreapta, ramura gigantelor, din care se des-prinde о ramurS spre stinga, ce contine gigante de clase spectrale timpu-rii. In clasificarea spectrald (v.) actuals (M-K), ramurile principale ale d. H-R au fost asociate claselor de luminozitate: I supragigante, II gigante luminoase, III gigante, IV subgigante, V secventa principaia, VI pitice albe. D.H-R constituie un element principal in verificarea teo- riilor structurii interne si evolutiei stelelor (v.). Dupa locul de detasare din secventa principals spre subgigante (in roiuri) se poate deduce virsta stelelor, a carei valoare poate fi comparatS cu cea corespunzStoare izocronei calculate pentru stelele de diferite mase din roiuri. (E.T.) Diamant, serie de rachete (v.) lan-satoare de sateliti artificiali, con-struite in Franta. Prima lansare, a satelitului A-l de 42 kg, a avut loc la 26 nov. 1965. Prima variants de rachetS, D.-A, are masa la start de 18 400 kg, lungimea de 19 m si trei etaje reactive: primul cu motor-rachetS Vexin, de 27 000 daN tractiune (31000 daN in vid), si proper-gol compus din acid azotic si tere-bentinS; al doilea cu motor-rachetS de 15 000 daN tractiune si propergol solid; al treilea cu motor-rachetS avind tractiunea variabilS intre 2700 si 5500 daN si propergol solid. Varianta perfectionatS D.-B are masa la start de 24 000 kg, lungimea de 23 m si tot 3 etaje reactive: primul cu motor-rachetS Valois de 35 200 daN tractiune si propergol compus din tetraoxid de azot si di-metil-hidrazinS asimetricS, iar cele-lalte douS sint similare cu cele ale tipului A; intre al doilea si al treilea ^.aj exists un tronson cu echipa-mente (calculator, stabilizator giro-scopic, sisteme radio etc.). (F.Z.) diametru aparent, unghi sub care se vede diametrul unui obiect situat la о anumitS distantS. Sin. diametru unghiular, Cunoscind d.a. si depSr-tarea, se poate calcula diametrul li-niar al unui corp ceresc. Astfel, Luna are un d.a. de c. 31', iar Soarele de aproape 32'. Toate planetele mari au d.a. sub 1' (limita perceptibilS cu ochiul liber). D.a. ale stelelor, ce pot fi determinate prin metode indi-recte, sint de ordinul sutimilor de 121 DISIP ARE secunda. D.a. ale galaxiilor indepar-tate variazS. cu distanta, in functie de geometria spatiului adoptata in modelul cosmologie considerat. (G.S. ) difuzie atmosferica, difuzie a radiatiei electromagnetice care strabate atmosfera terestra, datorata moleculelor sau altor particule componente ale acesteia. Sin. imprdstiere atmosferica. Fenomenul nu afecteaza in acelasi mod lumina de orice lungime de unda a, coeficientul de difuzie fiind invers proportional cu puterea a patra a lui X (difuzie Rayleigh ). Prin urmare, intensitatea luminii difuzate in atmosfera este cu atit mai mare cu cit lungimea sa de unda este mai mica, cel mai mult fiind difuzat& lumina apartinind domeniului albastru al spectrului; astfel poate fi explicate culoarea albastra a cerului. D.a. limiteazS, posibilitatile observatiilor astronomice, in special ale celor efectuate in domeniul spectral de lungimi de und& mici (albastru, violet si ultraviolet). (E.T. ) digresiune (maxima), pozitie a unei stele care trece la meridian la nord de zenit, corespunzatoare elongatiei maxime estice (d. orientala) sau vestice (d. occidentala) a acesteia. (G.S.) dihotomie, faza a planetelor interioare orbitei Pamintului —• Mercur si Venus —, in care acestea apar sub forma jumatatii de disc. Survine exact cind directiile Pamint-Soare si Pamint-planeta formeaza un unghi drept (cind planeta este in cuadratur& cu Soarele). (G.S.) dinamica stelara, ramura a astrono-miei stelare care studiaza miscarea stelelor si evolutia sistemelor stelare, sub influenta fortelor ce actioneaza asupra lor. (E.T.) Dinulescu, Nicolae (n. 1907), astronom roman, prof. la Univ. din Bucuresti. Lucrari privind refractia astro-nomica, determinarea latitudinii Obs. din Bucuresti si de astrometrie. (E.T.) Diomedes v. planete troiene Dione, satelit (v.) al planetei Saturn (v.). (G.S.) discontinuitate Balmer, micsorare a intensitatii spectrului continuu al stelelor la limita violeta a seriei Balmer (corespunzatoare lungimii de unda de 365 nm), ca urmare a cres-terii bruste a coeficientului de absorbtie al atomilor de hidrogen, prin aparitia absorbtiei atomice continue. Sin. absorbtie fotoelec ironic a. Se ex-prima prin unde /±365 reprezinta intensitatile in spectru inainte si dupa limita Balmer. Cauza acestei cresteri constcl in aceea ca fiecare cuanta de lumina cu frecventa v ionizeaza atomul excitat pe al doilea nivel, daca energia ei hv este mai mare decit energia de ionizare a hidrogenului de pe acest nivel (tranzitii legat-liber). Fenomenul apare la limita fiecarei serii spectrale, servind si la unele clasificari spectrale; el este maxim la stelele de tip AO si nu depinde de absorbtia cosmica. (E.T.) disipare atmosferica, fenomen de pier-dere in spatiul cosmic a unora dintre particulele componente ale atmosferei unui corp ceresc; depinde in primul rind de viteza particulelor din stratul superior al atmosferei. D.a. se dato-reste, pe de о parte, faptului ca unele molecule ale atmosferei inalte dobin-desc viteze mai mari decit prima viteza cosmica, iar pe de alt& parte, valorii mari a parcursului liber mediu (existind posibilitatea ca unele dintre molecule sa nu mai sufere ciocniri si sS, paraseasca definitiv atmosfera). Fenomenul invers d.a. se numeste acretie (v.), (F.Z.) DISTANTA 122 distanta cereasca, distaiita dintre obiectele ceresti, exprimata in unita^i astronomice, ani lumina sau parseci. Departarea unei stele, exprimata in parseci, este numeric egala cu inver-sul paralaxei (v.) sale exprimate in secunde. Masurarea paralaxelor este singura metoda di recta pentru a determina distantele stelare. Sint folosite paralaxele trigonometrice, sta-tistice si dinamice, ca si cele foto-metrice si spectrometrice. Toate paralaxele stelare sint foarte mici, fiind accesibile masurarilor directe pina la 0",005 (corespunzatoare unor distance pina la 200 pc). Pentru stelele indepartate, se defineste ca modul de distanta marimea m—M, care reprezinta diferenta dintre magnitudinea (v.) aparenta si cea absoluta a unei stele. (E.T.) distanta zenitala, una din coordonatele astronomice (v.) orizontale, egala cu unghiul dintre directia spre astru si verticala locului (complement al inal-timii deasupra orizontului). (G.S. ) divergent, por^iune finala a unui ajutaj, avind, de regula, о simetrie radiala si о sectiune crescatoare in lungul curgerii fluidului. Produce incetinirea unui fluid in miscare sub-sonica, sau accelerarea altuia in miscare supersonica. De dimensio-narea corecta a d. depinde in mare masura for^a de tractiune a motorului-racheta. (F.Z.) Dobrovolski, Gheorghi Timofeevici (1928—1971), aviator si cosmonaut sovietic. Comandantul navei spatiale Soiuz 11 (6 — 30 iun. 1971) si al primei statii stiintifice orbitale pilo-tate Saliut-Soiuz 11 (7—29 iun. 1971). (F.Z.) docare —> jonctiune Dollfus, Andouin (n. 1924), astronom francez. A descoperit al zecelea satelit — Ianus — al planetei Saturn. Studii asupra coroanei solare si asupra parametrilor fizici ai planetelor sis- temului solar. A efectuat cercetari astrofizice cu ajutorul baloanelor stratosferice. (E.T.) Donici, Nicolae (1874— 1956), astronom roman, academician; membru al UAI (inca de la infiintare, din 1922). A construit cu mijloace proprii un observator (in 1908, la Dubasari), unde a efectuat observatii solare. A luat parte'la mai multe expeditii de observare a eclipselor totale de Soare, cercetind coroana si cromosfera Soarelui. S-a preocupat, de asemenea, de studiul luminii zodiacale. (E.T.) Dorado (Pestele de Aur), constela-tie (v.) din emisfera sudica a cerului in care se afla polul sud al eclipticii. Este invizibila din Romania. Contine galaxia Marele Nor al lui Magellan si cea mai stralucitoare stea cunos-cuta, S Doradus, cu luminozitatea de c. 400 000 de ori mai mare decit a Soarelui, situata la c. 96 000 a.i. de acesta. (G.S.) Douglas, Donald Wills (n. 1892), inginer american, presed. al companiei Douglas Aircraft (Santa Monica, California). Specialist in aeronautica, rachete, sateliti artificiali si nave spatiale. A proiectat primul avion capabil sa transporte о incarcatura utiia egala cu greutatea proprie. Op. pr.: Commercial Aircraft Engineering, 1934; Aeronautics, 1948. (F.Z.) Draco (Dragonul), constelatie (v.) din emisfera nordic& a cerului, ce inconjura aproapein intregime constelatia Ursa Minor, in directia ei aflindu-se polul nord al eclipticii. Este vizibila din Romania tot timpul anului. Primele doua stele mai stralucitoare ale sale sint, in ordine, Etamin (a) si Tuban (P). (G.S.) draconide v. curent meteoric Dragonul—> Draco Draper, Henry (1837—1882), astronom american, prof. univ. la New 123 DREPT York. A construit Obs. de la Hastings on Hudson (New York), unde a obtinut si interpretat spectre ale corpurilor ceresti si a observat eclip-sele de Soare. Un catalog stelar ii poarta numele. (E.T.) Dramba, Constantin (n. 1907), mate-matician si astronom roman, prof. univ., dir. al Obs. din Bucuresti, m. coresp. al Acad. R.S.R. si al AIA. A continuat dezvoltarea astrometriei la Obs. din Bucuresti. Numeroase lucrari din domeniile geometriei dife-rentiale, ecuatiilor diferentiale, ana-lizei matematice si, indeosebi, mecanicii ceresti. A adus contributii im-portante la studiul ciocnirilor triple imaginare si binare reale in problema celor trei corpuri. A dez-voltat studiul miscarii de rotatie a Pamintului considerat deformabil. (G.S.) drept spatial, domeniu al dreptului international contemporan, care regle-menteazS, raporturile intre state refe-ritoare la cucerirea spatiului cosmic, a Lunii si a altor corpuri ceresti. Sin. drept cosmic. Problema d.s. s-a pus odata cu primele lansari de vehicule spatiale, interesind toate statele la stabilirea unui statut international al spatiului cosmic si al corpurilor ceresti pe baza principiilor generale ale dreptului international contemporan. Principalul fundament al d.s. il constituie о conven^ie internationala, la elaborarea careia roiul de baz& revine O.N.U. Textele sale de baza sint: tratatul de la Moscova (1963) referitor la interzicerea experientelor nucleare in aer, in spatiu si sub ap&, tratatul din 1967 intitulat Asupra principiilor de actiune a guvernelor in ceea ce priveste studierea si folosirea spatiului cosmic, inclusiv Luna si alte corpuri ceresti, precum si о serie de acorduri bilaterale si regionale incheiate intre guverne pentru cola- borarea in vederea cuceririi si folo-sirii spatiului cosmic. Incepind din 1959, Adunarea Generala a O.N.U. a adoptat о serie de rezolujii referi-toare la formularea unora din princi-piile d.s. si a fost infiintat un Comitet al O.N.U., care se ocupa cu problemele folosirii spatiului cosmic in scopuri pasnice, organizat pe subcomitete (tehnico-stiintific si juridic). Acest Comitet a elaborat tratatul adoptat la cea de a XXI-a sesiune a Adunarii Generale a O.N.U. ce prevedea drept tari depozitare U.R.S.S., S.U.A. si Marea Britanie (semnat de acestea la 27 ian. 1967 si ulterior si de alte state). La baza tratatului au stat urmatoarele principii: libertatea de cercetare si folosire a spatiului cosmic si a corpurilor ceresti; demilitarizarea partial& a spatiului cosmic §i demilitarizarea completa a corpurilor ceresti ; interzicerea oricarei anexiuni a spatiului cosmic sau a corpurilor ceresti de catre о natiune; extinderea principiilor fundamentale ale dreptului international, inclusiv ale Cartei O.N.U., la activitatea de explorare si de utilizare a spatiului cosmic, conservarea dreptului suveran al sta-telor asupra obiectelor spatiale si asupra echipajelor lansate; respon-sabilitatea internationala a statelor atit asupra efectelor activitatii proprii de cercetare cit si asupra daunelor produse de obiectele spatiale lansate ; acordarea de ajutor echipajelor navelor spatiale, in caz de pericol, avarie sau aterizare fortata; colaborare internationala in activitatile de cercetare si de folosire in scopuri pasnice a spatiului cosmic si a corpurilor ceresti. Progresele obtinute in domeniul satelitilor de telecomunicatii, meteorolo-gici si geofizici amplifica importanta principiilor de d.s. in aceasta direc^ie, punind о serie de probleme de regle-mentari care se afla in studiu. О problema de mare importanta in d.s. о constituie delimitarea spatiului DUB НЕ 124 cosmic de cel aerian, acesta din urma iiind in jurisdictia si suveranitatea totala si absoluta a statului respectiv, pe cind la cel cosmic avind drept de folosire libera toate statele. D.s. trebuie sa stipuleze si sa asigure conditiile ca spatiul cosmic sa ramina о zona pasnica, a colaborarii inter- nationale in beneficiul intregii uma-nitati. (F.Z.) Dubhe, steaua cea mai stralucitoare — a — din constelatia Ursa Major, situata la c. 100 a.i. de Soare. Are magnitudinea aparentS 1,8 si apartine clasei spectrale G6. (G.S.) Е Echerul -> Norma echilibru adiabatic, echilibru care se stabileste in cazul transformarii adia-batice a unui sistem fizic. Se poate stabili in regiunile convective din stele si din atmosferele lor, unde c&l-dura se propaga prin convectie. In acest caz, e.a. convectiv este carac-terizat, cu buna aproximatie, de ecua-tia transformarii adiabatice: p = Iipy > unde p este presiunea, p densitatea, К о constants, si у raportul caldurilor specif ice la presiune constanta si la volum constant (numit exponent adiabatic), calculat tinindu-se seama de ionizarea gazelor, de presiunea de radiatie, de curentii de convectie etc. Pentru gaze monoatomice si in ab-senta presiunii de radiatie, у = 5/3. In cazul atmosferelor stelare si al paturilor lor externe, calculul fluxului convectiv prezinta, unele dificultati teoretice care due la nesigurante in aprecierea grosimii acestora. (C.P.) echilibru de ionizare, echilibru ce intervine cind ionizarea este urmata deMecombinarea atomilor ionizati cu electronii liberi. Se stabileste in interiorul si in atmosferele stelelor, la о anumita temperatura si presiune, si este caracterizat prin formula lui Saha; potrivit acestei formule, pro-dusul dintre fractiunea atomilor ionL zati din unitatea de volum si presiunea electronica este exprimat printr-o functie numai de temperatura si de constantele atomului respectiv. Formula se poate aplica isi in cazul ionului negativ al hidrogenului, H-; se pot, de asemenea, considera grad$ de ionizare diferite ale altor atomi. (C.P.) echilibru hidrostatic, echilibru care se stabileste in cazul cind greutatea elementului de volum considerat ?i forta datorata presiunii sint egale si opuse. Sta la baza calculelor structurii interne a stelelor, furnizind una din cele 4 ecuatii diferentiale necesare. E.h. estefolosit, de asemenea, in calculul modelelor de atmosferS, stelara si planetarS,. (C.P.) echilibru radiativ, stare in care fiecare element de volum din mediul considerat emite prin radiatii о cantitate de energie egala cu cea primita sau produsa in el. In cazul fotosferei in e.r., elementul de volum emite о cantitate de energie egala cu cea absorbita; in cazul interiorului unei stele aflat in e.r., energia radianta emisa de elementul de volum prin radiatii este egala cu energia primita si produsa de el. Gradientul de temperatura radiativ este proportional cu densitatea, opacitatea, fluxul de radiatii si invers proportional cu puterea a treia a temperaturii. Cind gradientul de temperatura calculat pentru cazul e.r. depaseste in valoare absoluta gradientul adiabatic, se produce echili-brul convectiv. Par tea centrala a Soarelui si a stelelor care lumineaza predominant prin lantul p-p este in e.r. La stelele fierbinti care lumineaza prin ciclul C-N, patura externa este in e.r., iar cea centrala in echilibru convectiv. (C.P.) ECHILIBRU 126 echilibru termodinamic local, echilibru termodinamic ce se stabileste local, in elementul de volum, in urma absorbtiei radiatiei si a proceselor la care aceasta este supusa. Intensitatea radiatiei in echilibru termodinamic, echilibru ce se realizeaza intr-o incinta cu peretii izotermi, nu depinde de loc si directie, iar temperatura este aceeasi in orice loc. In cazul stelelor, exista intotdeauna un mic gradient de temperature, §i un flux de radiatii net, indreptat spre exterior. Totusi, pentru domenii mici, in regiuni unde nu se produc reactii termonucleare, se pot neglija aceste variatii considerindu-se elementul in e.t.l. si aplicind local legile corpului negru (Kirchhoff, Planck, Saha etc.). In acest caz, functia sursa, ce exprima raportul dintre coeficientul de emisie si cel de absorbtie, este functia lui Planck, ceea ce usureaza considerabil calculul intensitatii, fluxului, opaci-tatii, adincimii optice etc., adic& a modelului de atmosfera. Totusi, in cromosfera §i in coroana solara exista deviatii importante de la e.t.l., de care se ^ine seama in calculul mode-lelor acestor regiuni. (C.P.) echinox (echinoctiu), moment in care Soarele, in miscarea sa aparenta anuala, trece prin punctul de inter-sectie a eclipticii cu ecuatorul ceresc, ziua fiind egala cu noaptea in orice loc de pe P&mint. Exista doua e.: e. de primdvara, in jurul datei de 21 mart., cind Soarele traverseaza ecuatorul trecind din emisfera sudica in cea nordica, si e. de toamnd, in jurul datei de 23 sept., cind Soarele traverseaza ecuatorul din emisfera nordica in cea sudica. De la un an la altul, e. nu se produce la aceeasi data datorita faptului ca anul calen-daristic nu este egal cu cel tropic. Cele doua puncte de pe ecliptica in care se afla Soarele in momentul e. se numesc puncte echinoctiale, fiind denumite punctul vernal si, respectiv, punctul autumnal. Din cauza feno-menelor de precesie si nutate, punc-tele echinoctiale se deplaseazS, pe ecliptica. Intrucit punctul vernal serveste la definirea originii sistemelor de coordonate ecuatoriale si ecliptice, in cataloagele stelare este indicat momentul la care se con-sidera sistemul de referinta (ex. 1900,0, 1950,0 sau 2000,0) fatadecare sint date coordonatele (ecuatoriale sau ecliptice ale) unui corp ceresc. (G.S.) echipament de control automat, ansam-blu de dispozitive §i aparate mecanice, electrice, electronice, hidraulice, pneu-matice si pirotehnice, care asigura controlul automat al functionarii motorului-racheta (operationalitatea sistemelor ?i a functionarii in diferite regimuri, aprinderea, mentinerea regi-mului prestabilit, protectia, schim-barea regimurilor, oprirea etc.). (F.Z. ) eclipsa, fenomen astronomic prin care un corp ceresc devine invizibil partial (e. partiala) sau total (e. totala), survenit ori de cite ori intre observator si acesta trece un alt corp ceresc, sau cind corpul respectiv trece prin umbra Pamintului sau a altui corp ceresc. Fiind corpuri opace, luminate de Soare, Pamintul si Luna formeaza cite un con de итЬгй in care nu patrunde deloc lumina solara si un con de penumbra, in care patrunde numai о parte din aceasta lumina. In miscarea sa in jurul Pamintului, Luna poate intra in conul de umbra al acestuia (e. de Luna, fig. 58) sau poate trece intre Рйпп^ si Soare, conul sau de umbra atingind Pamintul (e. de Soare — fig. 59). E. de Luna pot avea loc numai in faza de Luna plina, iar e. de Soare numai in faza de Luna noua. Cum succesiunea fazelor Lunii este de 29,21 d (perioada sinodica), s-ar parea ca e. au loc in fiecare luna. Datorita insa faptului ca orbi tele Lunii si Pamintului nu sint coplanare, planele lor facind un unghi de 5°8', iar intersecjia lor constituind linia nodurilor, e. se produc numai cind Luna si Soarele se gasesc pe aceasta 127 eclipsA Fg. 58 linie sau in apropierea ei. Astfel, о e. de Soare poate avea loc daca Luna se gaseste la cel mult 16°, 5 de linia nodurilor si este totala numai daca aceasta distanta este mai mica de 10°,8. In acelasi timp, e. de Luna poate avea loc numai cind Luna si Soarele se gasesc la cele douA noduri, e. fiind totala, daca Luna va intra in conul de umbra al Pamintului, sau partiala, daca numai о parte a discului lunar este acoperit de acest con de umbrA; cind Luna intra numai in conul de penumbra al PAmintului, are loc о e. de Luna prin penumbra. E. de Soare (v. fig. 60) vor fi totale pentru regiunile de pe Pamint pe care se va proiecta conul de umbra al Lunii, intr-un domeniu a carui lAtime este de 220 — 270 km, §i eclipsA 128 ■ Eel ipsa totala ----- Eclipsa inelara A Inceputul la rasaritul Soarelui о Kijlocul la amiaza A Sfirsitul la apusul Soarelui Fig. 60. Eclipsele de Soare din sec. 21. partiale pentru regiunile din apro-pierea acestui domeniu (situate la maximum 3500 km). Daca numai conul de penumbra (nu si cel de umbra) al Lunii atinge P&mintul, atunci in domeniul delimitat de prelungirea conului de umbra va avea loc о e. inelara, la nordul si la sudul acestui domeniu avind loc о e. partiala. Previziunea eclipselor de Soare si de Luna se facea in antichi-tate cu ajutorul ciclului Saros (v.) observat de caldeeni. Din cauza celor 8 h adaugate la 6585 d, cit dureaza un astfel de ciclu,. de la un saros la altul e. de Soare sint vizibile in regiuni ale Pamintului situate succesiv la 120° in longitudine ciatre vest si revin pentru aceeasi regiune dupS, trei cicluri (54 ani si 34 d). 129 ECUATOR E. de Luna, care dureaza mai multe ore, sint vizibile in acelasi moment pe toata emisfera terestra pentru care Luna este deasupra orizontului. In 1887, Th. von Oppolzer a calculat datele pentru 13 200 de e. (5200 de Luna si 8000 de Soare, incepind din 1207 i.e.n. si pina in 2161). „Canonul" lui Oppolzer este folosit si astazi pentru datele generale ale e., dar pentru un anumit loc acestea se calculeaza in vederea fixarii datelor de inceput si sfirsit, precum si a marimii fazei maxime. Prin notarea din cele mai vechi timpuri a momen-telor exacte ale e. de Soare si prin compararea lor cu cele calculate in mecanica cereasca, s-a descoperit о crestere inceata a perioadei de rotatie a Pamintului, precum' si о serie de neregularitati ale miscarii sale. Din observatii asupra e. totale de Soare au fost descoperite coroana si cromosfera solara, ale caror studii spec-troscopice au dus la descoperirea heliului, a liniilor coronale interzise si a spectrului fulger, permitind deter-minarea conditiilor fizice din aceste straturi ale atmosferei solare. Tot in timpul acestor e. s-a verificat prima oara (1919) devierea relativista pentru о raza de lumina ce trece prin vecinatatea Soarelui; deviatia prezisa teo-retic (Einstein, 1916) era de 1",75, iar cea observata a fost de c. 2". In prezent, in timpul e. de Soare se fac cercetari asupra emisiei de raze X (cu ajutorul satelitilor artificiali) si radio a coroanei solare externe. In sistemul solar e. satelitilor lui Jupiter sint frecvent observate, fiind utilizate in diferite probleme de mecanica cereasca. E. unor stele de cat re planetele mari furnizeaza infor-matii pretioase despre atmosferele lor, iar e. stelelor duble permit deter-minarea parametrilor orbitali si fizici ai componentelor. (E.T.) ecliptica, cerc mare al sferei ceresti, rezultat din intersectia acesteia cu un plan paralel cu planul format de directia ce uneste centrul Soarelui cu centrul de masa al sistemului Pamint-Luna (aflat la c. 1700 km sub suprafata Pamintului) si directia de miscare a acestui centru de таД in jurul Soarelui (numit planul e.). Denumirea provine de la faptul ей, eclipsele nu sint posibile decit atunci cind Luna traverseaza acest plan fie in directia Soarelui (eclipsa de Soare), fie in directia opusa (eclipsa de Luna), (G.S.) ecluza, compartiment special, cu etanseizare comandata, al unei nave spatiale cu echipaj, destinat iesirii astronautilor in spatiul cosmic. Are doua trape ermetizate, una comuni» cind cu cabina si cealalta cu exte* riorul. Cind astronautul echipat cu scafandru spatial paraseste cabina patrunzind in e., are loc ermetizarea primei trape, este scos (si container rizat) aerul din e. si este actionatS, trapa a doua. In acest fel, astronautul poate parasi cabina iesind in spatiul cosmic far a a fi necesara depresurizarea integrala a cabinei; la revenirea in nava, operatiunea se desfasoar^, in ordine inversa. (F.Z. ) ecologie, ramura a biologiei, care se ocupa cu studiul interactiunii dintre organismele si mediul ambi-ant. In cazul aparatelor spatiale, e. studiaza interactiunea dintre bio* complexul si microclimatul cabinei cosmice. In biologia spatiala, prin sistem ecologic se intelege un sistem de supravietuire, creat artificial la bordul navei spatiale, in cadrul c§.ruia are loc regenerarea apei, a aerului si a unora dintre alimente. (F.Z.) ecuator ceresc, cerc mare al sferei ceresti, rezultat prin intersectia aces* teia cu un plan perpendicular pe axa lumii si trecind prin centrul sferei (numit planul ex.). (G.S.) ecuator galactic, cerc mare al sferei ceresti, rezultat prin intersectia acesteia cu un plan paralel cu planul de simetrie al Galaxiei. (G.S. ) Equatorial 130 ^cuatorial, luneta astronomica (v.) su montura (v.) ecuatoriala, care permite mentinerea in cimpul obiec-tivului a unui astru ce participa la tni§careadiurna (paralelacu ecuatorul). t)bs. din Bucuresti poseda un dublu (vizual si fotografic) cu mon-turi in cadru, avind diametrul obiec-tivului de 38 cm si distanta focala tie 6 m. (G.S.) ^cuator terestru, linia de intersectie a suprafetei Pamintului cu un plan perpendicular pe axa polilor, trecind forin centrul Pamintului. (G.S.) 'ecuafia lui Kepler, ecuatie transcen-tlenti, stabilita de J. Kepler, vala-bil& in cazul miscarii eliptice, care ^хрптй legatura dintre anomalia «xcentrica E si anomalia mijlocie Ы — n{f — g: E — e sin E = M, tmde e reprezinta excentricitatea t>rbitei, n viteza unghiulara medie, tQ tnomentul trecerii prin periastru, iar S timpul. E. l.K. joaca un roi important tn calculul orbitelor. (G.S.) 'ecuatia timpului, ecuatie stabilind •diferen^a dintre timpul solar adeva-tat §i timpul solar mijlociu (fig. 61). Se datoreste faptului ей orbita Pa-fnintului este eliptica, iar viteza tmghiulaja a Soarelui nu este Constanta. In decurs de un an e.t. variaza, prezentind doua maxime, in jur de i5 mai ( + 3,7 min) si de 3 nov. ^+16,4 min), si douй minime in jur 'de 12 feb. (—14,3 min) si de 27 iul. *{-6,4 min). (G.S.) ecuatie de stare, ecuatie ce exprima dependenta dintre presiunea, tem-peratura si densitatea unui sistem £izic (ex. un gaz perfect, real, electronic sau neutronic degenerat, aflat tn echilibru termodinamic). In astro-CizicA, inter vine in special in calculul modelelor de atmosfera si de interior ^telar. Datorita ютгйгп gazelor, foarte feccentua^ spre centrul stelelor, e. min . Fig. 61 de s. a gazelor perfecte, p = nkT (unde p este presiunea gazului, 'n numarul particulelor pe unitatea de volum, k constanta lui Boltzmann, iar T temperatura absoluta), este satisfacu^ cu о buna aproximatie. La densitati p mari (p > 102 — — 104g/cm3), cind pe mec (pe fiind momentul cinetic al unui electron, me masa lui, iar с viteza luminii), i p Г2 e. de s. ia forma p = const I — I 9 unde este masa atomica a ionului (1 pentru hidrogen, 2 pentru heliu etc.). La densit^i de ordinul p > 2 • 106g/cm3 energia de miscare maxima a elec-tronilor depaseste energia lor de ( P I*'3 repaus, mec2, si p = const I — I 9 fenomenul fiind denumit degenerare relativista. E. de s. a gazului electronic degenerat este utilizata in special in calculul modelelor de pitice albe. Se poate ca in fazele finale ale evolutiei stelelor, cind, in urma epuiz&rii surse-lor de energie nucleara, a fotodezin-tegrarii nucleelor grele aflate in sistemul periodic in jurul fierului si a dezintegrarii p+, nucleul stelei este format aproape exclusiv din neutroni, iar p ~ 1015 g/cm3, s& intre in compozitia lor un gaz neutronic degenerat. E. de s. a acestuia nu este stabilita in mod precis, structura interna si masa maxing a stelelor neutronice nefiind inca cunoscuta. (C.P.) 131 EFEC? ecuatie personala, valoare stabilind о corectie ce trebuie adaugat& rezul-tatului unei masur&tori astronomice, proprie fiecarui observator. Intervine de ex. in observatiile asupra tranzi-tului stelelor la meridian. Termenul ,,ecuatie“ era folosit in vechime pentru „егоаге" si a fost intrebuintat pentru a desemna о corectie ce trebuie adaugata rezultatului unei m&sura-tori. (G.S.) Eddington, Sir Arthur Stanley (1882 — 1944), astronom englez, prof. la Univ. si dir. al Obs. din Cambridge. A pus bazele astrofizicii teoretice si a studiat miscarea si constitutia stelelor, relativitatea, structura si expansiunea universului. Op. pr.: The Internal Constitution of the Stars, 1926; Stars and Atoms, 1927; The Expanding Universe, 1933. (E.T.) elect Blajko v. Blajko efect Bremsstrahlung, fenomen de aparitie a unei radiatii electromag-netice de frinare (Bremsstrahlung), la p&trunderea particulelor electri-zate rapide intr-un mediu mai dens. Sin. efect de frinare. Astfel, cind par-ticulele de origine cosmica inter-actioneaza cu invelisul unui vehicul spatial, ele sint incetinite, energia lor cinetica fiind transformata in energie radiant& (radiatii X), nociva pentru organismele vii. E.B. este cu atit mai intens cu cit viteza si masa particulelor primare sint mai mari. (F.Z. ) efect de frinare —> efect Brehmsstrah* lung efect de latitudine, deviere a radiatie! cosmice in cimpul geomagnetic, data» rita careia numai razele cosmice d© energie mare ajung la ecuatorul te-restru. Este un efect geomagnetic. Ener» gia minima a unei particule de origin© cosmica ce ajunge la latitudinea ^ este proportionala cu cos4 catii in tehnica ventilatiei, in fluidica, с J precum si in aeronautic^, la controlul portantei sau la dirijarea jeturilor unde v este frecventa radiatiei recep* reactive ale motoarelor-racheta. (F.Z.) tioiiate, v0 frecventa radiatiei emis^ Efect 132 v viteza relativa, 0 unghiul sub care se propaga radiatia fata de directia miscarii sursei, iar с viteza luminii. In mod corespunzator, lungimea de unda X a radiatiei emise apare rnodi-ficata la receptie cu A X, potrivit relatiei: AX v X с E.D. prezinta numeroase aplica-ii in astronomie la determinarea vitezelor radiale, a orbitelor stelelor duble spectroscopice etc.; datorita e.D., are loc о largire a liniilor spectrale nu-mita largire Doppler, consecinta a agitatiei termice a atomilor si mole-culelor. La viteze mari, comparabile cu viteza luminii, se produce e.D. relativist, potrivit relatiei: v 1 — cos 0 с 1 - — C- V. si deplasare spre rosu. (C.P.) efect Einstein, deplasare spre rosu (v.) datorata cimpului gravitational al Unui astru. Sin. deplasare spre rosu relativista. Valoarea sa este data de relatia : AX GM z = — =------------, X Rc2 in саге X este lungimea de unda, G constanta gravitatiei, M masa stelei, R raza ei, iar с viteza luminii. E.E. a fost pus in evidenta la pitice albe (ex. Sirius B), iar in 1960 a fost Verificat experimental pe Pamint cu ajutorul efectului Mossbauer; uneori, acest efect este greu de separat de efectul Doppler (v.). (C.P.) efect Evershed, miscare radiala, cu viteze de citiva km/s, a gazului din regiunea penumbrei unei pete solare. A fost pus in evidenta (1909) pe baza masuratorilor spectrografice de J. Evershed, care a observat ca, la marginea petei, liniile spectrale sint deplasate catre violet, in partea dinspre meridianul heliografic central, si spre rosu, in partea dinspre marginea discului solar. Astfel, s-a dedus ca in regiunea penumbrei petelor, la nivelul fotosferei exista un flux axial indreptat spre exterior, iar la nivelul cromosferei, unui indreptat spre interiorul petei. (E.T.) efect Forbush v. modularea radiatiei cosmice efect geomagnetic v. efect de latitudine efect Hubble—>• deplasare spre rosu efect Mogel-Dellinger, intrerupere (fad-out) a transmisiilor radio transcontinental pe lungimi de unde scurte in regiunile luminate de Soare, datorata perturbatiei produse de о eruptie solara. Comunicatiile radio pe distante mari se realizeaza cu ajutorul undelor radio de inalta frecventa, cuprinsa intre 3 si 30 MHz, si lungimea de unda intre 10 si 100 m, care se transmit prin reflexii succesive pe straturile E si F ale ionosferei, trecind de doua ori prin stratul D (la о singura refle-xie). Radiatiile X emise in timpul eruptiilor solare maresc densitatea electronica a stratului D, producind absorbtia undelor scurte la nivelul acestui strat. (E.T.) efect Oberth, pulverizare extrem de rapida a picaturilor de carburanti lichizi, in momentul contactului cu comburantii criogenici. Fenomenul accelereaza considerabil procesul de combustie din camera de ardere a unui motor-racheta cu propergol lichid. A fost descoperit (1930) de H. Oberth si prezinta aplicatii in motoarele-racheta cu propergoli lichizi. (F.Z.) хзз EJECTARB efect pinch, contractie a plasmei, datorata actiunii cimpului magnetic. Se produce in cadrul unor fenomene eruptive din plasma solara sau stelara. (E.T.) efect POGO, fenomen constind din vibratii autointretinute in camera de ardere, in ajutaje si in instalatiile de pompaj ale rachetei, datorate traseelor hidraulice ale instalatiei motoare. Vibratiile care apar astfel in timpul functionarii motoarelor pe traiectoria de zbor sint neliniare; de aceea, calculul matematic si defini-rea caracteristicilor lor sint dificile. (F.Z. ) efect Stark, despicare sau largire a liniilor spectrale sub influenta unui cimp electric, datorata despicarii nivelelor de energie ale atomilor care emit sau absorb radiatiile respective. A fost descoperit de fizicianul german J. Stark in 1913. In atmosferele stelare, cimpurile electrice se pot forma datorita existentei electronilor liberi. E.S. duce aici numai la о largire a liniilor, iar in functie de aceasta se poate deduce densitatea electronica. (E.T.) efect Zeeman, despicare sau largire a liniilor spectrale sub influenta unui cimp magnetic, datorata despicarii nivelelor de energie ale atomilor care emit sau absorb radiatiile respective. A fost descoperit de fizicianul olandez P. Zeeman in 1896. In e.Z. normal, fiecare linie spectrala prezinta trei componente daca observarea se face normal pe directia cimpului sau doua componente daca observarea se face pe directia cimpului. Componentele sint polarizate liniar, in cazul cimpului transversal, si circular, in cazul cimpului longitudinal. In practica, exista si e.Z, anomal, caruia ii corespunde un numar mai mare de componente, iar coeficientul de propor-tionalitate dintre variatia AX a lungimii de unda si valoarea inten-sit&tii cimpului magnetic H (in A/m) difera de la о linie al alta, legea de variatie fiind: AX = 37,6 • 10-14 gl%H, unde X0 este lungimea de unda a liniei spectrale (in nm),iarg factorul lui Lande. E.Z. a fost folosit de G, Halle (1908) pentru studiul cimpurilor magnetice din petele solare, si, mai tirziu, de H. Babcock (1953), pentru masurarea cimpurilor magnetice solare si stelare de mica intensi-tate; linia spectrala cea mai des folosita in aceste masuratori apartine fierului, avind lungimea de unda de 525 nm. (E.T.) efemerida, sir de pozitii pe care un corp ceresc le ocupa la anumite intervale constante de timp. Sint calculate dinainte si publicate in anuarele astronomice sau in alte publicatii pentru Soare, Luna, planete, satelitii acestora, companionul unei stele duble etc. Cu ajutorul lor pot fi gasite pozitiile astrilor pe cer sau pe placile astrofotografice. In cazul corpurilor ceresti din sistemul solar, etapele mai importante sint: determinarea anomaliei mijlocii si a, celei excentrice ale acestora la dife*-rite momente; deducerea coordona* telor heliocentrice si a celor geocen* trice. (G.S. ) Ehricke, Krafft Arnold (n. 1917), inginer german constructor de rachete, A lucrat la sistemul de propulsie al rachetelor У2, Centaur si Atlas, Autor a numeroase lucrari asupr^ zborurilor spatiale. Op. pr.: Space Flight (vol. 1: Environment and Celestial Mechanics, 1959; vol. 2; Dynamics, 1959; vol. 3: Missions, Propulsion and Space Vehicles, 1961), (F.Z. ) ejectare, metoda pentru parasirea rapida, in caz de pericol in timpul zborului, a unui vehicul aerospatial de cat re echipajul navigant. Se efec^ tueaza de regula pe cale pirotehnicS,, prin catapultarea scaunului pilotulul SLARA 134 sau chiar a cabinei intregului echipaj. 4n cazul unei defectiuni periculoase pentru securitatea intregului ansam-t»lu al vehiculului racheta aflat pe Tampa de lansare, cabina cosmica cu fiiembrii echipajului este ejectata cu ajutorul unei rachete-accelerator cu jpropergol solid, care lanseaz& rapid (vertical sau inclinat) capsula spatiala, la о altitudine suficienta pentru functionarea eficienta a parasutei de ^sal/are. (F.Z.) Elara, satelit (v.) al planetei Jupiter (v.). (E.T.) ELDO —► Comisia europeana pentru construirea rachetelor lansatoare de Aparate spatiale Electra v. Pleiade Elektron, sistem de doi sateliti arti-Jjiciali (v.) stiintifici sovietici (fig. 62) -lansati pe orbite eliptice alungite 'diferite, cu ajutorul aceluiasi tip 'tie racheta purtatoare. Sistemele E. ■au servit la studierea simultana, in perioada 1964 — 65, a centurilor tie radiatii Van Allen ale Pamintului, obfinmd datele necesare in vederea asigurarii securit&tii contra radiatiei Sonizante, periculoasa in timpul zbo-Turilor navelor pilotate. (F.Z.) felementele orbitei, marimi ce definesc In intregime orbita (v.) unui corp ceresc, dind posibilitatea calcularii In orice moment a pozitiei corpului In spatiu. In cazul miscarii eliptice ^fig. 63) aces tea sint: doua elemente ce indica marimea si forma orbitei fsemiaxa mare a si excentricitatea «), trei elemente ce definesc pozitia ci in spatiu (inclinarea i a planului •orbitei fata de planul fundamental al sistemului de coordonate, care, in cazul sistemului solar, este planul •fcclipticii; longitudinea П a nodului ■ascendent al orbitei, adica unghiul Sn&surat in planul eclipticii dintre directiile spre punctul vernal si spre tiodul ascendent; argumentul © al iperiastrului sau periheliului (adica Fig. 62. Schema satelitului artificial Elektron 1:1 — etansare; 2 — jaluze-lele sistemului de termoprotectie; 3 — panouri solare; 4 — antene; 5 — detector de micrometeoriti; 6, 8 — detectori de radiatii; 7 — spectrome-tru de masa; 9 — detector de electroni energiei. unghiul masurat in planul orbitei dintre directiile spre nodul ascendent si spre periastru sau periheliu) si doua elemente cinematice (perioada de revolutie si momentul trecerii prin periastru). Determinarea e.o. constituie una dintre problemele fundamental ale mecanicii ceresti. V. si paramctri osculatori. (G.S.) elipsa de transfer, elipsa tangenta atit la orbita planetei de pe care deco-leaza un vehicul spatial, cit si la orbita corpului ceresc-tinta. Sin. elipsa lui Hohmann. (F.Z.) elipscid terestru, elipsoid de rotatie prin care se aproximeaza forma si dimensiunile geoidului, adica forma Pamintului (v.) in ansamblu. Se determine. astfel incit: volumul s&u sa fie egal cu volumul geoidului; planul ecuatorului si axa midi a acestuia sa coincida cu planul ecuatorului §i axa de rotatie a Pamintului; suma patratelor abaterilor geoidului 135 EMERSIUN§ Fig. 63 de la e.t. sa fie minime. Studiul formei PSmintului constS in deter-minarea dimensiunilor e.t. si a pozi-tiei lui fata de PSmintul insusi si, de asemenea, in determinarea aba-terilor geoidului de la e.t. Dimensiu-nile e.t. si pozitia lui fata de PSmintul insusi se stabilesc prin determinarea directiei verticalei in diferite puncte ale suprafetei terestre. Unghiul dintre verticala si normala la suprafata e.t. intr-un punct dat se numeste abaterea verticalei si caracterizeazS inclinarea geoidului in raport cu suprafata elipsoidului in punctul respectiv. Cunoscind abaterile observate ale verticalei, acestea se pot folosi la determinarea atit a dimensiunilor e.t., cit si a inSltimii geoidului. (G.S. ) Eliseev, Aleksei Stanislavovici (n. 1934), cosmonaut sovietic. Inginer de bord pe nava spatialS Soiuz 5 (15— 17 ian. 1969), a trecut la bordul navei Soiuz 4, dupa о ora petrecutS in spatiul cosmic. Copilot pe nava Soiuz 8 (13—18 oct. 1969) si inginer de bord pe nava Soiuz 10 (22 — 25 apr. 1971). (F.Z.) elongatie, diferenta dintre longitudi-nea ecliptic^, geocentricS a unui corp ceresc si aceea a Soarelui. Cind cor-pul ceresc se aflS in planul eclipticii, e. sa este data de unghiul dintre directiile spre Soare si spre corpul res- pectiv. Observate de pe PSmint, planetele interioare Mercur si Venus nu se depSrteazS niciodatS de о parte si de alta a Soarelui cu unghiuri mai mari de c. 27° (Mercur) si c. 47* (Venus). DatoritS excentricitSJii mari a orbitei, e. planetei Mercur — orient tala si occidentals — pot avea va* lori foarte diferite, vizibilitS^ile cores* punzStoare ale planetei fiind deci foarte inegale. DimpotrivS, in cazu> planetei Venus, a cSrei orbits este aproape circulars, aceste e. sint foarte putin diferite. In cazul planetelo? exterioare, e. poate lua valori intra 0 si 360°. Uneori, termenul de e* se foloseste si in cazul unor satelifi ai planetelor*mari, desemnind in aces^ caz distanta dintre satelit si planets^ exprimatS prin unghiul dintre du rectiile PSmint-planetS si PSminU satelit. (G.S.) Emden, Robert (1862—1940), astro» fizician german, prof. univ. la Mtin* chen. Unui dintre fondatorii (1930») publicatiei Zeitschrift fur Astrophysik4 A studiat structura stelelor aplicind teoria politropicS (ecuatia lui E.) si a introdus studiul termodinamie al corpurilor ceresti. Op. pr. : Gaslv^ geln, 1907; Thermodynamik der Him,* melshorper, 1926. (E.T.) emersiune, reapari^ia unui astru pe bolta cereascS dupS о eclipsS ENCELADUS 136 o ocultatie. In timpul miscSrii sale, Luna acoperS stelele si, in acest caz, e. lor este dificil de observat, deoa-rece observatorul nu este prevenit. Totusi, se poate calcula dinainte momentul si unghiul de pozitie al e. Fenomenul se produce si in cazul satelitilor planetelor Jupiter si Saturn, atunci cind acestia tree prin spatele planetelor respective. In a-ceste situatii, e. se produce treptat, datorita faptului ca unii sateliti au diametrul aparent sensibil, iar miscarea lor aparenta este sufi ient de lentS. De asemenea, e. are loc si in cazul stelelor duble cu eclipsa, momentul ei putind fi determinat din curba de lumina. V. si imersiune. (G.S.) Enceladus, satelit (v.) al planetei Saturn (v.). (G.S.) Encke, Johann Franz (1791- 1865), astronom german, prof. la Univ. din Berlin; dir. al Obs. Seeberg-Gotha §i al Obs. din Berlin. A calculat orbita cometei (v.) din 1680 si a co-metei descoperite de J.L. Pons in 1818 (care-i poartS numele si este cometa de cea mai scurtS perioada). A publicat lucrari privind paralaxa Soarelui, perturbatiile orbitelor pla-netare si asteroizii. (E.T.) Enea v. planete troiene energie gravitationala, energie produ-sS prin concentrarea gravitationala a materiei unei stele. Sin. energie gravifica. Este insemnatS in faza de evoluj;ie spre secventa principaia a stelelor formate din nori interstelari, stele aflate in contractie pinS cind incep reactiile termonucleare. E.g. joacS apoi un roi important atunci cind, prin epuizarea unui combustibil nuclear, nucleul stelei se contracts, ?i astfel temperatura sa creste, fS-cind posibila о noua reac^ie termonu-clearS, a unor nuclee mai grele. In sfir^it, in stadiile finale de evolulie, in caz dc cclaps gravitational — cind nucleul stelei lipsit de surse de energie nuclearS ajunge la densi-tSti considerabile (1015 g/cm3, sau chiar mai mult) — e.g. poate atinge о fractiune importanta din energia potentiala a stelei. Aceste stadii finale — stelele neutronice, gSurile ne-gre — si procesele de producere a energiei asociate lor se pot urmari in cadrul teoriei relativitStii generaliza-te. Energia potentiala gravitationala a stelei, adica energia necesarS spre a indepSrta la infinit materia care i °°GM(r) о compune (Eq = \ --------------dM(r), ■ 0 r unde M(r) este masa sferei de razS r, iar G constanta gravitatiei), este proportionala cu pStratul masei stelei si invers proportionals cu raza ei; factorul de proportionalitate creste cu concentrarea centrals a stelei. A-ceastS energie n-ar putea explica ra-diatia Soarelui, cu intensitatea ei actuals, decit pentru un interval de c. 2 • 107 ani, ceea ce aimpus cSutarea altor surse de energie, capabile sS explice radiatia de miliarde de ani a stelelor. (C.P.) energie solara, energie emisS de Soare prin reactii termonucleare (in special lantul p —p si, in mai micS mS-surS, ciclul C —N), avind valoarea de 3,90 • 1023 kW, din care pe PSmint ajunge a 2-a miliarda parte. In afara atmosferei, ajung 1,360 kW/m2 (va-loare pe baza cSreia a fost dedusS luminozitatea Soarelui). Inainte de a atinge suprafata terestrS, о parte din aceastS radiatie este absorbitS de atmosferS. E.s. nu este poluantS si stS la baza majoritStii surselor de energie terestre (cu exceptia energiei nucleare, geotermice si a mareelor). In prezent ea poate furniza energie electricS fie in pile solare (ex. in cele de pe satelitii artificiali), fie in cup-toare solare (care concentreazS radiatia solarS prin intermediul unor oglnzi, obtinindu-se temperaturi foarte inalte) energie termicS pentru in-cSlzirea locuintelor etc. in perspec-tiva unei crize energetice, se urmS- 137 ENERGIE reste utilizarea e.s. in conditii mai putin costisitoare ca in cazul pilelor solare actuale. (E.T.) energie stelara, energie continuta de о stea, constind din: energie de agi-tatie termica, energie radianta, energie potentials gravitationala, energie de excitare si de ionizare a gazelor (in masura mai mica) si energia ma-sei de repaus a particulelor componente (cea mai importanta). In cazul stelelor in contractie ce tind catre secventa principala, originea radiatiei stelei о constituie energia potentiala gravitationala. Cind temperatura centrala a stelei atinge citeva milioane de grade au loc reactii ter-monucleare, ce constituie sursa radiatiei emise de о stea aflata in secventa principala: stelele asemana- toare Soarelui sau mai putin stralu-citoare radiaza in special prin lantul proton-proton (p—p), iar cele mai stralucitoare prin ciclul carbon-azot (C —N). La transformarea unor pro-toni in nuclee de heliu, defectul de masa este 0,007 din masa initiala, la formarea unui nucleu de heliu in lantul p —p fiind emisa о energie de 26,21 MeV (4,2- 10~12 J), din care 2% este preluata de neutrinii emisi. Lantul p —p predominant se desfa-soara dupa schema: JH + iH->fD + e+ + v fH + iH-fHe + y |He + §He—> |He + 2JH. La temperaturi de peste 13 • 107 К si in conditiile unor concentratii mari de heliu, au loc si alte doua variante de reactii: |He + |He—v JBe + у JBe + e~ -> |Li + v JLi + JH —» 2|He si |He + fHe-jBe + T JBe + JH —> |B + у §B — |Be* + e+ + v |B -> 2|He, pierderile de energie prin neutrini fiind de 4% in varianta a doua si de 2,7% in varianta a treia. In cazul Soarelui, sursa cea mai importanta de neutrini о constituie varianta a treia de reactie; totusi fluxul neu-trinic detectat in experiente speciale este mai mic de cel putin 10 ori decit cel calculat, luind in conside-rare modelul de interior al Soarelui curent acceptat si constantele nu-cleare recent stabilite. La stelele sec-ventei principale mai stralucitoare ca Soarele, cu temperatura centrala mai mare de 16 • 106 K, predomina ciclul C —N; acesta se desfasoara dupa о schema (ciclul luiBethe), stabilita (1939) de H.A. Bethe si C.F. Weiz-sacker, unde carbonul are roi de cata-lizator: iiC + lH->i?N + T i3N_^ i3C + e+ + v i3C + iH^^N + T wN + iH ig50 + у 4N + e4v rnN + \H -+ i26C + fHe. Si aici sint posibile unele cicluri se-cundare. Energia dezvoltata intr-un astfel de ciclu este de 25,026 MeV; neutrinii preluind о parte mai mare (7%) din energia rezultata decit in cazul lantului p — p. in calculul e.s. e, produsa de unitatea de masa in unitatea de timp, se folosesc formu-le de interpolare de forma s = = s0 pTn, in care exponentul n este aproape 4 pentru lantul p — p si 20 pentru ciclul C —N, la temperatura T = 15 • 106 K, si scade cu temperatura, fiind egal cu 3 pentru p —p si cu 15,5 pentru C — N, la T = 30 • • 106 K. Cind nucleul stelei este format numai din heliu; cu un mic adaos de elemente mai grele, iar temperatura lui se ridica prin contractie gravitationala pina la 108 K, are loc reactia 3a (sau arderea heliului): fHe + fHe + 95 keV -► |Be + у |Be -f fHe — i|C + у + 7,4 MeV. Prima etapa a reactiei este endoter-тй, necesitind о energie mult mai mica decit cea produsa in etapa a doua. E.s. produsa de unitatea de EPICICLU 138 masa este: = e0p2V3Tn, unde Y reprezinta proportia heliului, n un exponent care scade cu T si este c. 30 la T к 1,4 • 108 K. La aceasta temperature se pot capta particule a in continuare, potrivit reactiilor: 12C + |He —> l80 -f у + 7,2 MeV si 180 + |He — g|Ne + у + 4,8 MeV. La temperaturi si mai inalte, de 0,5 • 109 K, poate avea loc reactia (sau arderea carbonului): i§C + i2C -> 24Mg + Y + и MeV etc. Producerea e.s. prin reactii termonucleare se opreste odata cu sintetizarea fierului (^fFe) si a elementelor vecine acestuia in sistemul periodic. Evolutia stelelor (v.) are loc, in principal, prin schimbarea compozitiei lor chimice in urma reactiilor termonucleare si, in mod secundar, prin pierderile sau transfe-rul de masa (important la stele duble strinse). Astfel, sinteza elementelor mai grele ca heliul se explica prin reac^iile termonucleare din stele (v. nucleosinteza). Evolutia stelelor ma-sive a putut fi urmarita prin calcul pentru etapa arderii carbonului si chiar mai departe; pentru stelele mai putin masive decit Soarele sau mai mici, arderea heliului intr-un material de gaze degenerate are un carac-ter exploziv (helium flash ), iar evolutia lor nu a putut fi inca urmarita mai departe. Se poate intimpla ca in nucleul central al unei stele sa aiba loc arderea simultanS a heliului si a carbonului, iar in paturile con-centrice urmatoare sa se produca alte reactii termonucleare, ca arderea hi-drogenului la temperaturi mai mici. (C.P.) epiciclu v. teoria epicicleior epoca, moment la care sint raportate anumite marimi astronomice, ca: elementele orbitei unui corp ceresc, coor-donatele unor astri, minimul de stra- lucire a unei stele variabile etc. (G.S.) Equuleus (Calul Mic ), constelatie (v.) foarte mica din regiunea ecuatoriala a cerului. Este vizibila din Romania in timpul toamnei. (G.S. ) Eratostene (Eratosthenes) (275— 195 i.e.n.), matematician, astronom, geo-graf si filozof grec din Alexandria. Contributii la teoria numerelor si in astronomie. A stabilit (230 i.e.n.) о metoda geometrica de determinare a dimensiunilor Pamintului, prin eva-luarea diferentei de latitudine si dis-tantei liniare dintre orasele Alexandria si Siena. (E.T.) Eridanus (Eridanul), constelatie (v.) din regiunea ecuatoriala a cerului, de о mare intindere pe sfera cereasca (intre 1 h 22 min si 5 h 9 min in ascensie si intre 0,1 si — 58°, 1 in declinatie). Partea sa nordica este vizi-bil& din Romania, in timpul iernii; partea sudica, care contine si steaua sa cea mai stralucitoare, Achernar' (v.), nu este vizibila din Romania. (G.S.) Eros, asteroid (v.) cu orbita situata in interiorul orbitei planetei Marte, descoperit pe cale fotograficS, la 13 aug. 1898 de G. Witt de la Obs. Urania din Berlin, ce se poate apro-pia de Pamint pina la c. 17 mil. km. Datorita faptului ca are forma unui corp alungit si subtiat la mijloc (asemanatoare cifrei 8) prezintS variatii de stralucire (curba sa de lu-minS semSnind cu cea a stelelor p Lyr). La marile opozitii (care se repeta la 37 si 44 de ani), cum au fost cele din 1931 si 1975, este mai usor accesibil observatiilor. A servit la determinarea precisa a paralaxei solare. (E. T.) eroziune meteorica, fenomen de de-teriorare a materialelor din care sint confectionate componentele unui aparat spatial, in regiunile lor expuse direct actiunii particulelor meteorice. 139 EULER Sub actiunea prafului cosmic care loveste invelisul exterior cu viteze de ordinul zecilor de km/s, se produc dezintegrari ale materialelor, fiind afectate in special ferestrele cabine-lor, panourile solare, aparatele optice etc. (F.Z.) eruptie solara, fenomen exploziv al activitatii solare (v.) care apare in regiunile active ale cromosferei (v.) si se manifesta prin cresterea brusca a stralucirii unei mici portiuni a cromosferei, un timp mediu de с. 1 h; este vizibil in lumina monocroma-tica. Sin. eruptie cromosferica. Explo-zia care se produce deasupra stra-turilor unde apare eruptia optica produce izbucniri radio si X, precum si puternice fluxuri de radiatii corpus-culare (protoni si electroni). De forme, marimi si intensitati diferite, e.s. sint detectate prin observarea continue a cromosferei in cadrul unei re-tele de statii (solare) ,,de patrulare", repartizate pe tot globul terestru. In functie de aria lor, exista 5 clase de e.s. Acestea sint: e.s.S (suberuptii), cu arii mai mici de 100 milio-nimi ale ariei unei emisfere solare; e.s. de importanta 1, cu arii cuprinse intre 250 si 600; e.s. de importanta 3, cu arii intre 600 si 1200; e.s. de importanta 4, cu arii peste 1200. Dupa stralucire, e.s. se impart in trei grupe: slabe f (/aint), normale n (normal) si stralucitoare b (bright), la centrele mondiale de date solare fiind notate Sf, Sn, Sb sau cu 3/, 3n, 3b etc. Stralucirea unei e.s. atinge un maxim la citeva minute dupa declansare (faza fulger), apoi scade lent, intr-un interval mediu de timp, datorita transformarii energiei magnetice a Soarelui in energie radianta. Din cauza complexitatii proceselor core-late cu producerea unci e.s. — emisii in domeniul optic, izbucniri radio ?i X, precum si accelerarea particulelor pina la viteze relativiste —, nu exista inc& о teorie unitarS, a e.s. (E.T.) ESA—► Agenda spatiala europeana Esnault-Pelterie, Robert (1881— 1957), savant francez. Numeroase lucrari de aeronautica. Pionier al astronauticii. Op. pr.: L*astronautique, 1934. (F.Z. ) ESO (European Southern Observatory), organizatie vest-europeana pentru cercetari astronomice in emisfera sudica. A luat fiinta in 1962, ca urmare a semnarii unei conventii intre guvernele din Belgia, Franta, Olanda, R.F. Germania si Suedia. Scopul E. 1-a constituit construirea unui observator astronomic modern; acesta a fost amplasat la nord de Santiago de Chile, la о altitudine de 2400 m, pe muntele Silla, fiind echipat cu telescoape de 3,6, 1,52, 1 si 0,5 m diametru, destinate cercetarii spectro-scopice, polarimetrice si fotometrice a stelelor. (E.T.) ESRO —> Comisia europeana pentru cercetari spatiale ESSA (Evironmental Science Service Administration), serie de sateliti artificiali (v.) meteorologici lansati de S.U.A. incepind din 1966. (F.Z.) etaj reactiv, racheta cu unui sau mai multe motoare si rezervoarele de pro-pergol aferente, care intra in com-punerea unei rachete compuse. S-a convenit ca numerotarea e.r. s2, se facS, in ordinea detasarii lor. Dupa epuizarea propergolului propriu sau a timpului de functionare prestabilit pentru actionarea instalatiei motoare, e.r. respectiv este desprins de restul rachetei (fiind recuperat ulterior sau nu). Ultimul e.r. al unei rachete compuse transporta incarcatura utila si, de obicei, compartimentul cu auto-matica intregii rachete. (F.Z.) Etamin v. Draco Euler, Leonhard (1707—1783), mate-matician si fizician elvetian, m. al Acad, de Stiinte din Berlin si Petersburg. Pe linga lucrS,rile funda-mentale din domeniul matematicii (calcul variational, teoria nume- EUNOMIA 140 relor etc.) si fizicii (mecanica solidu-lui, hidrodinamica, optica), E. aduce valoroase contribute in astronomie, prin studiile asupra orbitelor planetelor, cometelor si Lunii. (E.T.) Eunomia v. asteroid Europa 1. Satelit (v.) al planetei Jupiter (v.). (E.T.) 2. Racheta (v.) compusa de constructie vest-europeana, lansatoa-re de sateliti artificiali destinati sco-purilor stiintifice, tehnologice si de telecomunicatii. Cuprinde trei etaje reactive: in varianta E. 1 (ELDO 1), primul etaj provine din racheta bri-tanica cu propergol solid Blue Streak, al doilea din racheta franceza Co-ralie cu propergol lichid, iar al treilea este de fabricatie vest-germana. Incercarile incepute in 1967, precum si lansarile operational ale acestei rachete, au avut loc la cosmodromul australian Woomera. (F.Z.) EVA v. Apollo evectie, una dintre principalele in-egalitati periodice ale miscarii Lunii, constind dintr-o pendulare a acesteia de c. 1°,3 fata de pozitia medie cu о perioada de 32 d. (G.S.) evolutia stelelor, modificare a structurii interne si a parametrilor exte-riori de stare (ex. luminozitate, raza, temperatura efectiva, spectru) ai stelelor de la formare pina la stadiile finale, pe perioade de timp de ordi-nul a zece miliarde de ani (fig. 64). Motorul e.s. il constituie sursele de energie termonucleara ale stelelor si energia produsa prin contractie gravitationala, schimbarea compozitiei chimice a plasmei in care au loc reac-tii termonucleare si, in oarecare ma-sura, pierderile de materie sau trans-ferul ei (la stelele duble strinse). De asemenea, ca factori secundari ce influenteaza e.s. mai intervin fenome-nele de amestec al materiei stelare, ca si rotatia, acretia, magnetismul etc. Drumurile evolutive se calculea-za pe modele de stele de anumite mase si compozitii chimice originare si se reprezinta in diagrama H—R (v.), iar compararea acestor diagrame cu diagramele de roiuri de stele deduse observational constituie cea mai importanta verificare si ofera posibili-tatea determinarii virstei roiurilor ga-lactice sau globulare. Masa, compozitia chimica si virsta determina locul pe care il ocupa fiecare stea in diagrama H — R; de obicei, viata sa cuprinde citeva perioade mai impor-tante: etapa contractiei gravitational in traseul catre secventa principals, etapa din secventa principaia (de cea mai lunga durata), etapa de la secventa principaia la gigante si supragigante, etapa stadiilor tirzii ale e.s. (ex. pitice albe, stele neutronice, gauri negre). Dintre acestea, cele mai bine cunoscute si studiate sint eta-pele din secventa principaia, a gi-gantelor si a subgigantelor. Etape-le catre secventa principaia si de la gigante si subgigante la stadiile tirzii sint mai putin cunoscute. Stelele pro-vin din materia gazoasa-pulverulenta sub forma de nori intinsi, care, sub influenta unor fluctuatii gravitatio-nale, se fragmenteaza in nori mai mici; daca acestia din urma sint comprimati pina la volume relativ mici, fortele gravitationale due la colaps gravitational, particulele con-centrindu-se in cadere libera. Urmarirea primelor faze de contractie gravitationala este dificil& datorita insta-bilitatii lor dinamice; steaua in formare (sau protosteaua) evolueaza relativ repede, in sute de mii de ani, deplasindu-se in diagrama H — R a-proape vertical, spre luminozitati mai mici (traseul lui Hayashi). Prin contractie, conform teoremei viria-lului, temperatura si presiunea cresc, ceea ce duce la о incetinire a colap-sului si la о stare cvasistatica, ce poate fi urmarita mai usor prin calcul. Protosteaua este complet convectiva, iar cind temperatura cen-trala trece de 104 K, valoare la care hidrogenul si heliul sint complet io- 141 EVOLUJIA 7,5 8,0 7,99 8,00 8.01 Fig. 64. Yariatii in timp ale interiorului unei stele de 5 mase solare. Este indicat MrjM in functie de virsta stelei, calculat in 107 ani de la atingerea secventei principale (Mr este masa sferei de raza r, iar M masa stelei intregi). Regiunile „innorate" corespund zonelor de convectie. Regiunile in care pro-ducerea de energie nucleara depaseste 0,1 J/kg ■ s sint hasurate, iar cele in care proportiahidrogenului, respectiv a heliului, incepe sa scada sint punctate. nizati, se stabileste echilibrul hidro-static. Astfel, se dezvolta un nucleu radiativ care se extinde spre exterior, stabilindu-se un echilibru termodina-mic local; ca urmare, contractia de-vine mai inceata, steaua apropiindu-se de secventa principala in diagrama H —R pe un traseu de la dreapta spre stinga, iar cu scaderea opacitatii lu-minozitatea incepe sa creasca ajun-gind la un maxim, cind incep unele reactii termonucleare (v. energie ste-lard ). Inainte de a intra in secventa principala, cind intreaga energie ste-lara este produsa prin reactii termonucleare iar contractia este oprita, luminozitatea scade putin. Numai stelele cu mase mai mari de c. 0,08 din masa Soarelui (Mo) (Hmita exacta depinzind de compozitia chimica) pot ajunge la secventa principala (fig. 65), celelalte stele sfirsind ca pitice negre ce lumineaza prin racire, la care contractia este oprita odata cu degenerarea gazului electronic. Stelele masive (c. 15 Mo) evolueaza re-pede catre secventa principala, pe un traseu aproape orizontal, pe cind cele putin masive (c. 0,5 Mo) evolueaza mai incet, pe un traseu vertical (Hayashi). Timpul cit dureaza contractia gravitationala este de c. 8 • . до7 . ^ unele stele L/Lq care ajung in apropierea secventei principale, s-au observat variatii ne-regulate de stralucire (stele variabile T Tau) si micsorari de mascL. In calcule mai precise se tine seama de: rotatie, pierderea de materie, cim-purile magnetice din norii protostelari EVOLUTIA 142 Fig. 65. Evolutia a doua stele de mase diferite in diagrama H — R. etc.; toate acestea due la unele nesi-gurante in calculul traseelor. Pentru verificarile teoriei de mai sus, s-au construit diagram ele H — R ale unor roiuri tinere, ca NGC 2264; astfel, s-a observat ca majoritatea stelelor (unele fiind stele T Tau) se afla, conform teoriei, putin deasupra si la dreapta secventei principale. Stadii initiale ale e.s. sint uneori considerate obiectele Herbig-Haro si, in special, unele stele infrarosii in jurul carora mai persista norii gazosi-pulverulenti (din care acestea au luat nastere). Intrarea in secventa principaia (co-respunzind virstei zero) coincide cu inceputul producerii energiei stelare exclusiv prin lantul p—p (stele puj;in masive), sau prin ciclul C—N (masa mai mare de c. 1,75 Mo). Stelele ra-min in secventa principaia cea mai mare parte a existentei lor, un timp , , 1Л9 M/Mo . л , de c. 6 • 109 ---------am, cind consu- LILq ma c. 10% din continutul lor de hidrogen; fac exceptie stelele masive si stralucitoare de clase spectrale 07 si 05, care nu ramin decit c. 2 • 106 ani, ca si cele de clasa КО (с. 12 • 109 ani). Stelele putin masive, inclusiv Soarele, au un nucleu ra-diativ si о p&tura externa convectiva a carei adincime (de c. 10 000 km in cazul Soarelui) nu este bine cu-noscuta, iar opacitatea este data cu aprox. de legea lui Kramer. Stelele masive stralucitoare au un nucleu convectiv si о patura externa radia-tiva, iar opacitatea se datoreste in special difuziei electronice. La intrarea in secventa principaia stelele au о compozitie chimica omogena, ulterior reactiile termonucleare ducind la apa-ritia neomogenitatii chimice. Pozitia exacta a secventei principale depinde de proportia hidrogenului, X, a heliului, У, §i a elementelor grele (popu-latia stelara de tip I este mai bogata in metale, iar cea de tip II mai s&raca), calculele de structura interna fiind legate de variatia aces-tor parametri. Pentru stelele aflate in secventa principaia exista о rela-tie de proportionalitate (v. relatia masd-luminozitate) intre luminozitate si puterea a patra (la cele masive) 143 EXOBIOLOGIE sau puterea a doua a masei (la cele putin masive). Stelele ramin in secventa principala pincl la formarea in centrul lor a unui nucleu de heliu izoterm (cu mici adaosuri de metale), cu masa egala cu 10 — — 15% din masa stelara (limita Schoenberg-Chandrasehhar ), energia fiind produsa de о patura fierbinte invelind nucleul in care are loc ciclul C —N. Reactiile termonucleare due la о mSxire a masei moleculare medii si, deci, la о micsorare a presiunii, avind drept rezultat о contractie a stelei, insotita de cresterea temperaturii centrale (conform teoremei vi-rialului) si a gradientului de temperatura; ca urmare, p&turile externe ale stelei se dilata si steaua trece in domeniul subgigantelor si gigantelor. Gravitatia duce la о contractie con-tinua a nucleului stelei care, la rindul ei, produce cresterea temperaturii; devine astfel posibila amorsarea pe rind a diferitelor reactii termonucleare in regiunile centrale, pina la formarea elementelor situate in sis-temul periodic in jurul fierului. Contractia nu poate fi oprita decit de aparitia gazului electronic degenerat (pitice albe) sau neutronic degenerat (stele neutronice), iar daca masa stelei dep^seste c. 3 Mq (limita Oppen-heimcv-VolKov), ea nu mai poate fi oprita (gauri negre). Evolutia stelelor spre domeniul gigantelor si su-pragigantelor a fost urmarita prin calcule amanuntite in cadrul mode-lelor de interior stelar (pentru diferite compozitii chimice initiale). In timp ce stelele masive evolueaza re-pede spre dreapta in diagrama H — R, avind luminozitatea aproape constanta (gelul Hertzsprung ), e.s. mai putin masive este mai greu de urmarit, datorita degenerarii spre centrul lor si arderii explozive a heliului (helium flash ). In stelele cu masede c. 0,5 Mq nu poate incepe arderea heliului, iar in cele cu mase de c. 0,7 Mq arderea carbonului etc. Stelele mai masive descriu niste bucle complicate ajungind (fig. 65), in regiunea gigantelor, la arderea heliului (He—> C), a carbonului (C —► Mg) etc., modelele lor devenind tot mai complexe. A-ceste calcule asupra e.s. s-au facut aplicindu-se legea conservarii masei (reactiile termonucleare transformind in energie sub 1% din masa stelei). Raminerea stelelor in ramura subgigantelor si gigantelor este scurta (de ordinul zecilor de mil. de ani) in comparatie cu cea din secventa principal^ Aceste drumuri evolutive au fost verificate pe diagrama H —R la roiuri galactice batrine, ca M 67 si NGC 188, cu virste de c. 5,5 • 109 si 11 • 109 ani, ca si la roiuri globulare, cu stele in virsta de c. 15 • 109 ani, ce nu contin metale (populatie II). E.s. dincolo de gigante si supragi-gante spre nebuloase planetare, pitice albe, supernove, stele neutronice etc., nu este inca elaborate, in mod sigur. Evidente observationale privind gigantele, ca si arderea heliului, indica pierderi de materie. La stelele masive aflate in ultimele stadii de evolutie, emisia neutrinica joaca un roi important. Piticele albe lumineaza prin contractie, iar apoi pe seama energiei termice (racindu-se), limita superioara a maselor lor fiind de c. 1,44 Mq, iar presiunea gazului electronic degenerat opunindu-se continuarii contractiei. E.s. duble strinse este influentata puternic de transferul de materie de la о stea la alta; steaua mai masiva ajunge la stadiul de giganta la limita Roche si pierde materie in favoarea celeilalte prin punc-tul Langrage interior. In astfel de stele, evolutiile pot duce la formarea de pitice albe, de stele neutronice si de gauri negre. Stelele neutronice si pulsarii pot lua nastere si ca urmare a unor explozii de supernove (ex. nebuloasa Crab). (C.P.) exces de culoare v. indice de culoare exnova v. nova exobiologie, domeniu al biologiei care se ocupa cu studiul posibilitatilor de existentS, si al formelor de viatape alte corpuri ceresti decit Pamintul. Sin. astrobiologie. In cadrul preocu- EXOSFERA 144 parilor e., se includ: determinarea li-mitelor de extindere a formelor de viata de tip terestru; cercetarea stelelor care ar putea avea sateliti de Fig. 66. Schema satelitului artificial Explorer 1:1 — senzor termic; 2, 6 — oscilatori; 3 — detectori de radiatii; 4 — contor Geiger-Mtiller; 5— detector de micrometeoriti; 7 — motor-rache-ta; 8 — ajutaj. tip planetar, capabili sa asigure con-ditii favorabile aparitiei si dezvoltarii unor forme de viata; analiza corpurilor ceresti din punct de vedere biologic; echiparea cu aparatura spe-cializata a satelitilor, a statiilor in-terplanetare etc., in al caror program sint incluse si cercetari de e.; cercetarea posibilitatilor unor forme de viata care sa aiba la baza si alte elemente fundamentale decit carbonul si hidrogenul etc. (F.Z. ) exosfera v. atmosfera terestra expansiunea universului, teorie cosmologies, bazata pe observarea de-plasarii spre rosu a liniilor spectrale din spectrele galaxiilor, deplasare in-terpretata ca fiind datorata indepar-tarii galaxiilor de Pamint, deci, expan-siunii universului observabil (v. legea lui Hubble). Prin extinderea princi-piului copernican din cazul sistemului solar, se considera ca e.u. nu are un centru privilegiat si se observa la fel de pretutindeni. Modelele cosmologice relativiste se bazeaza pe proprietatile continuumului spatiu-timp si pe omogenitatea si izotropia distributiei materiei. In prezent nu se poate face о alegere motivata intre modelele ce prevad о expansiune neli-mitata sau cele ce prevad oprirea expansiunii, urmata apoi de о contractie (modele oscilante). Potrivit majoritatii modelelor existente, in urrna cu c. 15 • 109 ani universul a trecut printr-o stare de foarte mare densitate si temperatura (modele Big Bang); aceste modele se bazeaza pe expansiunea observata din deplasarea spre rosu, pe radiatia centimetrica izotropa remanenta de 3 K, care se observa acum, pe proportia heliului si deuteriului in univers, pe virsta celor mai batrine corpuri ceresti etc. (C.P.) Explorer, serie de sateliti artificiali (v.) ai Pamintului lansati de S.U.A. in scopul cercetarilor de astrofizica, fizica radiatiilor, geomagnetism, magnetism interplanetar etc. Primul sa-telit din aceasta serie, E. 1 (fig. 66), 145 EXPLORER plasat pe о orbita eliptica (semiaxa mare: 2549 km; semiaxa mica: 360 km) de о racheta Jupiter-C, la 1 feb. 1958, a stabilit existenta unei intensitati mari de radiatii. Datele transmise de E. 3, lansat la 26 mart. 1958 au evidentiat prezenta magne-topauzei la о departare de 120 000 km de Pamint, precum si atenuarile pro-duse de unele turbulente ale plasmei, inca insuficient studiate. E. 4 a dus la descoperirea centurilor de radiatii Van Allen ale Pamintului. Satelitii E. au avut multiple destinatii stiin-tifice, printre ei fiind inclusi sateli- tii IMP (Interplanetary Monitoring Platform), pentru cercetarile asupra atmosferei inalte si relatiilor Soare-Pamint, SSS (Small Scientific Sat-telite), pentru cercetarea proceselor dinamice din magnetosfera, SAS (Small Astronomy Sattelite), pentru cercetarile radiosurselor ceresti si ale pulsarilor, Solrad (So/ar Paliation), pentru cercetarea si inregistrarea ra-diatiilor ultraviolete si X ale Soarelui, in vederea stabilirii influentei acti-vitatii solare asupra ionosferei terestre. (F.Z. ) F Fabricius, David (1564— 1617), astronom german. A construit instrumente astronomice (quadrante si sextante). A descoperit (1596) prima stea va-riabila de lunga perioada, Mira Ceti (V.). (E.T.) facula, fiecare din formatiunile stralucitoare, de temperatura ridicata, existente in fotosfera sau in cromosfera Soarelui. In fotosfera, astfel de formatiuni se observa numai spre marginea discului solar (din cauza intunecarii sale relative). Acestea pot fi observate in lumina integrala (in fotosfera) sau in lumina monocroma-tica Ha si К (in cromosfera), fiind prezente pe toata durata de exis-tentcl a unei regiuni solare active, aparitia lor in cromosfera marcheaza inceputul unei regiuni active, iar dis-parijia lor sfirsitul acesteia. (E.T. ) familie de comete v. cometa Faye v. cometa faza, denumire sub care este de-scrisa modificarea formei suprafetei luminate a Lunii (sau a unei planete) ca urmare a schimbarii pozitiilor relative ale Soarelui, P&mintului si Lunii (sau planetei). Rotindu-se in jurul Pamintului, Luna poate fi lu-minata de Soare sub toate unghiurile in raport cu directia sa aparenta (fig. 67). Cind longitudinile geocentri-ce ale Lunii si Soarelui sint egale, Luna trece prin f. de Luna noua (LN). Daca longitudinile geocentrice ale Lunii si Soarelui difera cu 90°, Luna este in f. de primul patrar (PP), cu 180° de Lund plina (LP), iar cu 270° de ultimul patrar (UP). In mod analog, planetele inferioare (Mercur si Venus) prezinta f. asema-natoare. Planetele mari prezinta о singura f., partiala, al carei maxim este cu atit mai mic cu cit planeta este mai departe de Soare. (G.S.) Fecioara —> Virgo Federatia international de astrcnau-tica (FIA ), organizatie stiintifica fondata in 1950 de reprezentati ai 11 societati nationale de astronautica, totalizind in prezent 59 de societati si asociatii, din peste 35 de tari, avind c. 50 000 de membri si susti-natori. Sin. IAF (International ^stro-nautical Pederation). Conducerea FI A este asigurata de о adunare generala, care se intruneste in fiecare an ale-gind un birou format dintr-un pre-scdinte si patru vicepresedinti; ea poseda si 7 comitete. In I960, FIA a creat AIA. Obiectivele FIA sint axate in special pe: tehnica zborurilor cosmice si pe aplicatiile practice ale acesteia; incurajarea cercetarii si ras-pindirii informatiilor referitoare la astronautica; stimularea si intreti-nerea interesului opiniei publice fata de astronautica; colaborarea cu orga-nismele publice si particulare care se ocupa cu cercetari si activitati spatiale; incurajarea activitatilor acade-miilor, institutelor si comisiilor care se preocupa de cercetari in orice domenii ale stiintei, care au legatura cu astronautica; colaborarea cu orga-nizatiile nationale si internationale in toate domeniile care au tangenta 147 FESENKOV О / ОС V с с Frinml patrar ■С С Llli plifli \ С О С с Ultima) pitrar Э С J Luna яоиа | Fig. 67. cu astronautica si folosirea in scopuri pasnice a spatiului cosmic cu probleme de drept cosmic international si educatie; pregatirea si tine-rea de congrese, colocvii si simpo-zioane, precum si a altor conferinte stiintifice destinate a apropia oame-nii de stiint& care lucreaza in domeniul astronauticii si in domenii inru-dite si a face schimburi de idei si rezultate stiintifice in domeniul astronauticii. FIA publica toate materia-lele din cadrul congreselor si confe-rintelor pe care le organizeaza. (F.Z. ) Fedorov, Alexandr Petrovici (sec. 19), inventator rus. A conceput un vehi-cul actionat cu rachete (avind drept fluid motor vaporii de apa, aerul comprimat sau bioxidul de carbon), care sa se deplaseze in spatiu fara a avea nevoie de prezenta atmosferei. Numele sau a fost atribuit unui crater de pe fata invizibila de pe Pamint a Lunii. Op.pr.: Novii prin-tip VGzdnhoplavania, 1896. (F.Z.) Feoktistov, Constantin Petrovici (n. 1926), cosmonaut sovietic, doctor in stiinte tehnice. A facut parte din echipajul misiunii spatiale Voshod 1 (12 oct. 1964). Primul om de stiint& care a zburat la bordul unei nave cosmice. (F.Z.) Fesenkov, Vasili Grigorovici (1889 — 1972), astrofizician sovietic, prof. la Univ. din Moscova; dir. al Obs. din Alma Ata. Contributii la studiul planetelor, al Soarelui, al materiei meteorice, al evolutiei stelelor si al structurii nebuloaselor. A elaborat о teorie cosmogonica nebulara a for-marii stelelor din materie cosmic& pulverulenta. A studiat si explicat lumina zodiacal^ si lumina cerului nocturn. (E.T.) FIA 148 FIA —> Federatia internationala de astronautica fiabilitate, grad de siguranta functio-nala ce caracterizeaza un sistem sau un agregat complex, cum ar fi un vehicul spatial sau unui dintre com-ponentele acestuia, pentru a putea indeplini functiunile pentru care a fost conceput si realizat, in condi-tii de exploatare determinate. F. aparaturii si a structurii vehiculelor spatiale joaca un roi determinant in conditiile spatiului cosmic. F. ansamblurilor si a modulelor de vehicule spatiale poate fi determinate, pe baza indicilor de f. ale diferitelor elemente componente. (F.Z.) filament, fiecare dintre formatiunile intunecate filiforme prezente in cromosfera. Astfel de formatiuni sint vizibile in lumina monocromatica a hidrogenului (Ha). Dincolo de marginea discului solar, f. apar luminoase, sub forma de prctuberante (v.). F. se formeaza cel mai adesea in faza de declin al unei regiuni solare active, de obicei in lungul liniei ce separa polaritati magnetice diferite ale cimpului magnetic din regiunea solara activa. (E.T.) filtru biologic, oxidant biochimic fo-losit pentru mineralizarea substan-telor organice poluante din apa re-ziduala si din deseurile solide rezul-tate in cabina spatiala cu echipaj. Se folosesc, de regula, microorga-nisme aerobe care se dezvolta la suprafata unui material filtrant cu structura poroasa. In cazul adoptarii solutiei de ventilatie fortata a cabinei spatiale (v.), f.b. se mai numeste aerofiltru. Acesta este un bazin cu regim de recirculatie pentru ventilatie, in care о solutie continind mi-croorganisme mineralizatoare oxidea-za biochimic substantele organice din apa reziduala; ca urmare, se formeaza si precipita saruri minerale si se degaja (si capteaza) bioxid de carbon. (F.Z.) filtru monocromatic, dispozitiv optic care permite trecerea unei radiatii de о anumita lungime de unda. Un tip frecvent utilizat este cel inventat in 1931 de B. F. Lyot (care-i poarta numele), bazat pe fenomenul de polarizare a luminii prin dubla re-fractie. Acesta se compune din mai multe lame birefringente de spat de Islanda sau de cuart, dispuse astfel incit grosimile lor sa fie in serie geometrica si separate prin placi polaroide, a caror axa de polarizare face un unghi de 45° cu axa optica a lamelor. Fiecare lama are un spectru canelat, iar dispunerea lor in ordinea descresterii grosimii duce la eliminarea canelurilor inutile, in final obtinindu-se practic о singura lungime de unda. Largimea benzii de transmisie este reglata cu un sistem de termostatare; astfel, pentru linia Ha a hidrogenului este necesara о temperatura de 46,4°C. Au fost construite filtre monocromatice cu benzi de transmisie mai mici de 0,1 nm, pentru liniile Ha si Hp ale hidrogenului, D3 a heliului, К a calciului ionizat si pentru liniile coronale rosie, de 637,4 nm si verde, de 530,3 nm. (E.T.) finete aerodinamica, raport dintre fortele aerodinamice de sustentatie si de rezistenta la inaintare, care actioneaza asupra unui aparat aerospa-tial ce se deplaseaza in atmosfera terestra. Depinde de forma cor- pului si de parametrii de mis care ai acestuia. (F.Z.) Finlay v. cometa fizica planetara, ramura a astrofizicii care studiaza structura, compozifia chimica, evolutia si geneza planetelor sistemului solar si a atmosfere-lor lor, prin metode fotometrice, spectroscopice, polarimetrice si ra-dioastronomice, atit in cadrul obser-vatoarelor astronomice de la sol cit si prin sonde spatiale orbitale (ex. Mariner, Pioneer) sau care ateri- 149 FORTA zeaza pe planete (ex. Venus, Marte, Viking). (E.T.) fizica solara, ramura a astrofizicii care se ocupa cu studiul structurii si evolutiei Soarelui, ca si al fenome-nelor solare, atit din punct de vedere observational cit si teoretic. (E.T.) fizica solar-terestra, ramura a astrofizicii care studiaza fenomenele terestre din atmosfera inalta si din spatiul interplanetar sub influenta activitatii solare. Cercetarile de f.s.-t. au luat о amploare deosebita ca urmare a colaborarilor internationale din cadrul AGI (1957 — 58) si a dez-voltarii tehnicii spatiale de masu-rare directa a parametrilor fizici din atmosfera inalta si din spatiul interplanetar. Obiecte de studiu mai impor-tante al f.s.-t. sint: magnetosfera, ionosfera, vintul solar, mediul interplanetar, activitatea solara etc. V. si relatii Soare-Pamint. (E.T.) fizica stelara, ramura a astrofizicii care se ocupa cu studiul proprietati-lor fizice si chimice deduse din obser-vatii ale stelelor, de structura lor interna, de originea si evolutia lor, de atmosferele stelare, de legatura stelelor cu mediul interstelar etc. (C.P.) Flammarion, Nicolas Camille (1842 — 1925), astronom francez, intemeie-torul Societatii astronomice din Fran-ta (1882). Studii privind stelele du-ble si multiple, planeta Marte si Luna. Este cunoscut indeosebi pentru lu-cr&rile sale de popularizare a astro-nomiei. Op. pr.: La pluralite des mondes habites, 1862; La planete Mars et ses conditions d'habitation, 1893; Asironomie populaire, 1880. (E.T.) Flamsteed, John (1646— 1719), astronom englez, primul dir. al Obs. Greenwich (1675—1719). Cu instru-mente astronomice de constructie proprie, a alcatuit un catalog stelar folosit in navigatie. (E.T.) flocula, fiecare din formatiunile stralucitoare ale cromosferei, alcatuita din vapori de calciu sau de hidrogen ; este vizibila cu ajutorul filtrelor monocromatice in liniile К sau Ha. Sin. plajd. Ocupa regiuni mult mai in-tinse decit faculele din fotosfera si cromosfera, iar durata lor este mai mare cu citeva zile sau saptamini. (E.T.) Flora v. asteroid flutter, fenomen aeroelastic propriu aparatelor aerospatiale, evidentiat prin aparitia in timpul zborului a unor oscilatii datorate interactiunii dintre fortele aerodinamice si cele elastice. (F.Z.) Fomalhaut, steaua cea mai stralucitoare — a — din constelatia Piscis Austrinus, situata aproape de Soare, la c. 22 a.i. Este vizibila in Romania seara, foarte aproape de orizontul sudic, in timpul ultimelor luni ale anului. Are magnitudinea aparenta 1,16 si luminozitatea de c. 13 ori mai mare decit a Soarelui, aparti-nind clasei spectrale АЗ. V. si stralu-cire. (G.S.) formula lui Saha v. echilibru de ionizare formula lui Tiolkovski v. racheta Fornax (Cuptorul), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului. Este vizibila in Romania in timpul iernii, foarte putin deasupra orizontului. Cea mai stralucitoare stea a sa abia atinge magnitudinea aparenta 4. (G.S.) forta Coriolis v. rotatia Pamintului forta reactiva, forta de recul datorata unui jet de gaze sau altei sub-stante evacuate cu viteza dintr-un motor reactiv. Este echivalenta cu suma fortelor de presiune ale gazelor FOTOGRAFIE 150 (substantei) pe suprafata interioara a camerei de ardere si a ajutajului re-activ al motorului cu reactie. Valoarea ei este proportionala cu debitul maxim al materiei evacuate din motor (propulsantul) si cu viteza de ejectie a acesteia. (F.Z.) fotografie astronomica, fotografie a astrilor sau a fenomenelor astronomice. Materialul fotografie poate inregistra, sub forma de document, obiectele ceresti mult mai putin stralucitoare decit cele sesizate cu ochiul liber; in plus, permite obtinerea ima-ginilor stelare in domeniile ultraviolet si infrarosu (la care ochiul nu este sensibil). Primele cercetari de aplicare a fotografiei in astronomie au fost facute de H. Draper (1840), de W. C. Bond (1850) si de E. Rutherford (1864), avind ca obiect Luna, iar ca dispozitiv dagherotipul. Mai tirziu, P. J. C. Janssen a obtinut о serie de fotografii ale Soarelui. Dupa 1882 (cind fratii Lumiere au intro-dus gelatina cu bromura de argint ca emulsie fotografica), f.a. a devenit о metodcl cu largi aplicatii la obtinerea hartilor astrografice, in astro-metrie si spectroscopia astronomica. Pe materialul fotografie se poate sta-bili pozitia unui obiect ceresc, se poate masura stralucirea lui, ca si о serie de alti parametri. Prelucrarea Fig. 68. f.a., in special in fotometria si spectroscopia astronomica, necesita obtinerea unui procedeu de traducere a innegririi placii (filmului) in ilu-minare (spectrografie astronomica); cantitatea de lumina primita deter-mina innegrirea negativSui, carac-terizata prin densitatea de innegrire, care, conform legii lui Schwarzschild, este proportionala cu logaritmul pro-dusului Etp, unde E este iluminarea, t timpul de expunere, iar p expo-nentul de expunere al lui Schwarzschild (depinzind de domeniul spectral si de timpul de expunere; avind, de ex. valoarea 0,85 pentru cliseele sensibile in albastru, la о durata de expunere de 1 h). Pentru fiecare negativ se construieste о curb& ca-racteristicS, (fig. 68) in sistemul de coordonate D (densitatea de innegrire) log Etp, care cuprinde trei por-tiuni: A В zona subexpunerii, BC zona expunerii normale (unde curba poate fi asimilata cu о dreapta a carei pantS, determina contrasts (gradatia) placii sau filmului si CD zona supraexpunerii sau a sola-rizarii; о buna determinare, о cores-pondenta cit mai exacta intre densi-tate si iluminare se obtine numai pe portiunea expunerii normale. Stu-diile fotografice ale cerului au depasit cu mult domeniul vizibil. De la sol astrii sint observati intre 0,3 si 0,4 p., in ultraviolet, si pina la 1 p, in infrarosu. Rachetele au permis studii fotografice in ultravioletui indepcirtat si in domeniul razelor X (10~4 p). F.a. in domenii spectrale diferite, obtinute cu marile telescoape, au permis studiile morfologice ale planetelor, nebuloaselor si galaxiilor. (E.T.) fotometrie astronomica—► astrofotome-trie fotometru stelar, aparat de masura a iluminaxii produse de о anumita sursa stelarS,, in raport cu о sursa stelara etSon. In functie de recep-torul folosit, fotometrul poate fi 151 FUNCTIE vizual, fotografic sau fotoelectric. (E.T.) fotosfera, strat al atmosferei solare sau stelare prin care se emite ra-diatia optica cu spectru continuu, in interiorul lui aparind perturbatii cu aspect granular. In cazul Soarelui (v.), grosimea f. este de c. 320 km iar temperatura efectiva de c. 5 770 K. (E.T.) Fowler, Alfred (1868—1940), astronom englez. Contributii la studiul spectrelor stelare, solare si de comete; a identificat si explicat spectrul heliului ionizat. (E.T.) Fowler, William Alfred (n. 1911), astrofizician american. Contributii la explicarea producedi elementelor mai grele ca hidrogenul si a generarii energiei stelare. Studii ale emisiei у stelare. (E. T.) Fraunhofer, Joseph von (1787— 1826), fizician si astronom german. Cercetari de optica si astronomie. A per-fectionat luneta astronomica si a initiat metodele spectroscopiei in astronomie. In 1814 a descoperit c. 576 de linii de absorbtie in spectrul Soarelui, numite liniile lui F. Studiile ulterioare ale acestor linii au permis determinarea conditiilor fizice din atmosfera Soarelui si a stelelor. (E.T.) Friedman, Aleksandr Aleksandrovici (1888—1925), meteorolog si cosmo-log rus. Cercetari in domeniul teoriei relativitatii si al cosmologiei. A ela-borat inaintea lui G. Lemaitre о teorie cosmologica a universului in ex-pansiune, care presupune о stare ori-ginara supradensa. (E.T.) Friedman, Herbert (n. 1916), astro- fizician american, prof. la Univ. Madison (Maryland). A obtinut pri-mele fotografii prin sateliti ale Soarelui, in domeniile ultraviolet si X. A descoperit geocoroana de hidrogen si a masurat fluxul de radiatii ultravio- lete al stelelor timpurii, ca si cel de radiatii X al unor surse ceresti. (E.T.) frinarea vehiculului spatial, operatic de reducere a vitezei pe traiec-torie a unui vehicul spatial (sau a unei parti a acestuia), in diferite scopuri: satelizarea in jurul unui corp ceresc, jonctiunea cu un alt vehicul spatial, corectarea traiectoriei, reintrarea in atmosfera terestra, coborirea pe sol etc. Poate fi aerodi-namica, la traversarea straturilor atmosferei, sau reactiva, realizata prin tractiunea unui motor cu reacjie (indreptat& in sens invers sensului de zbor). Frinarea aerodinamica este asigurata de forta de rezistenta la inaintare a vehiculului prin stratum rile dense ale atmosferei, viteza pu-tind fi micsorat& pina la 150— 200 m/s si fiind redusa in continuare cu ajutorul parasutelor. Poate fi balistica, controlata sau planata: prima este folosita de majoritatea rachetelor sol-sol si cind nu se cere recuperarea obiectului spatial ; in cea de a doua, fortele si momentele aerodi nam ice care apar pe vehiculul spatial pot fi modificate in anumite limite si cu anumite conditionari; in cea de a treia, vehiculul spatial se comporta similar unui planor, pe acesta aparind о forta de sustentatie normala la traiectorie, ce asigur& о oa-recare libcrtate de manevra si redu-cerea deceleratiei. (F.Z.) Fujita, Yoshio (n. 1908), astrofizician japonez, prof. la Univ. din Tokio. Contributii la studiul stelelor variabile de lunga perioada, al spectrului stelelor de mica temperatura si al atmosferei solare. Op. pr.: The Astronomical Spectroscopy; Development of Astronomical Physics. (E.T.) functie perturbatoare v. perturbatiile corpurilor ceresti functie sursa (Sv), marime exprimata prin raportul dintre coeficientul de emisie si cel de absorbtie, ce intervine furtunA 152 in cazul transferului de radiatie prin-tr-o atmosfera stelara. Forma ei reie-se din ecuatia de transfer si indica mecanismul considerat la formarea spectrului continuu sau de linii. Astfel, in cazul unei atmosfere in echilibru termodinamic local, f.s. este chiar functia lui Planck. Dac& se considera echilibrul termodinamic local si se tine seama si de difuzia radiatiei, f.s. are о forma mai com-plicata, si anume: Sv = —£v + —— I, Kv -p Tv Xv + Tv unde Tv este coeficientul de difuzie, Xv coeficientul de absorbtie, Bv functia lui Planck, iar I intensitatea medie a radiatiei. (E.T.) furtuna geomagnetica, variatie puter-nica a cimpului magnetic terestru datorita interceptarii de catre mag-netosfera terestra a unui nor de plasma ejectat de о eruptie solara. Inaintind in mediul interplanetar cu viteze de 1000— 1500 km/s, norul de plasma genereaza о unda de soc si, la contactul cu magnetosfera, produce о furtuna magnetosferica pe tot globul terestru, manifestata prin-tr-o variatie puternica a componentei orizontale a cimpului geomagnetic si denumita f.g. cu inceput brusc SSC (Sudden Storm Commencement). Uneori, in acelasi moment pe tot globul terestru, se inregistreazS, si f.g. fara inceput brusc SC (Storm Commencement). О f.g. cu inceput brusc (fig. 69) produce cresteri ale cimpului geomagnetic de (1,6 — 4) • • 10~2 A/m, intr-un interval de timp de 2 — 3 min. Dupa aceasta crestere brusca, valoarea cimpului sufera fluc-tuatii in jurul valorii initiale, care pot dura de la 1 la 10 h. Apoi intensitatea cimpului magnetic scade pina la c. (8 — 24) • 10~2 A/m sub nivelul normal, intr-un interval de 12 h. Revenirea la valoarea normala du-reaza citeva zile. Perioada de crestere a cimpului geomagnetic poarta numele de faza initiala, iar cea de scadere si re-venire la normal de faza principaia. Factorul responsabil pentru produ-cerea fazei initiale este compresia magnetosferei (v.) sub presiunea no-rului de plasma. Pentru faza principaia, descresterea cimpului magnetic se datoreste formarii unei noi zone (centuri) de radiatii, cu particule de energie E joasa (200 eV < E < < 50 keV), care intra in Centura externa Van Allen prin coada magnetica a Pamintului. In planul ecuatorial, aceasta Centura de radiatii atinge un maxim la distanta de 4 raze terestre si produce un curent electric in jurul Pamintului, denumit curent circular (ring curent). Fluctuatiile sub forma de impulsuri, care au Fig. 69 153 FUS loc in timpul fazei principale si care dureaza 1 —3 h, sint datorate curen-tilor indusi de magnetosfera in iono-sfera polar& (electrojet auroral), pur-tind denumirea de subf urtuna magnetosferica. (E.T.) furtuna ionosferica, perturbatie iono-sjerica (v.), indeosebi a stratului F2, consecinta a unei furtuni magneto-sferice, care se manifesta ca о crestere sau descrestere a densitatii elec-tronice si a inaltimii acestui strat in functie de latitudine. Astfel, s-a observat о crestere a densitatii elec-tronice in regiunile de latitudine mare (polare) ale ionosferei si о sca-dere a acesteia in regiunile de latitudine medie. Se considera ca, in timpul unei furtuni magnetosferice, sint generate puternice cimpuri elec-trostatice care pot produce о miscare de deriva a plasmei ionosferice. Mis-carile verticale ale plasmei ionosferice, asociate cu miscarea de deriva, modified viata medie a electronilor si aceasta face ca pierderea electronilor sa fie mai micd in regiunile polare, unde are loc о ionizare intensa de-a lungul ovalului auroral. V. si magnetosfera. (E.T.) fus orar, regiune de pe Pamint limi-tata de doua meridiane situate la о diferenta de longitudine de 15° (valoarea unghiului cu care se roteste Pamintul in timp de о ora). Toate localitatile din acelasi fus au aceeasi ora, aleasa conventional egala cu ora locala a meridianului central (timpul legal). Conventia f.o. a fost introdusa la sfirsitul sec. 19 din necesitatea evitarii multitudinii de timpuri locale, foarte incomode in viata sociala si economica a statelor. Diferenta maxima intre timpul solar local si cel legal este caracteristica marginilor f.o. si nu depaseste о jumatate de ora, daca se face abstrac-tie de ecuatia timpului (v.). Intreaga suprafata a Pamintului a fost deci impartita in 24 f.o., adoptindu-se in mod conventional ca fus origine, fusul care are in centru meridianul Greenwich, iar numerotarea lor de la 0 la 23 se face spre est. Romania se afla in al doilea f.o., avind deci ora legala diferita cu doua ore (inain-te) fata de meridianul zero. Exista si t&ri care se intind pe mai multe f.o., cum sint, de ex.: U.R.S.S. (11 f.o.), S.U.A. (4 f.o.), Australia (3 f.o.). (G.S.) G Gagarin, Iuri Alekseevici (1934 — 1968), cosmonaut si aviator sovietic. Erou al Uniunii Sovietice (1961). Primul от сагеч a zburat (12 apr. 1961) in spatiul cosmic, pe о orbita de satelit, la bordul navei cosmice Vostok 1. Numele Sclu a fost atribuit unui crater de pe fata Lunii invizibila de pe Pamint. (F.Z.) Galaxia, sistem stelar care contine Soarele impreun& cu sistemul sau planetar, cuprinzind о multime de stele de diferite tipuri, asociatii si roiuri stelare, nebuloase gazoase si pulverulente, precum si atomi si particule izolate, dispersate in spatiul interstelar. Majoritatea acestor formatiuni sint cuprinse intr-un domeniu in forma de lentila (fig. 70), al c&rui diametru este de c. 90 000 a.i. iar grosimea centrala de c. 16 000 a.i., Soarele afiindu-se la c. 30 000 a.i. de centru. In partea centrala a G. se distinge un nucleu avind diametrul de c. 16 300 a.i., constituit dintr-o aglomerare de stele (v. nucleu de galaxie). G. constituie un sistem dinamic unitar, ale c&rui elemente se rotesc in jurul axei mici. Stelele si materia interstelara sint distribuite neuniform in G., majoritatea aflin-du-se in vecinatatea planului galactic ce trece prin centrul de masa si este perpendicular pe axa de rotatie, densitatea cea mai micS, fiind observata inspre polii galactici. In apropierea Soarelui densitatea materiei este de c. 10~23g/cm3. Numarul total al stelelor din G. se apreciaz& la c. 10n( 100 miliarde). Masa tuturor stelelor si a materiei interstelare (2% din masa to tala) este de c. 1,5 • 1011 mase solare, adicS, c. 3 • 1041 kg. In G. se disting trei tipuri de subsisteme: plane, intermediare si sferice (v. populatie stelara). Subsistemele plane sint constituite din stele tinere fierbinti, cefeide de perioada mijlocie, asociatii stelare, roiuri stelare des-chise si materie gazoasa si pulveru-lenta. Toate acestea sint situate in vecincltatea planului galactic, intr-o zon& a carei grosime este de c. 1/20 din diametrul G. Virsta medie a stelelor apartinind acestor subsisteme este de c. 3 • 109 ani. Subsistemele sferice cuprind toate subpiticele, gi-gantele galbene si rosii, cefeide de scurt& perioada (ex. RR Lyr, W Vir) si roiurile stelare globulare. Densitatea materiei din aceste subsisteme scade de la centrul spre periferia G., iar virsta medie a acestor formatiuni este ceva mai mare de 5 • 109 ani. Subsistemele intermediare sint constituite din pitice galbene si rosii, stele variabile de tip Mira Ceti, nebuloase planetare etc. Din regiunea centrala a G. pornesc ramuri spirale in planul galactic care, inconjurind nucleul, se disperseaza din ce in ce mai mult, luminozitatea lor scazind spre periferie (fig. 71). In dezvoltarea structurii spirale a G. un roi important este jucat de for tele gravitatio-nale si de fenomenele magnetoliidro-dinamice. In bratele spirale iau nas-tere noi stele, deci aceste regiuni sint populate cu cele mai tinere obiecte galactice. V. si Calea Lactee\ rotatia Galaxiei; materie interstelara. (G.S.) 155 GALAXIA /________________________30.000 pc Soare Fig. 70. Aspectul schematic al Galaxiei pentru un observator exterior aflat in planul ei median (punc-tele reprezinta roiuri galactice si stele RR Lyr). Fig. 71. Galaxia (imagine frontala). GALAXIE 156 galaxie, sistem stelar comparabil cu Galaxia (v.), de intindere, masa, stralucire si numar de stele extrem de variate. Sin. nebuloasa extragalactica; nebuloasa spirala. Dintre cele mai apropiate g. sint de mentionat Norul Mare si Norul Mic al lui Magellan, situati Ja c. 55 si, respectiv, c. 63 kpc, si g. (nebuloasa) din Andromeda (M 31), de la c. 680 kpc. De-partarile g. pot fi calculate fie prin identificarea cefeidelor si determinarea stralucirii lor (ex. nebuloasa din Andromeda), fie prin studierea novelor, a regiunilor de hidrogen ionizat (H II) si a roiurilor globulare (departari mai mici de 15 Mpc), fie prin determinarea magnitudinii lor aparente integrale sau a deplasarii spre rosu a liniilor lor spectrale (departari mai mari). Exista cata-loage de nebuloase, ca acela al lui J. L. Dreyer (1890, 1895) New General Catalogue (NGC) , urmat de cele doua suplimente (1894, 1908) denu-mite Index Catalogue (IC), catalogul lui Shapley si Ames (1932, pentru galaxii cu magnitudini absolute mai mici de 13), The Hubble Atlas of Galaxies (1961) etc. In mod frecvent, pentru identificarea g. se foloseste notatia din NGC. G. apar izolate in spatiu sau formeaza grupuri, de doua sau mai multe g., si roiuri de g. Galaxia impreuna cu alte c. 20 de g. formeaza grupul local (v.). In roiuri, ele ating un numar de ordinul sutelor sau miilor (ex. roiurile Virgo si Coma), fara a prezenta о concentrare sen-sibil& spre centru. Existenta unor roiuri de roiuri de g., numite si superroiuri, nu este dovedita pina in prezent; problema are implicatii importante in teoriile privind gravi-tatia si in cosmologie. In g. apropiate, ca si in Galaxie, s-au identi-ficat diferite tipuri de stele, roiuri de stele, materie interstelara. De asemenea, la unele se observa si о zona de materie pulverulentS, ab-sorbant& in planul median; la Galaxie, aceasta zona impiediccl observarea altor g. intr-o zona corespun-zatoare unor latitudini galactice mai mici de 20° (zona de evitare). Dupa forma, g. au fost impartite de E. P. Hubble in (fig. 72): g. eliptice (E0 — E7) de turtire mai mare sau mai mica, g. spirale nor male (Sa, Sb, Sc) si g. spirale bar ate (SBa, SBb, SBc), cu bra tele spirale mai mult sau mai putin dezvoltate si cu concentrare mai mare sau mai mica, si g. neregulate (I) (ex. Norii lui Magellan). Initial, s-a considerat ca aceasta clasificare, intocmai cu clasi-ficarea spectrala a stelelor, are о semnificatie evolutiva, insa ulterior s-a aratat ca ea nu poate fi inter-pretata astfel. . Dintre g. clasificate, 63% sint spirale, 23% eliptice si numai 2% sint neregulate (12% fiind neclarificate). In prezent se prefera clasificari mai detaliate (ex. Morgan si Mayall), care tin seama si de clasele spectrale ale majoritatii stelelor ce le compun si de caracteristi-cile nucleelor lor. Astfel, sistemele A au liniile din spectrul Balmer foarte largi, spectrul sistemelor F se asea-mana in domeniul violet cu spectrul stelelor F, sistemele К au un spectru ca al stelelor normale G8 si gigante mai tirzii M (dar nu si cu spec-trele unor stele timpurii). Intre aces-tea, pot exista si tipuri de tranzitie (AF, FG). In ceea ce priveste formele si nucleele galaxiilor, H. R. Morgan considera, ca si Hubble, tipurile S (spirale), В (spirale barate), I (neregulate), la care adauga unele subtipuri, in functie de prezenta materiei absorbante, simetria de rotatie, intensitatea superficiala, intensitatea si marimea nucleelor, dispunerea pla-nului g. fata de observator. G. cu nuclee foarte mici (sub 100 pc dia-metru )si luminoase, cu linii spectrale de emisie largi, indicind temperaturi inalte si viteze mari de expansiune, sint g. Seyfert. Unele dintre acestea emit si radiounde, prezentind totodata variatii ale emisiei de lumina si de radiounde, si sint uneori considerate obiecte inrudite cu quasarii. Lumino-zita^ile g. difera uneori de peste 10 000 de ori, existind g. gigante cu magnitudinea absoluta — 19,5 (elip- 157 GALAXIE Sa Sb EG E4 tice) si galaxii pitice (unele g. nere-gulate) cu magnitudinea absoluta — 10. Ca intindere spatiala, g. pot fi uneori de ordinul unor roiuri globulare mari, alteori intinzindu-se pe milioane de ani lumina (ex. radiosursa 3C 236 din Leo Minor, cu diametrul 18 • 106 a.i.). G. prezinta о deplasare spre rosu (v.) ДХ/Х a liniilor spectrale, care este interpretata ca о deplasare Doppler, verificata si cu linia de 21 cm a hidrogenului la g. mai apropiate. Cea mai mare deplasare spre rosu observata pentru un roi de g. corespunde unei viteze de recesie de aproape 1/2 din viteza luminii (pentru departarea de c. 2 • 109 pc); recent (1975) H. Spinrad a descoperit о galaxie (3C123) cu ДХ/Х = = 0,67, situata la о departare de c. 2,5 • 109 pc. Din vitezele radiale si din variatia lor cu distanta fata de centru, in cazul g. mai apropiate se poate deduce viteza • de rotatie si masa. Astfel, pentru g. din Andromeda se gaseste ca viteza creste repede la 87 lmi/s pina la marginea nucleului central (situata la c. 2",2 de centru), pentru ca apoi sa scada, reincepind sa creasca incet, incepind de la 8" de centru. Masa nucleului, format din stele, este de ordinul a 1,3 * 107 mase solare, iar a intregii g. de ordinul a 3- 1011 mase solare. Masele medii ale g. din roiuri se pot deduce din vitezele lor radiale, presupunind ca aceste roiuri sint stationare (teorema viria-lului). De rotatia g. depinde turtirea lor, g. spirale fiind mai turtite decit cele eliptice; rotatia are loc mai repede spre centru si mai incet spre marginea. sistemului si in sensul infasurarii spirelor. Distributia dife-ritelor tipuri de populatii de stele in g. este asemanatoare cu aceea din Galaxie. In g. E, predomina popu-latia de tipul II si nu se observa materie gazoasa-pulverulenta decit la unele dintre cele mai mari. In bra-tele g. spirale se observa populatie de disc de tipul I, asociatii de stele 0,B tinere, materie gazoasa-pulverulenta etc., existind si acum stele in formare (desi exista si populatie I batrina, ca si populatie II de halo). Rezulta ca in toate g. formarea stelelor a inceput acum с. 1010 ani, dar vitezele de formare a lor au dife-rit pentru diferite sisteme, ele depin-zind de momentele unghiulare ale lor intr-un mod inca neelucidat. Explicarea formei spirale a g. nu este deplin elaborata. Bratele nu pot fi formate din acelasi material, din cauza rotatiei g. cu perioada de с. 108 ani; in timp de Ю10 ani (de cind exista ele), s-ar introduce mereu noi brate, pe cind g. au numai unui sau doua brate (dilema persistentei). In prezent se prefera teoria dupa care ele au о origine gravitationala, considerindu-se ca ar prezenta ma-xime ale valorilor de densitate ale materiei g. Ramin inca multe pro-bleme nelamurite (a stabilitatii, a rolului cimpurilor magnetice etc.), insa о prima concluzie importanta este aceea ca norii de praf, asociati cu nasterea unor stele masive, se concentreaza si se dilata, dar nu au о viata mai lunga de 107 ani. Radio- GALILEI 158 galaxiile (v.) (ex. Cyg A, Cen A) sint g. care emit in domeniul radio-undelor mult mai intens decit g. normale. S-au observat si g. in ex-plozie (ex. M 82), ce constituie sta-diul initial de formare a unor radio-galaxii. Procese active in nuclee se observa si la g. Seyfert, la g. compacte, asemanindu-se oarecum cu cele din radiosursele cvasistelare (ex. quasari), la care emisia de energie este compara-Ы1У cu energia a zeci si sute de g. gigante. (C.P.) Galilei, Galileo (1564—1642), renu-mit astronom si fizician italian, ale carui lucrari marcheaza inceputul stiintei moderne. Prof. la Univ. din Pisa si din Padova. A descoperit legea oscilatiilor pendulului (1583), legea caderii libere a corpurilor (ecuatia G., 1602j; a elaborat, de asemenea, legile miscarii unui corp pe un plan inclinat, ca si cele referi-toare la miscarea proiectilelor. Este primul care a facut distinctia dintre notiunea de temperatura si cea de cantitate de caldura; a construit balanta hidrostatica (1586) si a in-ventat (1600) un termometru cu aer. A introdus, in mod corect, notiunile de viteza si acceleratie. Este primul astronom care a privit cerul cu о luneta inventata de el insusi (1609), cu ajutorul careia a facut observatii privind suprafata lunara, fazele planetei Venus, primii patru sateliti ai lui Jupiter, inelul lui Saturn (pe care insa nu 1-a interpretat corect), si petele solare, observatii ce reprezinta,, in acelasi timp, inceputurile astrofizicii. Sustinator ferm al teoriei heliocentrice a lui Copernic, G. a fost supus, in doua rinduri, la procese intentate de inchizitia ca-tolica (1616 si 1633) si, in cele din urma, silit sa-si renege public con-vingerea ca Pamintul se misca in spatiu. Op. pr.: Sidereus nuntius, 1610; Dialogo sopra i due sistemi del mondo, 1632. (G.S.) Galle, (Johann) Gottfried (1812 — 1910), astronom german, dir. al Obs. din Breslau (Wroclaw). A observat prima oara (1846) planeta Neptun, verificind calculele lui U. J. J. Le Verrier. A descoperit trei comete si a sugerat folosirea asteroizilor pentru determinarea paralaxei Soarelui. (E.TJ Gamow, George (1904— 1968), fizician american, prof. univ. la Washington. Contribute la teoria reactiilor termonucleare, la studiul evolutiei stelelor si in biofizica. A emis teoria neutrinica a supernovelor (1941) si modelul in paturi al gigan-telor rosii (1942). A introdus (1948) teoria sintezei elementelor grele in fazele initiale ale expansiunii universului. In ipoteza Big Bang a expansiunii universului, a preconizat pro-ducerea radiatiei centimetrice izo-trope. A scris carti de popularizare a stiintei, dintre care unele au fost traduse in limba romana Op. pr.: One, two, three... Infinity, 1947; Gravity, 1962; A Star Called the Sun, 1963. (E.T.) Ganswindt, Hermann (1856—1934), inginer si inventator german. A con-ceput si proiectat о navil interplanetary cu echipaj, al carui motor functiona prin impulsuri de explozii succesive. Numele sau a fost atribuit unui crater de pe fata invizibila de pe Pamint a Lunii. (F.Z.) Ganymede (Ganimede) 1. Asteroid (v.) cu nr. de ordine 1036 si diametrul de c. 48 km, descoperit la 23 oct. 1924 de W. Baade, a carui orbita este foarte excentrica. Se poate apropia mult de Pamint, pina la 0,23 UA, periheliul sau fiind interior orbitei planetei Marte. Orbita lui G. are: inclinarea 26°,3, excentrici-tatea 0,542 si semiaxa mare 2,658 UA. Are perioada de revolutie siderala de 4,34 ani si magnitudinea aparenta la opozitie 14,1. Asemanatori aste-roidului G. sint asteroizii Albert (nr. 719) si Alinda (nr. 887). (E.T.) 159 G AZEIFIC AT OR 2. Satelit (v.) al planetei Jupiter (v.) (E.T.) gaura neagra, obiect ceresc denumit astfel deoarece nu trimite nici о radiatie elect romagnetica, sau cor-pusculara, din cauza cimpului' gravitational intens de pe suprafata lui, care necesita viteze mai mari ca viteza luminii pentru ca о particula sa il poata parasi. Sin. black hole. Este denumita si colapsar, adica produs final al colapsului gravitational, sau stea inghetata, din cauza ca observatorul extern о vede tinzind catre un punct (o singularitate), dar niciodata chiar in aceasta situatie finala. Un corp ceresc a carui raza este egala cu raza gravitationala are la suprafata sa о viteza de evaziune egala cu viteza luminii (g.n. Schwarz-schild); se poate tine seama si de un eventual moment unghiular al corpului (g.n. Kerr). Timpul pro-priu pentru un observator antrenat in colaps, in care corpul se reduce la un punct, are о valoare finite, depin-zind de masa corpului, si este foarte scurt; pentru un observator extern insa, contractarea corpului la raza Schwarz schild se face intr-un timp infinit, la inceput foarte repede, apoi foarte incet, in apropierea acestei raze, iar radiatiile electromagnetice ale corpului sint deplasate conside-rabil spre rosu, corpul devenind invizibil. G.n. se manifesto in exterior prin cimpul gravitational, prin cim-pul electrostatic si prin momentul unghiular. Acretia materiei de catre g.n. duce la о radiatie X intensa, care poate servi la detectarea ei, (ex. ca in unele sisteme duble strinse, cu transfer de masa). G.n. constituie о stare finala in evolutia unor stele masive, care si-au epuizat siirsele de energie termonucleara. Colapsul gravitational al nucleului unor stele masive nu poate fi oprit de a se termina cu о singularitate, daca masa depaseste о anumita limita (repre-zentind limita superioar& a masei stelelor neutronice). Aceasta este in jur de 3 mase solare, valoarea exacta neputindu-se calcula in prezent datorita necunoasterii precise a ecua-tiei de stare a materiei din aceste stele, dar ea nu poate depasi 3,2 mase solare. In jurul orizontului unei g.n. exists, о regiune in care orice particula incidents se scindeaza in alte doua particule, una cazind in g.n. iar cealalta parasind-o cu о energie marita, diferenta fiind extrasa din energia de rotatie a acesteia. G.n. poate fi о sursa considerabila de energie care ar putea explica energia enorma emisS de unele corpuri ceresti (ex. quasari, nuclee active de galaxii). Print re corpurile ceresti, cea mai mare probabilitate de a fi identificate cu g.n. о au componentele unor stele duble strmse, care sint si surse de raze X. In prezent, Cyg X1 este considerate, о g.n.; ea este о sursa compacts de raze X, о radiosursS si, in acelasi timp, о dublS spectroscopicS cu perioada de 5,6 d, situatS la c. 2000 pc de Soare. (C.P.) Gauss, Karl Friedrich (1777- 1855), matematician, fizician si astronom german, prof. la Univ. si dir. al Obs. din Gottingen. Contributii fundamental in domeniile matematicii (teoria numerelor, geometrie, algebra, analizS matematicS), fizicii (elec-tricitate si magnetism), geodeziei si astronomiei. A conceput metoda celor mai mici pStrate, pe care a introdus-o in astronomie. A elaborat о metodS de determinare a orbitei unei planete prin trei observatii, cu care a calculat orbitele asteroizilor Ceres (care fusese pierdut si a fost regSsit pe baza calculelor sale), Pallas si Vesta. Op. pr.: Theoria motus corpcrum coelestium in sectionibus conicis sclent ambientium, 1809. (G.S,) gazeificator, dispozitiv destinat tre-cerii in fazS gazoasS a gazelor liche-fiate si repartizSrii ulterioare a acestora in sistemele corespunzStoare ale vehiculelor spatiale. Se compune din vase Dewar, evaporatoare, dispozi-tive de detenta, regulatoare de presiune, indicatori de nivel etc. (F.Z.) GEGENSCHEIN 160 Gegenschein —► lumina antisolara Gemini 1. (Gemenii) Constelatie (v.) zodiacala (fig. 73) de pe emisfera nordica a cerului, strabatuta de Calea Lactee. Este vizibila din Romania in noptile de iarna. In miscarea sa aparenta, Soarele о traverseaza in lunile iun. si iul. Poate fi usor recunoscuta datorita celor doua stele foarte stralucitoare — Castor (v.) si Pollux (v.) — care sint si foarte apropiate (distanta unghiulara intre ele fiind de 4°, 5). In G. se afla mai multe roiuri stelare (ex.: roiul des-chis M 35, aflat la о departare de c. 2600 a.i. (G.S.) 2. Serie de nave spatiale ame-ricane cu un echipaj format din doi as-tronauti, destinate zborurilor pe orbite circumterestre. Lungimea unei astfel de nave este de 5,7 m, diametrul maxim de 2,25 m, iar energia electrica este furnizata de pile de combustie. Prezinta о cabina spatiala etansa (fig. 74), recuperabila in ocean, a carei masa este de 3200 — 3800 kg. In perioada 1965 — 66, in cadrul programului G. au fost efectuate non a zboruri, prin care au fost testate capacitatile astronautilor desti-nati programului Apollo si о serie de aparate si sisteme ce urmau sa fie folosite pentru zborul omului pe Luna. Lansarile au avut loc astfel: G. 3 (V. Grissom si J. Young, 23 Fig. 73 Fig. 74. Schema navei spatiale Gemini: I — capsula etanseizata; 2 — fotoliile astronautilor; 3 — panouri cu instru-mente; 4 — sistem de orientare; 5 — parasute; 6 — radar; 7 — echipamen- te; 8 — scut ablativ. mart. 1965), G. 4 (J. McDivitt si E. White, 3 iun. 1965: prima iesire in spatiul liber a unui astronaut, american); G. 5 (G. Cooper si Ch. Conrad, 21 aug. 1965); G. 7 (F. Borman si J. Lovell, 4 dec. 1965); G. 6 (W. Schirra si Th. Stafford 15 dec. 1965); G. 8 (N. Armstrong si D. Scott, 16 mart. 1966); G. 9 (Th. Stafford si E. Cernan, care a iesit 2 h 5 min in spatiul cosmic, 3 iun. 1966); G. 10 (J. Young si M. Collins, 18 iul. 1966); G. 11 (Ch. Conrad si R. Gordon, 12 sept. 1966), s-a atins altitudinea de 1370 km); G. 12 (J. Lovell si E. Aldrin, care a iesit peste 5 h in spatiul cosmic, II nov. 1966). In ultimele trei lansari, cabina spatiala G. a fost cuplata temporar, prin manevre manuale, cu racheta Agena. V. si astronautica. (F.Z.) geminide v. curent meteoric Gemma, steaua cea mai stralucitoare — a — din constelatia Corona Borealis, situata la c. 72 a.i. de Soare. Sin. Perla. Are magnitudinea aparenta 2,22, apartinind clasei spectrale A0, iar temperatura sa la suprafata este de 10 000 K. (G.S.) 161 geofizicA generator de gaze, camera de ardere auxiliara a unui motor-racheta cu propergol lichid, in care se obtin prin ardere sau disociafie gaze cu presiuni si temperaturi ridicate (pina la 900°C), necesare ca fluid motor in turbopompe, in sisteme de comanda si control, pentru presurizari etc. Poate folosi acelasi propergol ca motorul-racheta de baza, sau un alt propergol, iar dupa natura gazelor produse, poate fi de tip reducator sau oxidant. (F.Z.) generator fotoelectric, instalatie ener-getica la bordul vehiculelor spatiale, care utilizeaza radiatia solara pentru obtinerea energiei electrice. Este com-pus dintr-un convertizor al radiatiei termice in electricitate si un sistem optic ce dirijeaza permanent fluxul de radiatie solarA catre convertizor (cit timp vehiculul spatial se afla in zona-de vizibilitate a Soarelui). V. si haterie solara. (F.Z. ) generator magnetohidrodinamic, in- stalatie destinata producerii energiei electrice, prin deplasarea unui fluid puternic ionizat (plasma) printr-un cimp magnetic de intensitate cores-punzatoare. Nu confine piese in miscare, atit precoiiiprimarea cit si des-tinderea gazului ionizat cu eliberare de energie facindu-se electromagnetic. Se preconizeaza folosirea g.m. in apa-ratele spatiale viitoare. (F.Z.) geocentrism, reprezentare a lumii ce a existat in antichitate, conform careia Pamintul se afla nemiscat in centrul lumii, iar toate celelalte corpuri ceresti se rotesc in jurul sau. La greci au existat mai multe sisteme geocentrice. Astfel Eudox (sec. 5 i.e.n.) a emis prima teorie a mis-carii planetelor, admitind existenta sferei stelelor fixe, care se roteste timp de о zi in jurul axei lumii; in interiorul ei exista pinA la 55 sfere homocentrice (pentru planete), fiecare cu miscarea sa proprie. Apollo-nios din Perga (sec. 3 i.e.n.) a emis teoria epiciclelor. (v.). Mai tirziu, a fost emisa teoria geocentricd a planetelor (sau sistemul geometric), conform careia planetele cunoscute pinA la acea vreme (Mercur, Venus, Marte, Jupiter, Saturn), precum si Soarele si Luna, se rotesc in jurul Pamintului, pe care-1 considers, centrul lumii; aceasta teorie a fost perfectionata si elaborate, in detaliu de Ptolemeu (sec. 2 i.e.n.) in lucrarea Almagest. (G.S.) geocentru, centrul Pamintului sau PAmintul (considerat punctual) ca punct de origine (centru). (G.S.) geodezie, stiinta care se ocupa cu determinarea formei, dimensiunilor si cimpului gravitational al Pamintului, precum si cu efectuarea. de masur&tori ale suprafetei 'terestre, in scopul reprezent&rii sale pe un plan, Pentru determinarea formei si dimensiunilor Pamintului, .in g. se porneste de la notiunile de suprafete de nivel ale Pamintului, pe care potentialul fortei de greutate are aceeasi valoare in orice punct si care intersecteaza directia verticalei sub un unghi drept. Directia verticalei este admisS, ca una dintre axele de coordonate, deoarece in orice punct ea este determinata in mod unic. G. a cunoscut un salt in dezvol-tarea sa odata cu lansarea sateli-iilor artificiali ai Pamintului. (in scopuri geodezice), extinzindu-si mult posibilit&tile de cercetare; s-a creat astfel о noua ramura a sa, g. cu sateliti. (G.S.) - geofizica, stiinta care se ocupa cu fizica Pamintului, cuprinzind studiile privind interiorul, suprafata si veci-natatea imediata a Pamintului, adicA studiul materiei din care este alcatuit si al distribujiei ei in interiorul aces-tuia, studiul miscarilor scoarj:ei terestre, al magnetismului si fluctua-tiilor sale, al atmosferei joase si inalte, ca si al spatiului periterestru, cu ajutorul satelitilor artificiali. (G.S.) GEOFON 162 geofon, dispozitiv acustic utilizat in prospectiuni seismice, care se introduce in solul unui corp ceresc in scopul cercetarii conditiilor de propagare a vibratiilor naturale sau provocate artificial in scoar^a acestuia. Din studiul lor, se pot trage concluzii asupra consistentei si structurii materialelor din care este formata scoarta corpului ceresc respectiv. A fost utilizat in cadrul programului Apollo. (F.Z.) Geographos, asteroid (v.) descoperit la 24 dec. 1954, a c&rui orbita are inclinarea 13°, 33, excentricitatea 0,339, semiaxa mare 1,244 UA. Distanta sa minima fata de Pamint (atinsa in 1969) este 'de 0,07 UA. (E.T.) geoid, suprafatS, echipotentiala a cimpului greutatii, care coincide cu nivelul mediu (neafectat de maree, de curenti maritimi si de variatii ale presiunii atmosferice) al oceanelor si marilor deschise. Notiunea de g. a fost introdusa in 1873 §i a ap&rut ca rezultat al unei dezvoltari inde-lungate a reprezentarii formei Pamintului ca planets. De la suprafafa g. se socoteste altitudinea. Valoarea medie a abaterilor g. de la elipsoidul terestru este de c. 50 m, iar abaterea maxima nu depaseste ± 100 m. (G.S.) geomagnetism—► magnetism terestru geopotential, poten^ialul for|ei de atracjie a masei Pamintului; repre-zintS, о parte a poten^ialului greut^ii, si anume aceea produsa numai de atractia masei Pamintului. Sin. potential terestru. Se dezvoltS, in serie, sub forma: ge\ V(p, 9,X) » — 1 + P L «=2m—0 n Pnm(sin latitudi-nea geocentrica a punctului in care se considers, potentialul, iar Pnm polinoamele lui Legendre; GE repre-zintS, constanta gravitationalS. geo-centricS., egalS, cu produsul dintre constanta gravitatiei si masa PSmin-tului, sau cu 398 603 • 109 m3s ~2, a este semiaxa mare a PSmintului, iar Cnm si Snm sint coeficienti adimen-sionali ce depind de forma Pamintului si de distributia interioarS, a masei. Termenul principal al expresiei, GE/p, corespunde potentialului atrac-tiei unei sfere avind masa PSmintului; al doilea termen ca mSxime, care confine coeficientul C2, ia in con-siderare turtirea PS,mintului. UrmS,-torii termeni reflects, alte detalii ale formei si structurii PS,mintului. Intru-cit nu se cunoaste distributia masei, este imposibilS, calcularea directa a coeficientilor Cnm si Snm; de aceea, acestia se determinS, indirect, din ansamblul mSsurS,torilor asupra greu-tS,j:ii, la suprafata PSmintului, si din perturbatiile observate in miscSxile satelitilor artificiali apropiati. (G.S.) Ge^vend, Fiodor Romanovici (1839 — 1890), inginer si inventator rus, unui dintre primii proiectanti ai motoarelor cu reactie. In 1887 a publicat un proiect de avion cu reactie §i de motor cu reactie cu ajutaje multiple, folo-sind vaporii de apS,. Op. pr.: Obscee osnovanie ustroistva vozduhopiavatel-nogo parohoda, 1887. (F.Z.) Ghinzburg, Vitali Lazarevici (n. 1916), astrofizician sovietic, prof. la Univ. din Moscova. Contributii in dome-niile radioastronomiei (radiatia sin-crotrona), razelor cosmice, quasarilor si pulsarilor, fizicii particulelor ele-mentare, supraconductibilitS,tii. A cercetat о serie de probleme filozofice ale astronomiei. (E.T.) giacobinide v. curent meteoric Giacobini-Zinner v. cometa 163 GIROSCOP giganta, stea (v.) de mare luminozitate. In diagrama H-R (v.), g. normale, de clas& de luminozitate III, au fost detectate pentru prima oara ca g. rosii de clase spectrale G—M, de mare luminozitate, prin comparatie si in contrast cu piticele rosii putin luminoase din secventa principala (cu spectre asemclnatoare, ^dar cu diametre mult mai mici). In noua clasificare spectrala (M-K), exista supragigante la, lb, cu luminozitate de 10 000— 100 000 de ori mai mare ca cea a Soarelui si apartinind tuturor claselor spectrale, g. luminoase II, cu luminozitatea de 5000 — 10 000 mai mare ca a Soarelui, g. normale III si subgigante IV. Clasificarea stelelor dupa clasa de luminozitate se face in functie de raportul inten-sitatilor unor perechi de linii standard din spectrele lor. Populatia de tip I' are cele mai luminoase stele supragigante, de tip spectral О —B, pe cind cea de tip II are g. rosii, de tip spectral К—M si magnitu-dine absolutS, intre — 2 si — 3. Unele supragigante au diametre con-siderabile (ex.: a Sco — 740, VV Cep — 2400 diametre solare). (C.P.) Girafa—> Camelopardalis giratie, miscare unghiulara a unui vehicul aerospatial in jurul unei axe (axa de g.), definite ca axa perpen-diculara pe axa longitudinals, a aparatului si situata in planul s&u de simetrie, (F.Z.) GIRD (Gruppa Izucenia Reaktivnogo Dvijeniia), asociatie stiintifica sovie-tica fondata in 1931 la Moscova, sub auspiciile aviatiei si chimiei departamentului si, ulterior, si in alte orase sovietice, avind drept scop efectuarea de cercetSri spatiale si popularizarea acestora. Sub directa indrumare a conduc&torilor G. din Moscova, la 17 aug. 1933 a fost lansata prima racheta sovieticS cu combustibil lichid, G.9. In 1933, G. a fuzionat cu Ldboratorul pentru dinamica gazelor (infiintat in 1928 la Leningrad), capatind denumirea de Institutul de cercetari stiintifice asupra propulsiei prin reactie. La G. au lucrat F. A. 'J'ander, S. O. Korolev* I. I. Perelman, I. U. Pobedonostev, I. A. Merkulov, М. K. Tihonravov, V. V. Razumov, N. A. Rinin, A. N. Stern, M. Gajala, B. S. Petropavlov-ski. (F.Z.) gircdirectional, aparat indicator de bord, care utilizeaza proprietatile giroscopului pentru determinarea si mentinerea pozitiei azimutale a unui vehicul aerospatial. Este utilizat in pilotajul fara vizibilitate si in cel automat. (F.Z.) giroorizont, aparat indicator debord, care foloseste propriet&tile giroscopului pentru a materializa linia orizon-tului si a permite cunoasterea, in orice moment, a pozitiei fata de aceasta a unui vehicul aerospatial ce evolueaza in vecinStatea unui corp ceresc. Este utilizat in pilotajul fara vizibilitate si in cel automat. (F.Z.) giroscop, piesa — in general cu simetrie axiala — mentinutS in miscare rapida de rotate si avind proprie-tatea, in cazul miscarii cu punct fix, de a-si mentine directia initial^, a axei de rotatie fata de un sistem de referinta inertial. Miscarea cu punct fix se realizeazcl practic print r-o suspensie cardanica (fig. 75). Daca g. Fig. 75. Precesie giroscopicS, GLENN 164 птз i se dau toate cele trei grade de libertate, el reactioneaza in mod caracteristic tendintelor de modificare a pozitiei axei de rotatie (fig. 76). Proprietatile g. sint utilizate la determinarea atitudiriii -unui vehicul aerospatial, in cazul zborului fara vizibilitate, ca si la dispozitivul automat de control al pozitiei unghiu-lare a unui obiect aerospatial oare-саге. V. si orientarea vehiculului spatial. (F.Z.) Glenn, John Herschel (n. 1921), astronaut american. Primul pilot american care a zburat (20 feb. 1962) pe о orbita de satelit al Pamintului, la bordul navei spatiale Mercury 6 (capsula Friendship). (F.Z.) glisada, evolutie de zbor (pe traiec-torie) a unui vehicul aerospatial, astfel incit curentul relativ de aer fat3. de acesta are о componenta dirijata in lungul axei sale laterale. (F.Z.) glob ceresc, reprezentare a cerului instelat pe о sfera, pe care stelele sint notate dupa pozitia si stralucirea lor. Cu ajutorul lui, se poate observa din exterior aspectul pe care il prezinta cerul (vazut din centrul sfefei ceresti). (G.S.) globula neagra, mica regiune intune-cata ce se proiecteaza pe unele nebuloase luminoase difuze, produsa prin absorbtia luminii stelelor mai indepartate de catre unele aglome-rari de praf cosmic. G.n. mici, cu dimensiuni de ordinul a 0,05 pc, produc о extincjiie de c. 5m, cu о densitate a prafului de 10-21 g/cm3 sau mai mult. G.n. mari au dimensiuni de c. 10 ori mai mari, producind extinctii mai mici, de c. 1,5 magni-tudini, si densitati de c. 50 de ori mai mici; valoarea acestor densitati este totusi de 1000— 100 000 de ori mai mare ca in marii nori cosmici absorbanti. Uneori se considera ca g.n. ar fi stadii initiale de formare a stelelor prin concentrarea gravita-tional£ a gazelor si pulberilor cosmice; masele acestora (cuprinse intre 0,001 si 0,1 din masa Soarelui) par insa prea mici pentru a confirma formarea unor protostele ce ajung la secventa principal^,. (C.P.) Glusko, Valentin Petrovici (n. 1908), savant sovietic. Specialist energeti-cian, pionier al constructiei de motoare-racheta sovietice. Constructor al primului motor electrotermic (1929). A participat la realizarea primelor rachete sovietice cu pro- 165 GRAVIMETRIE pergoli lichizi (1930 — 31). Op. pr.: Jidkoe toplivo dlia relativnih dviga-telei, 1936; Raketnaia tehnika, 1937. (F.Z.) GMT (Grenwich Mean Time), ora solara civila a meridianului Greenwich, care este in acelasi timp si ora legala a fusului 0. (G.S.) gnomon, cel mai simplu cadran solar, cunoscut inca din antichitate, indi-cind ora solara locala cu ajutorul umbrei unei tije verticale pe un plan orizontal. (G.S.) Goddard, Robert Hutchins (1882— 1945), savant american, prof. la Univ. Clark (Worchester). Unui din pionierii construc^iei motoarelor-ra-cheta si a rachetelor. Lucrari funda-mentale teoriei zborului reactiv (1914 — 16). A lansat (1926) prima racheta cu propergol lichid (1926) si prima racheta cu aparatura stiintifica la bord (1929). A inventat numeroase tipuri de rachete, realizind camera de ardere cu autoracire, primele sisteme de conducere automata si rachete cu mai multe trepte. Numele lui a fost atribuit complexului de lansare GSC (G. Space Center). Op. pr.: A Method of Reaching Extreme Altitudes, 1919; Liquid Propellant Rocket Development, 1936. (F.Z.) Gogu, Constantin (1854—1897), astronom si matematician romdn, prof. la Univ. din Bucuresti; m. coresp. al Acad, romane. Contributii la teoria miscarii Lunii, pe baza per-turbatiilor produse de planeta Marte si de Soare. Studii asupra variatiei gravitatiei cu latitudinea (G.S.) Goldberg, Leo (n. 1913), astronom american, prof. la Univ. din Michigan. Presed. al UAI, organizator al colaborarii international de studiu al magnetosferei (1976—78). Contributii la determinarea temperaturii, densitatii si compozitiei Soarelui si stelelor; cercetari spatiale. (E.T.) golurile lui Kirkwood v. asteroid Granat v. Cepheus granulatie solara, retea de forma-tiuni luminoase cu aspect de granule (asemanatoare boabelor de orez), in-con jurat e de regiuni inguste mai intunecate, , caracteristica fotosferei solare. Constituie manifestarea su-perficiala a zonei convective (strat gazos subHre, localizat sub fotosferS,) a Soarelui. In aceasta zona, energia termiccL este transferata prin celule de convectie, care apar ca granule, luminoase si isi disipeaza energia in fotosfera, gazul mai rece (regiunile inguste intunecate dintre granule) coborind din nou in zona convectivcl. Aceste mi scar i convective se fac cu viteze de zecimi de km/s, iar durata de viata a celulelor granu-latiei solare este de 5—10 min. Dimensiunile unghiulare ale unei granule sint de ordinul a 1" (cores-punzind la dimensiuni liniare de 700 km). S-au pus in evidenta in . cromosfera si supercelule de granulatie, cu diametre de ordinul zecilor de mii de km, denumite super granule. (E.T.) gravimetrie, гатигй a §tiintei care se ocupa cu determinarea m&rimilor ce caracterizeaza cimpul gravitational terestru, precum si cu folosirea acestora la determinarea formei Pamintului, la studierea structurii interne in general si a structurii geo-logice a straturilor superioare. In g. cimpul gravitational terestru este, de obicei, cimpul greutatii, greu-tatea fiind rezultanta a dou& forte fundamentale: forta de atractie a Pamintului si forta centrifuga datorata rotatiei diurne. Determinarea greutatii se face prin metode relative sau absolute, cu ajutorul gravime-trelor si pendulelor gravimetnce. Pentru studierea proprietatilor elastice ale Pamintului se inregistreaza varia-tiile greutatii cu timpul. Masurato- GRAVITAJIE 166 rile gravimetrice folosesc si la stu-dierea densitatii neomogene a stra-turilor superioare ale Pamintului, in scopul prospectiunilor geologice. Pe baza analizei anomaliilor greutatii, se pot trage concluzii calitative asupra distributiei de masa care le provoaca* In perspectiva, obiectul g. se va extinde la studierea Lunii si planetelor pe baza cimpului lor gravitational, cu ajutorul unor sateliti artificiali ai acestora. (G.S.) gravitatie artificiala, cimp inertial obtinut in spatiul unui vehicul spatial prin imprimarea unei miscari accelerate (v. acceleratie aparenta). Se preconizeaza ca miscarea neuni-forma de durata sa fie chiar miscarea de rotatie in jurul unei axei care trece prin centrul de masa al navei. Aceasta miscare nu implica un consum de energie si creeaza un cimp inertial axifug. Atenuind sau chiar inlaturind efectele st&rii de imponderabilitate (v.), utilizarea g.a. este prevazutS, in zborurile spatiale de lunga durata. (F.Z.) Greenstein, Jesse Leonard (n. 1909), astronom american, prof. la Institute of Technology (California). Contribute la studiul materiei interstelare, al cimpului magnetic interstelar, al compozitiei stelelor si in radioastrono-mie. Impreuna cu F. Hoyle si H. Fowler a dezvoltat teoria potrivit careia compozitia chimica a universului este-legata de procesele nucleare din interiorul stelelor. (E.T.) greutate, forta cu care un corp, aflat in repaus in cimpul gravitational al unui corp ceresc, actioneaza asupra sprijinului sau suspensiei care se opune caderii libere a corpului. G. P a unui corp este data de relatia P = mg, unde m este masa corpului si g acceleratia greutatii (v.). Intrucit, in conditii obisnuite, masa corpului este о marime constanta, iar g variaza cu latitudinea si cu altitudinea, variaza in mod cores-punzator. in acelasi timp, fiind conditionata si de rotatia Pamintului in jurul axei sale, g. unui corp la 1 ecuator este mai mic& cu~~7 288 decit la poli; intr-un domeniu re-strins din apropierea suprafetei Pamintului, g. poate fi considerata constanta si deci g. este proportionala cu m. G. si masa sint marimi fizice distincte, exprimate in unitati diferite, de forta si, respectiv, de masa. Un corp aflat intr-un lift care se misca vertical, cu acceleratia a, va actiona asupra podelei acestuia, cu forta F = m(g±: a) (semnul -f- cores-punzind miscarii in sus, iar semnul — miscarii in jos), ceea ce echiva-leaza practic cu о mari re sau cu о micsorare a g. In cazul caderii libere a liftului (a = g), in interiorul lui se creeaza starea de imponderabilitate (v.), care are loc pentru orice corp aflat in miscare libera (ex. racheta, satelit artificial). (G.S.) Grissom, Virgil Ivar (1926—1967), inginer, aviator si astronaut american. A efectuat (21 iul. 1961) un zbor suborbital la bordul navei spatiale Mercury. Comandant al cabinei Ge-mini-3 (23 mart. 1965). A decedat in timpul unei incercari la sol a cabinei Apollo. (F.Z.) grosime optica (t), marime aprox. proportionala cu grosimea geometrica a unui strat (S) dintr-un mediu absorbant cu coeficientul de absorbtie (v.) x, exprimata prin formula: d5. Cu ajutorul ei se exprima variatia intensitatii radiatiei ce se propaga in mediul absorbant. in cazul Soarelui sau stelelor se masoara grosimea stratului spre interior, g.o. numin-du-se adincime optica. (E.T.) grosisment, marime caracteristica unui sistem format dintr-un obiectiv si un ocular, exprimat& prin raportul dintre tangenta diametrului aparent 167 al unui obiect v&zut prin sistem si tangenta diametrului aparent vazut cu ochiul liber. ExprimS, raportul in care un instrument optic „apropie" obiectul, iar valoarea sa este data de raportul dintre distanta focala a obiectivului si cea a ocularului. Folosind mai multe oculare, se pot obtine diferite g. cu acelasi obiectiv, in functie de scopul propus. (G.S.) Grotrian, Walter (1890—1954), astronom §i fizician german, dir. al Obs. din Potsdam, prof. la Univ. din Berlin. A contribuit la expli-carea naturii fizice a spectrului de emisie al coroanei solare si al nebu-loaselor planetare (prin linii interzise ale unor atomi multiplu ioniza^i). (E.T.) grup local, grupare mica independents, formata din Galaxie si din GUTHNICK alte (cel putin) 16 sisteme stelare (galaxii), marginita in spafiu de un elipsoid cu diametrul mare de c. 1500 kpc (v. tabelul 10). De asemenea, este posibil sa mai existe о serie de roiuri stelare sferice intergalactice si galaxii ascunse de norii de praf galactic. (G.S.) Grus (Cocorul), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, continind doua stele mai stralucitoare, de mag-nitudine aparenta 2.( Este invizibiUl din Romania. (G.S.) Guthnick, Paul (1879—1947), astronom german, prof. la Univ. din Berlin si dir. al Obs'. Berlin-Babels-berg. A studiat stelele variabile si a pus bazele fotometriei fotoelectrice stelare, prin construirea primului fotometru fotoelectric. (E.T.) Tabelul 10 Sistemele stelare principale cuprinse in grupul local Magnitu- Diametru Departare t kpc kpc Galaxia Sb Norul Mare al lui Magellan I -18,5 710 11 50 Norul Mic al lui Magellan I -16,8 250 4,6 60 Nebuloasa din Andro¬ meda (M 31) Sb -21,1 240 50 690 Nebuloasa din Trian¬ gulum (M 33) Sc -18,9 62 14 720 M 32 E2 -16,4 3,4 0,7 690 NGC 205 E6 -16,4 12 2,4 690 NGC 6822 I -15,7 16 2,3 480 NGC 185 E0 -15,2 5 1,0 690 NGC 147 E4 -14,9 7 1,4 690 IC 1613 I -14,8 14 3,0 690 Sistemul Fornax E3 -13,6 50 1,6 110 Sistemul Sculptor E3 -11,7 45 0,7 50 Sistemul Leo I E4 -11,0 8 0,6 260 Sistemul Leo II E0 - 9,4 5 0,3 180 Sistemul Ursa Minor E - 8,8 14 0,3 70 Sistemul Draco E - 8,6 14 0,3 70 н Haas, Conrad (1509—1579), pionier al tehnicii rachetelor din Transilvania. Autor al ultimei p5,rti a Coligatului de la Sibiu (1529—55), destinate cohstructiei si utilizarii rachetelor (Despre rachete si utilizdrile lor). Lucrarea sa reprezinta cea mai veche scriere (cunoscuta astazi) in care se prezintS. rachetele in trepte, dotarea acestora cu aripioare de stabilizare si folosirea rachetelor ca mijloc de transport aerospatial. Se pare ca H. este primul care a introdus termenul de racheta. (F.Z.) -Hale, George Ellery (1868-1938), astronom American, prof. la Univ. din Chicago; dir. al Obs. Yerkes si Mount Wilson. Unui dintre initiator ii cercetarilor moderne de fizica solara. A construit (1891) primul spectroheliograf si primul telescop turn solar din lume. A descoperit cimpul magnetic solar (1908) si ciclul solar de 22 de ani. A contribuit la perfectionarea aparaturii astronomice si de fizica solara. A fost primul editor (1892) al revistei Astrophysical : Journal, sub denumirea Astronomy \ and Astrophysics. (E.T. ) ! Hailey, Edmund (1656—1742), astro-| nom si geofizician englez, prof. la ' Univ. din Oxford si dir. al Obs. din i Greenwich. A participat la expeditii i de lunga durata pentru observatii astronomice si geofizice in emisfera sudica. A alcatuit (1676—78) primul catalog al stelelor din emisfera aus-trala, a studiat variatiile cimpului magnetic terestru si a stabilit formula barometric^. A descoperit miscarile proprii ale stelelor, a determinat paralaxa Soarelui observind trecerea planetei Venus prin fata discului solar. A calculat orbitele a 24 comete periodice, printre care si a cometei (v.) care-i poarta numele (observata in 1682). Op. pr.: Catalogus stellarum australium, 1679; Theory of the Variation of the Magnetical Compass, 1683; Synopsis astronomiae cometicae, 1705. (E.T.) halo, arc (de cerc) sau cerc luminos format in jurul Soarelui sau al Lunii, ca urmare a fenomenelor de refractie a razelor de lumina prin cristalele de gheata, cu о simetrie exagonala in forma de ace, placute subtiri sau stelute, ce alcatuiesc norii. Cel mai frecvent observat este h. de 22°, care apare cind pe cer sint nori cirus, si mai rar, h. de 44°. (E.T.) Haret, Spiru C. (1851—1912), mate-matician roman, primul roman doctor in matematici (Paris), cu teza inti-tulata Sur Vinvariabilite des grandes axes des orbites planetaires (1878). Aici a demonstrat ей, luindu-se in calcul masele planetelor perturba-toare pina la puterea a treia, ax ele mari ale orbitelor descrise de planete nu prezinta variatii seculare. Intr-o alta lucrare a sa, Mecanique sociale, este pusa pentru prima oara, in cadru filozofic, problema introducerii unor metode matematice in studiul fenomenelor vietii sociale. A jucat un roi important in organizarea si modernizarea invatamintului primar, secundar si superior rom&nesc. Numele sau a fost atribuit unui crater 169 HELIU de pe fata invizibila (de pe P&mint) a Lunii. (G.S.) harta astrografica, reprezentare schematics, a unei parti a sferei ceresti, in care stelele si celelalte obiecte ceresti sirit insemnate dupa pozitia si stralucirea lor. Sin. harta cerului. Serveste la orientarea pe sfera cereasca si la gasirea, dupa coordonate, a diverselor obiecte ceresti, ca: stele variabile, nove, supernove, pul-sari, quasari etc., precum si a mis-carilor aparente ale corpurilor ceresti, ca: planete, asteroizi, comete. H.a. obtinute pe cale fotografica prezinta о mare diversitate si bogatie a obiectelor continute, ca roiuri, galaxii, nori interstelari etc. Cea mai renumita este cea efectuata la Obs. Mount Palomar, in doua culori, cu camera Schmidt. (G.S.) Hebe v. asteroid Heckmann, Otto Herman Leopold (n. 1901), astronom german, prof. la Univ. din Hamburg, dir. al Obs. din Hamburg si din Santiago de Chile. Lucrari de dinamica si statistics, stelara si cosmologie. A contribuit la determinarea precisa a pozitiilor si miscarilor proprii ale stelelor si a stralucirii stelelor din roiuri. (E.T.) Hector v. planete troiene Hecuba, asteroid (v.) cu nr. de ordine 108 §i magnitudine aparenta la opozitie 13,6. Se roteste in jurul Soarelui pe о orbita de semiaxS, mare 3,213 UA, excentricitate 0,092 si inclinare fa^a de ecliptics, 4°, 4. La aceasta distant^, de Soare, distri-butia asteroizilor prezinta о discon-tinuitate (golul H.). (E.T.) heliocentrism, concepjie potrivit careia Pamintul, ca si celelalte planete ale sistemului solar, se roteste in jurul Soarelui si in jurul axei proprii. О astfel de conceptie a fost emisa prima oara de Aristarh din Samos, in 265 i.e.n. Reprezentarea moderns, a h. apartine lui Nicolaus Copernic, care a dezvoltat-o si a fundamentat-o stiintific. (G.S.) heliometru, vechi instrument folosit la masurarea distantei unghiulare dintre doua stele si la determinarea unghiurilor de pozitie. Contine un obiectiv sectionat, ale carei doua jumat&ti se pot deplasa una fata de alta astfel incit imaginile celor doua stele observate sa fie prinse in obiectiv. H. a fost folosit de F. W. Bessel (1838), la determinarea primelor para-laxe stelare; el nu se mai foloseste in prezent, prezentind doar о importanta istorica. (E.T.) heliostat, sistem de oglinda dirijata automat, printr-un mecanism de orologerie, rotindu-se in jurul unei axe paralele cu axa lumii pentru a reflecta un fascicul de lumina solara intr-o directie fixa. Folosit la inceput ca sistem de semnalizare, este in prezent utilizat in unele dispozitive (ex. cuptor solar) pentru indreptarea razelor Soarelui, in mod continuu, catre о oglinda parabolica fixa; in cursul miscarii diurne a acestuia, imaginea reflectata a Soarelui sufera insa о rotatie complete. Un instrument similar este folosit de topografi ca semnal luminos si este denumit heliotrop topograjic. (E.T.) heliu (He), element usor (masa atomica: 4,003), descoperit (1868) in timpul unei eclipse totale de Soare in spectrul protuberantelor solare; se poate prezenta in stare neutra, sub forma de atomi (He I), sau in stare ionizata, sub forma de ioni (He II). Pe P&mint a fost izolat (1895) de W. Ramsay din minereurile radioactive. H. intra in compozitia chimicci a stelelor, rezultind din reactiile termonucleare produse in interiorul acestora (lantul p—p). In fazele initiale ale expansiunii universului acest element a fost generat in proportie mare, ceea ce explica valoarea mare (c. 25%) a HELIUM 170 abundentei sale cosmice (masice). (E.T,) helium flash v. energie stelara Hell, Maximilian (1720— 1792), astronom si matematician austriac, dir. al Obs. din Viena. A predat astronomia si matematica la Locse (Silezia) si Cluj-Napoca, unde a infiintat si un mic observator. A observat trecerea planetei Venus pe discul Soarelui (iun. 1769) de pe insula Vardo. Op. pr.: Ephemerides astrono-micae, 1757. (E.T.) Hercules (Hercule), constelatie (v.) foarte intinsa (fig. 77) din emisfera nordica a cerului, in care se afla apexul solar. Este vizibila din Romania in timpul verii. Contine mai multe roiuri stelare (ex. roiul globular M 13, in interiorul caruia se disting gigante galbene si portocalii). In H. exista numeroase stele duble, ale caror orbite sint bine cunoscute (ex.: steaua descoperita de W. Herschel in 1782). Tot aici se afla nova Herculis (din 1934) care, la maximul sau de stralucire, a avut aceeasi magnitudine ca si Regulus. Cea mai stralucitoare stea — 3 — a constela£iei este Korne-foros (v.); iar steaua a, apropiatS, ca stralucire, poart& denumirea de Ras Algethi (v.). (G.S.) Fig. 77 Hermes, asteroid (v.) cu diametrul de 1,5 km, descoperit (28 oct. 1937) de A. Reinmuth. Se roteste in jurul Soarelui pe о orbita de semiaxa mare 1,639 UA, excentricitate 0,623, inclinare fata de ecliptica 6°,22, avind perioada de revolutie 1,47 ani si magnitudinea aparenta la opozitie 20,0; se poate apropia de Pamint pina la distanta de 0,004 UA. Orbita lui H. se afla la periheliu in interiorul orbitei lui Venus, iar la afeliu dincolo de orbita lui Marte. Nu a mai fost observat la opozi|iile urm&toare si este considerat pierdut, la fel cu Adonis. (E.T.) Herschel, Caroline Lucretia (1750 — 1848), astronom englez. Una dintre primele femei astronom din lume. A lucrat impreuna cu fratele sau, W.H., pe care 1-a ajutat in observatii. A descoperit citeva nebuloase cu eruptii si 8 comete (ex. H.-Rigollet). (E.t)’ Herschel, Sir (Friedrich) William (1738 — 1822), astronom englez. A realizat peste 400 de oglinzi metalice cu ajutorul carora a construit cele mai perfectionate telescoape (din vremea sa), cu distante focale cuprinse intre 1,22 si 11,9 m. Cu unui din acestea a descoperit (1781) planeta Uranus si a studiat peste 2000 de nebuloase si 800 de stele duble. In continuare, prin observarea siste-matica a cerului, a descoperit satelitii lui Uranus, Titan si Oberon (1787), §i satelitii lui Saturn, Mimas si Enceladus (1789). A m&surat pentru prima oara pozitia relativa a celor doua componente ale unei binare. A stabilit prima oara (1783) miscarea proprie a Soarelui In directia constelatiei Hercules. A cercetat stelele duble si roiurile stelare. A pre-conizat studierea Caii Lactee prin numararea, in toate directiile, a stelelor aflate^ in suprafete patrate ale cerului. In acest fel a putut trasa profilul Galaxiei, punind in evidenta concentrarea maxima a stelelor in planul median. Sora sa, 171 HIPARH С. L. H., 1-a ajutat foarte mult in observatiile sale, iar fiul sau, J.F.H., i-а continuat lucrarile. (G.S.) Herschel, Sir John Frederick (William) (1792—1871), astronom englez, con-tinuator al operei tatalui sau, W.H. Cercetari asupra nebuloaselor, roiu-rilor stelare si stelelor duble. A exa-minat cerul sudic cu un reflector cu distanta focala de c. 6 m si a efectuat lucrari de sinteza in domeniile astronomiei, opticii si chimiei. Pionier al cercetarilor de spectroscopie solara. Op. pr.: Results of Astronomical Observations Made during the Years 7834—1833 at the Cape of Good Hope, 1847; Outlines of Astronomy, 1849. (E.T.) Hertzsprung, Ejnar (1873— 1967), astronom danez stabilit in Olanda, prof. la Univ. si dir. al Obs. din Leiden. Contributii la studiul roiu-rilor stelare deschise, al stelelor varia-bile si al stelelor duble. Din cerce-tarile intreprinse asupra spectrelor stelare, a descoperit gigantele si piticele. Cunoscut indeosebi pentru relatia spectru-luminozitate, pe care a descoperit-o in acelasi timp cu H. N. Russell (v. diagrama H-R). (E.T.) heterosfera v. atmosfera terestra Hewish, Anthony (n. 1924), astro- fizician englez, prof. la Univ. din Cambridge. Contributii la studiul quasarilor si pulsarilor (pe care i-a descoperit in 1967). Premiul Nobel pentru fizica (1974). (E.T.) Hidalgo —► Hydalgo Hidra—v Hydra Hidra Australa —► Hydrus hidrazina, carburant lichid pentru motoare-racheta, cu punct de fier-bere ridicat, stabil la temperatura obisnuita, descompunindu-se explo-ziv daca este incalzit in vase inchise; este utilizat ca propergol in motoa-rele-racheta auxiliare. Amestecul h. cu dimetilhidrazina asimetrica (in parti egale) se numeste aerozina-50 (v.); impreuna cu tetraoxidul de azot, h. da un amestec autoinflamabil. (F.Z. ) hidrogen, cel mai usor (masa ato-mica: 1,00797) si, totodata, cel mai abundent element din univers. Se gaseste in Soare (in proportie de 80%), in cea mai mare parte a atmosferelor planetare si in toate tipurile de stele, fiind mai abundent in stelele mai fierbinti, in nebuloase, in norii de materie interstelara; se poate prezenta in stare neutra, sub forma de atomi (H I) sau in stare ionizata, sub forma de ioni (H II). Reactiile termonucleare de transformare a h. in heliu (lantul p — p) constituie sursa energiei Soarelui si a celor mai multe stele. (E.T.) hidroponica, cultura plantelor intr-un sol artificial (masa plastica poroasa) sau in anumite solutii de saruri minerale efectuata in vederea redu-cerii greutatii serelor spatiale. (F.Z. ) Himalia, satelit (v.) al planetei fupiter (V.). (E.T.) Hiparh (Hipparchos) (c. 190—125 i.e.n.), cel mai mare astronom al antichitatii, fondatorul astronomiei stiintifice, in opozitie cu cea speculative. Mult timp a facut observatii astronomice in insula Rhodos. Pe baza lor, a determinat durata ano-timpurilor, faptul ca miscarea Soarelui in jurul Pamintului nu este uni-forma si a descoperit neregularitati in miscarea Lunii. A clasificat stelele dupa stralucire, intocmind о harta cu 1022 de stele. A calculat, cu о mare precizie pentru acea vreme, depar-tarea Lunii de Pamint ca si paralaxa si diametrul ei. A completat teoria epiciclelor si a utilizat pentru prima oara metodele trigonometrice in astronomie. Cea mai importanta des-coperire a lui H. este aceea a feno- HIPOKINEZIE 172 menului de precesie a echinocjiilor. (G.S.) hipokinezie, scadere a capacitajii de miscare, datorat& insuficientei acti-vitati mu§chiulare a organismului uman, in conditiile unui zbor cosmic prelungit. Profilaxia acestui sindrom se face fie prin crearea unei gravitajii artificiale la bordul navei cu echipaj, fie prin efectuarea de catre astro-nauti a unui program de exercitii fizice stiintific elaborat. (F.Z.) hipoxie, oxigenare insuficienta a tesuturilor, datorita unei concentratii a oxigenului in singe sub limita normals (de с. 1 1 oxigen la 6—700 g hemoglobina), a mediilor de cultura sau a aerului. Poate aparea in timpul zborurilor spatiale, in perioadele (de tranzitie) dintre starea de impon-derabilitate si cea a suprasarcinilor de la decolare sau frinare pentru aterizare. (F.Z.) Hohmann, Walter (1880—1943), in-giner si matematician german. Con-tribu^ii in domeniul astronauticii. A analizat traiectoriile optime c&tre alte planete, propunind elipsa bitan-genta la orbitele planetei de start si tinta (elipsa de transfer sau elipsa lui H.). Op. pr.: Die Erreichbarkeit der Himmelskdrper, 1925. (F.Z.) homosfera v. atmosfera terestra Honda-Mrkos-Pajdusakova v. cometa hondriti v. meteorit Horologium (Orologiul), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, invizibilS, din Romania. (G.S.) Hoyle, Fred (n. 1915), astrofizician englez, prof. univ. la Cambridge. Lucrari privind producerea energiei stelare, formarea elementelor chimice, evolutia stelelor (gigante si pitice albe), magnetohidrodinamica solara si de cosmologie (universul stationar prin crearea continua de materie). Op. pr.: The Nature oj the Universe, 1950; Frontiers of Astronomy, 1955; Galaxies, Nuclei and Quasars, 1965. (E.T.) Huang, Su Shu (n. 1915), astro- fizician american de origine chineza. Contribu^ii in fizica atomica, teoria atmosferelor stelare, cosmogonie, spectroscopia stelara (stele binare) si exobiologie. (E.T.) Hubble, Edwin Powell (1889-1953), astronom american. Studii asupra nebuloaselor galactice si extragalactice (efectuate cu telescopul de 2,54 m de la Mount Wilson). A determinat departarile nebuloaselor (extragalactice) si a efectuat rezolvarea in stele a unora, descoperind ca acestea sint sisteme stelare independente de Galaxie si asemanatoare ei, iar liniile lor spectrale prezinta о deplasare spre rosu (efect H.), care creste proportional cu distanta ce le separa de noi (legea lui H.). A stabilit о cla-sificare a galaxiilor. (E.T.) НйЪпег, Israel (sec. 17), astronom din Transilvania. A emls о teorie a structurii sistemului solar, potrivit careia Mercur si Venus se rotesc in jurul Soarelui, Luna in jurul Pamintului, iar Marte, Jupiter si Saturn descriu orbite ovale in jurul Soarelui si Pamintului. Teoria sa reprezinta un compromis intre geocentrism si heliocentrism, fiind considerata pro-gresista pentru acea vreme. (E.T.) Humason, Milton L. (1891—1972), astronom american. Contributii la determinarea magnitudinilor absolute ale stelelor si a deplasarii spre rosu a galaxiilor indepartate. A descoperit о cometa (1961 c) deosebita prin distanta sa perihelica foarte mare, cu о durata de vizibilitate de 4 ani si cu mari variatii ale formei. (E.T.) Huygens, Christiaan (1629—1695), fizician, matematician si astronom olandez. A construit oeulare (ce-i poarta numele) si lunete, cu ajutorul 173 HYPERION carora a descoperit satelitul Titan al lui Saturn (1655), a studiat inelul acestei planete si nebuloasa din constelatia Orion. La Obs. din Paris, unde a lucrat, a elaborat о metoda de determinare exacts a pozitiilor stelelor si a studiat planeta Marte, descoperind rotatia si turtirea sa. In cartea sa, Cosmotheoros, expune sistemul heliocentric al lui Copernic si ipoteza existentei vietii pe alte planete. A construit un planetariu. De о importanta> deosebita sint si teoriile sale privind natura ondula-torie a luminii (principiul H. )t asupra ciocnirilor elastice, fortelor centrifuge, precum si realizarea ceasu-lui cu pendul (1657). Lucrari de matematica (logaritmi, calculul pro-babilitatilor, geometrie). (Ё.Т.) Hyade, roi stelar deschis, cuprinzind C. 350 de stele, situat pe cer in vecinatatea stelei Aldebaran (aTau). Are undiametru de c. 4 pc siseaflS. la о dep&rtare de c. 130 a.i. Stelele din H. prezinta miscari paralele si egale, care se exeeuta cu о viteza spatiala de c. 32 km/s. (G.S.) Hydalgo (Hidalgo), mic asteroid (v.) cu magnitudinea aparenta la opozitie 19,3, descoperit (1920) de W. Baade, a carui distant^ medie de Soare este de 5,82 UA, iar maxima de 9,6 UA. Inclinata fata de ecliptica cu 42°, 49 si avind о excentricitate de 0,656, orbita sa se aseamcLna mai mult cu orbita unei comete decit cu cea a unei planete, fiind parcursS, in c. 14 ani. (E.T.) Hydra (Hidra ), constelatie (v.). foarte intinsa, situate in regiunea ecuato-riala a cerului. Este vizibila din Romania iarna si prim3,vara. Steaua sa cea mai stralucitoare — a — este Alphard (v.). In H. se afl& galaxia spirala M 83. (G.S.) Hydrus (Hidra Australd), constelatie (v.) situata in vecinatatea polulul ceresc sud, invizibila din Romania. (G.S.) Hyperion, satelit (v.) al planetei Saturn (v.). (G.S.) IAA —> Academia internationala de astronautica IAF—> Federatia internationala de astronautica lantar, satelit artificial (v.) stiintific sovietic, lansat cii ajutorul unei rachete geofizice in oct. 1966 §i destinat studiului ionosferei. Cu ajutorul lui, a fost studiat& comportarea unui mo-tor-racheta cu plasma la inaltimi intre 160 si 400 km, cu viteze pina la 40 km/s. (F.Z.) Ianus, satelit (v.) al planetei Saturn (V.). (G-S.) Iapetus, satelit (v.) al planetei Jupiter (v.). (E.T.) IAU —> Uniunea astronomica internationala Icarus (Icar), mic asteroid (v.) cu magnitudinea aparenta la opozitie 12,4 si diametrul de c. 2 km, descoperit (1949) de W. Baade. Orbita sa, inclinata fata de ecliptica cu 22°, 99, are excentricitatea 0,827 si semiaxa mare 1,078 UA (ceva mai mare decit a Pamintului), intersec-tind atit orbitele planetelor Marte Si Mercur, cit si pe aceea a Pamintului (de care se apropie pina la 0,04 UA). La periheliu, I. este de 5 ori mai aproape de Soare decit P&mintul. (E.T.) lepurele—► Lepus imersiune, disparitie aparenta a unui astru la inceputul unei eclipse sau a unei ocultatii. In cazul ocultatiei unei stele de catre Luna i. se produce instantaneu, datorita absentei atmosferei lunaje si aspectului punctual al stelei. in acest caz, observarea i. constituie un reper precis al pozitiei Lunii, care permite deter-minarea neregularitatilor rotatiei terestre. in cazul ocultatiei de catre Luna a unei planete (care are un diametru sensibil), i. dureazac. 1 min. I. satelitilor lui Jupiter sau ai lui Saturn, datorata planetelor respective, dureaza citeva minute, fiind determinate nu numai de miscarea satelitului, ci si de aceea a observa-torului de pe P&mint; absenta con-trastului dintre satelit si limbul planetei face observajia dificila si imprecise,. I. se produce si in cazul stelelor duble cu eclipsa, momentul ei putind fi determinat din curba de lumina a acestora. V. si emer-siune. (G.S.) IMFCA —* Institutul de mecanica flui-delor si constructii aerospatiale implozie—> colaps gravitational imponderahilitate, stare mecanica idea-la in care se pot afla corpurile ma-teriale, caracterizata prin absenta oricarei forfe gravitationale exterioa-re. Aceasta stare ipotetica corespunde repausului fa^a de un sistem inertial de referinta ideal, suficient de depar-te de orice mas& atractiva. In reali-tate, i. se poate manifesta si in cadrul unui sistem neinertial, legea de miscare a unui corp fiind aceea a 175 Indice centrului sau de masa, considerat sub actiunea exclusive, a cimpului gravitational local. Conform legilor mecanicii, sistemul de referinta considerat poate fi tratat ca inertial daca, pe linga for^ele reale, se introduce cimpul uniform al fortelor inertiale de transport, de sens contrar accele-ratiei centrului de masa. In vecina-tatea centrului de masa, in care se poate considera uniform si cimpul gravitational, cimpul inertial anu-leaza deci cimpul gravitational local. Legile de miscare a corpurilor inte-rioare unui vehicul spatial in absenta fortelor reactive si a rotatiilor sint, deci, practic aceleasi ca intr-un sistem de referinta inertial ideal. Corpurile dispuse in spatiul interior al unui astfel de vehicul spatial, in repaus initial, plutesc in continuare, daca nu se actioneazS, asupra lor cu alte forte suplimentare. Efectele sta-rii de i. asupra organismelor, inclusiv a omului, au fost studiate pe subiecfi care s-au aflat in aceasta stare pina la 84 d (misiunea Skylab 3). In cazul zborurilor spatiale foarte indelunga-te, de ordinul anilor terestri, s-a emis ideea producerii unei acceleratii apa-rente in scopul crearii gravitatiei arti-ficiale (v.), necesare la bordul navelor spatiale. (F.Z.) impuls specific, marime exprimata prin raportul dintre forta de tractiune a motorului-rachet& si greuta-tea (definita in conditiile standard a) propulsantului ejectat din motor in timp de о secunda. Unitatea de ma-surS. este secunda. Exista i.s. in vid si i.s. in prezen^a unei contrapre-siuni atmosferice; i.s. teoretic depinde, in principal, de viteza de ejec^ie a propulsantului. In cazul propergo-lilor lichizi, i.s. in vid al motoarelor-racheta este, de regul£, limitat la c. 450 s; in cazul propergolilor solizi, nu se depaseste 250 — 300 s. In schimb, motoarele-rachet& electrice ating in mod curent 10 000 s, iar cele nu-cleare о valoare estimativa de 2500 s. Coeficientul i.s. (cu valori intre 0,90 si 0,95) reprezinta raportul dintre ^ i.s. real, pentru un motor-racheta functioned in vid, si i.s. teoretic, calcu-lat pentru acelasi coeficient de ames-tec, aceeasi presiune in camera de ardere si rapoarte identice de destin-dere in ajutaj. (F.Z.) impuls total, marime exprimata prin produsul dintre forta de tractiune a unui motor cu reactie si durata sa totala de functionare. Este utilizat in special in calculul motoarelor-ra-cheta cu propergoli solizi si se ma-soara in newtoni-secunde. (F.Z.) Indianul—> Indus indice de culoare (IC ), marime exprimata prin diferenta dintre magnitu-dinile unei stele masurate la doua lungimi de unda diferite. Notind a-ceste magnitudini dupa domeniile spectrale ultraviolet (U), albastru (B ), vizual (V ), rosu (R ) si infra-rosu (/) in care sint determinate, diferentele В— V, U—B si R — I, reprezinta i. de c., constituind о masura a culorii (a tipului spectral si a temperaturii) unei stele. In mod conventional, este ales ca origine i. de c. al stelelor de tip A0 (10 000 K), pentru care magnitudinile la diferite lungimi de unda sint egale. Sca-zindu-se intotdeauna magnitudinile pentru lungimi de unda mai mari din cele pentru lungimi de unda mai mici, i. de c. este pozitiv pentru stelele rosii, cu temperaturi mai mici si de tip spectral P, G ,M (ex.: B—V este -j- 0,85 pentru Betelgeuse, -f0,8! pentru Capella si 0,0 pentru Vega), si negativ pentru stelele albastre, cu temperaturi mai mari si de tip spectral О, В (ex. B — V este: —0,05 pentru Riegel si —0,22 pentru Bella-trix). Deoarece mediul interstelar absoarbe si difuzeaza о parte din lumina stelelor, ele apar mai rosii decit in realitate. Fiind dependenta de lungimea de und&, aceasta inro-sire afecteaza i. de c. Diferenta dintre i. de c. observat §i cel intrinsec se numeste exces de culoare, iar pentru a-1 determina, in vederea stabilirii Imdus 176 corecte a tipului spectral al unei stele, sint necesare masuratori fotometrice ale i. de c. in trei sau in mai multe culori. (E.T,) Indus (Indianul), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului,, invizibila din Romania. (G.S.) inegalitate, termen care se adauga parjii principale a unor anumi^i para-metri (ex. longitudine, ascensie dreapta), ce definesc miscarea unui corp ceresc. Astfel, miscarea aparenta a Soarelui se compune dintr-o deplasare unghiulara uniforma si din i. La fel este si miscarea Pamintului in jurul centrului de masa a sistemului Pamint-Luna. Miscarea Lunii este mult mai complexa; teoria a-cesteia, elaborate (1908) de E.W. Brown, cuprinde с. 1500 i., dintre care cea mai mare parte sint neglija-bile (fata de posibilitatile de obser-vare). De aceea, tabelele actuale, unde sint prevazute datele privind miscarea Lunii, cuprind c. 500 i., dintre care unele sint denumite: se-culard, periodica, paralacticd etc. (G.S.) inertie 1. Notiune a mecanicii ce desemneaza proprietatea corpurilor materiale de a se mentine in starea de repaus sau de miscare rectilinie si uni forma in care se afla in absenta unor forte exterioare. Se traduce prin rezistenta unui corp fat& de un im-puls exterior perturbator, valoarea acesteia fiind cu atit mai mare cu cit masa corpului este mai mare. V. si sistem inertial. (G.S.) 2. Proprietatea unui sistem fizic de a prezenta un timp de relaxare mare fata de о anumita marime a sa, ceea ce duce la о intirziere intre cauza si efectul care se produce ulterior. (C.P.) initiator, dispozitiv care asigura a-prinderea propergolului in motoarele-racheta. Poate" fi chimic, electric, electromecanic, pirotehnic etc. (F.Z. ) injector, dispozitiv destinat introduced! sub presiune si amestecarii com- ponentilor unui propergol lichid, in stare fin pulverizata, in camera de ardere a unui motor-racheta. Poate fi cu jicloare (incrucisate, in fagure sau, concentrice), cufante, cu orificii, cu camera de prevaporizare etc. (fig. 78). De forma §i structura i. depind: gradul de terminare si de stabilitate a arderii (constanta presiunii), omo-genitatea si stabilitatea regimului ter-mic al gazelor de ardere, solicitarea termica a motorului. (F.Z.) Institutul de mecanica fluidelor §i constructii aerospafiale (I MFC A ) , in- stitut romanesc infiintat in 1970, cu sediul in Bucuresti, destinat cerce-tarii si proiectarii in vederea con-structiei de aeronave si motoare de aviatie. A contribuit direct la rea-lizarea unor constructii de aeronave autohtone sau prin licenta. (F.Z.) instrument astronomic, instrument optic sau radio folosit in astronomie. Cele mai importante sint i.a. de ohser-vatie, utilizate la receptionarea, exa-minarea si masurarea radiatiilor pro-venind de la obiectele extraterestre, pe lingS- care sint necesare о serie de instrumente anexe. In cazul radiatiilor luminoase, i.a. de observatie sint instrumente optice cu denumirea de telescoape (v.), avind rolul de a colecta lumina ce ne vine de la un astru si de a forma imaginea marita a acestuia. Exista telescoape care au lentile convexe (numite refractoare sau lunete) sau cu oglinda concava (numite reflectoare sau telescoape cu oglinda). Cu ajutorul telescopului se pot face observatii vizuale asupra obiectelor astronomice sau, prin in-zestrarea lui cu о camera fotografica, pot fi observate obiecte foarte slab luminoase, invizibile cu ochiul liber. De asemenea, telescoapelor li se pot atasa diferite anexe, ca micrometre, pentru masurarea unghiurilor, sau in-terferometre, pentru masurarea unghiurilor foarte mici. Pentru deter-minatea intensitatii luminii provenind de la obiectele extraterestre, ca si pentru determinari de stralucire (fo- 177 INTELSAT Admisie propergol Adn lisia lichidului y/A ¥ЖШ////Л с У r\ f\ Щ 1 1 1 1 rw. I II II 'y- \ • . . 1 . 1 1 t ■ ■ I t 1 1 * 71--- \ 1 \ 1 W/J77 \ w \ / f /yy A Fig. 78. Tipuri de injectoare: a — cu jet (2a = 10°, ... ,15°); b — cu jeturi incrucisate (2a = 50, ..., 75°); с — cu rotatie prin ciclonare (2a = 50, ..., 110°); d — cu rotatie prin injectie tangentiala (2a = 50, ...,110°); e — cu rotatie duplex si admisie interioara a doi propergoli. tometrice), se folosesc fotometrele, iar pentru examinarea spectrelor, la telescoape sint atasate diferite aparate spectrale. In observatiile solare sint utilizate numeroase tipuri de instrumente de construcjie speciala, intrucit radiatia solara receptionata este mult mai intensa decit cea pro-venita de la alti astri. In jurul a-nului 1940, a fost initiata cercetarea radiatiei radio provenind de la surse radio extraterestre, incepind totodata constructia instrumentelor radioas-tronomice (radiotelescoape). Pentru prelucrarea rezultatelor observatiilor astronomice, mai ales in cazul observatiilor fotografice, sint necesare о serie de aparate corespunzatoare. ,,Ci-tirea" placilor fotografice se reali-zeaza cu ajutorul masinilor de masurat, fotometrelor sau comparatoa-relor, iar pentru marcarea momentului observatiei se folosesc crono-grafele. Cercetarile astronomice de-pind de tehnica observatiilor si de tehnica instrumental^ perfecj:ionarea acestor tehnici prin realizarea de noi i.a. avind implicatii directe in pro-gresul a numeroase ramuri ale astro-nomiei. (G.S.) instrument universal v. teodolit Intelsat (International Telecomunica-tion Satellite), program spatial con-stind din lansarea unei serii de sateliti artificiali (v.) geostationari de telecomunicatii, organizat de socie-tatea americana Comsat. Au fost lansati satelitii de diferite tipuri 1.1 (Early Bird, 6 apr. 1965), 1.2 (Lany Bird, 11 ian. 1967, si Canary Bird, 22 mart. 1967), 1.3 si 1.4. Lansat la 26 ian. 1971 de о racheta Atlas-Centaur, 1.4 a fost plasat pe о orbita de satelit geostationar (in-clinare 0°, 25), cu scopul stabilirii unui sistem de telecomunicatii spatiale echivalent cu 9000 circuite te-lefonice sau cu 12 canale de televiziune color (sau о combinatie a lor) intre America de Nord, America INTERCEPTARE 178 de Sud si Europa de Vest; cu masa de 700 kg si forma cilindrica (lun-gime: c. 5 m; diametru: 2,5 m), el a fost stabilizat printr-o miscare de rotatie. Centre de legaturi emisie-receptie cu satelitii I. se afla in S.U.A., Anglia, Franta, R.F. Germania, Italia, Japonia, Jugoslavia, Romania etc. (F.Z.) interceptare, operatie de intilnire co-mandata a cel putin doua vehicule aerospatiale. Ansamblul de activitati care premerg si asigura i. poate fi comandat de la sol prin radio (auto-ghidaj) sau poate fi condus de unui dintre echipajele vehiculelor spatiale respective. Parametrul principal al i. il constituie distanta dintre vehi-culele aerospatiale, iar cel derivat este viteza relative a acestora. (F.Z. ) Intercosmos, organism al Academiei de Stiinte a U.R.S.S. destinat coor-donarii activitatilor pentru explora-rea §i folosirea pasnica a spatiului cosmic in U.R.S.S. si in cadrul unor colaborari bi- si multilaterale cu insti-tutii stiintifice similare din celelalte tari socialiste. Programul de coope-rare dintre ^rile socialiste care au aderat in 1965 la conventia de ini-tiere a programului I. a fost adoptat la 13 apr. 1967 si a fost semnat de reprezentantii Bulgariei, Ungariei, R. D. Germaniei, Romaniei, U.R.S.S., Cehoslovaciei, Cubei, Mongoliei si Po-loniei. Primul satelit artificial (v.), 1.1, destinat cercetarii stiintifice a spatiului cosmic, a fost lansat la 14 oct. 1969, fiind urmat de alte lansari similare. (F.Z.) interferometru, aparat destinat de-terminarii diametrelor stelare, bazat pe fenomenul de interferenta. Astfel doua raze luminoase, provenind de la aceeasi stea dar parcurgind drumuri diferite, pot fi in faza sau in opozitie de faza si, interferind, formeazS, franje luminoase alternind cu franje jntunecate. Variind departarea dintre fantele prin care intr& razele de lumina in instrumentul de observa^ie (luneta, telescop), sistemul de franje permite masurarea diametrului apa-rent al discului stelar. Cu ajutorul interferometrului s-au masurat dia-metrele stelelor mai mari (ex. Arctu-rus, Aldebaran, Betelgeuse, Antares), obtinindu-se valori cuprinse intre 0",020 si 0",050. I. de tip special se folosesc si in radioastronomie (v. radiotelescop ). (E.T ) lo, satelit (v.) al planetei Jupiter, cu diametrul de 3240 km, descoperit de G. Galilei in 1610. Prin observarea eclipselor lui, O. Romer a efectuat (1676) primele determinari ale vitezei luminii. I. se roteste in jurul planetei pe о orbita circulara la distanta de 421 600 km, cu perioada de 18 h 28 min, si este cel mai mic obiect al sistemului solar care poseda atmosfera si unui din cele mai dense (3,5 g/cm3). Masuratorile fotoelectrice si polarimetrice efectuate cu statiile spatiale Pioneer 10 si 11 au pus in evidenta prezenta la suprafata sate-litului a ghetii (HaO) sub forma de chiciura. Atmosfera, mult mai extin-sa §i mai densa, prezinta linii spectra^-le de emisie ale sodiului, heliului si sulfului. Emisia de sodiu variaza cu pozitia lui I. pe orbita, liniile spectrale fiind largite in atmosfera ca urmare a miscarilor termice, cores-punzind unor temperaturi de citeva mii de grade, ale atomilor de sodiu (in timp ce la suprafat& temperatura este de 160 K). Intre 100 si 700 km de suprafata lui I., s-a pus in eviden-Ja un gaz ionizat (ionosfera) cu о concentratie maxima de 10s electroni/cm3, compus din ioni de sodiu Na+ si Na^. Daca ionizarea este produsa prin fotoionizare, atunci con-centratia la suprafata este de с. 1011 particule/cm3, ceea ce ar corespunde unei presiuni atmosferice de 10 ~8 bar. I. se deplaseaza in interiorul magneto-sferei lui Jupiter, pe саге о influen-teaza, producind unele izbucniri radio pe lungimi de unda metrice* intr-un mod inca neclarificat. (E.T. ) 179 ionosferA ionosfera, strat al atmosferei inalte a unei planete (ex. Pamintul, Venus, Jupiter) sau al unui satelit (ex. Io), in care gazele constituente sint puternic ionizate sub actiunea radiatiei solare ultraviolete si X. (E.T.) ionosfera (terestra), strat superior al atmosferei terestre (v.), a carui limita inferioara este situata la altitudinea unde араге о concentratie su-ficient de mare de particule electri-zate (ioni si electroni), ionizarea fiind datorata radiatiei solare ultraviolete si X, ca si unor particule proven! nd din spatiul cosmic. In timpul zilei, limita inferioara a i. coboar A la 50 — 60 km, iar noaptea ajunge la 80 — 85 km, in timp ce limita superioarA se intinde pinA la limita inferioarA a exosferei (c. 1200 km); prin extensie, limita superioarA se poate considerala 18 000—20 000 km. MArimea caracteristicA i. este densitatea N de electroni pe centimetru cub; aceastA densitate creste de la limita inferioarA a i. si atinge valoarea' maximA (2.105 —5.106 electroni/cm3) la о altitudine cuprinsA intre 250 si 400 km (corespunzind stratului F2). In functie de acest maxim se defineste i. inferioarA si i. superioarA. I. inferioara este divi-zatA in mai multe zone. Stratul D, situat intre 50 si 85 km, cuprinde molecule ionizate de oxigen (O^) si oxid de azot (NO+); gradul de ioni-zare este slab si foarte variabil, iar N = 2000 — 5000 electroni/cm3. Re-flectate de i., radioundele medii si scurte sint puternic absorbite de acest strat care, pentru undele lungi, joacA roiul de ecran reflectant; im-preunA cu scoarta terestrA el for-meazA un ghid de unde. Stratul E, situat intre 90 si 120 km, prezintA un maximal lui N (105 — 3.105 electroni/cm3), precum si unele maxime secundare (pinA la 106 electroni/cm3); el este constituit in principal din molecule ionizate de oxigen (0+2) oxigen atomic ionizat (0+). Deasupra se aflA stratul F, cuprinzind doua substraturi — Fx (cu N = (2—6) • 10s electroni/cm3) si F2 (cu N maxim) —, ce este constituit in principal din molecule si atomi ionizati de oxigen ca si din molecule ionizate de azot (N^). in prima parte a i. superioare, de la 300 la 400 km, pre-dominA atomii ionizati de oxigen, dar apar si ioni de heliu, de azot si protoni. Dincolo de 1200 km, in i. predominA protonii, heliul ionizat reprezentind doar 1 — 2% din nu-mArul total de ioni. Densitatea elec-tronicA scade treptat cu altitudinea: la 1000, 10 000 si 15-20 000 km fiind de (0,5-1) . 105, (1-2) • 103 si, respectiv, 10 electroni/cm3. О alt A mArime caracteristicA stArii i. este temperatura, care indicA viteza medie pAtraticA a particulelor din spatiul periterestru. Interactiunea dintre un vehicul spatial si plasma rarefiatA depinde de viteza vehiculului si de energia plasmei, adicA de vitezele particulelor componente. Compozitia i. variazA cu activitatea solarA si cu cea geomagneticA; in cuprinsul ei, particulele electrizate se deplasea-zA pe traiectorii in formA de spiralA in lungul liniilor de cimp magnetic, executind miscAri de precesie Lar-mor. Ca urmare a acestei precesii, i. se prezintA magnetic caun mediu anizo-trop si birefringent pentru ioni si electroni, care se miscA in sensuri opuse; i. complicA procesul de propagare a radioundelor, provocind polarizAri, reflexii duble, fluctuatii etc. Stabi-litA teoretic in 1878 — 89, existenta i. a fost evidentiatA abia in 1925 cu ajutorul radioundelor; aceastA me-todA, fundamentalA in prezent, a fost completatA cu metode de investigare bazate pe tehnica astronauticA. Prin folosirea sondelor si satelitilor, s-a amplificat considerabil cunoasterea -proprietAtilor si structurii i., impor-tantA pentru stabilirea exactA a pro-pagArii radioundelor (fig. 79). Studiul i. se efectueazA prin ipetode di-recte si indirecte; in primul caz, se folosesc sonde pentru determinarea concentratiilor de ioni si electroni ionosondA 189 Lumina Soarelui /; / / / n v / /1 /> / f i m / i * t * / * 19 пт Pamint Fig. 79 (numite sonde Langmuir), spectrome-tre de masa, sonde pentru plasmS, montate pe sateliti etc.; in al doilea caz se utilizeaza ionosonde (v.), riome-tre, precum si aparate pentru analiza parametrilor de propagate a unor radiosemnale. (F.Z.) ionosonda, dispozitiv electronic utilizat in scopul stabilirii altitudinilor la care se produce reflectarea eficienta a radiosemnalelor de catre anumite straturi ale ionosferei, al determinarii frecventelor critice ale ionosferei si al studiului variatiei concentratiei de electroni cu altitudinea. Este formats, dintr-un emita,tor cu impul-suri de inalta, frecventa,, un receptor, un indicator al fluxului electronic, dispozitive de sincronizare si de eta-lonare, un generator de comandS, eurse de energie etc. Montate la sol, i. dau informatii despre ionosfera inferioara,; pentru studiul ionosferei superioare, se monteaza, i. la bordul satelitilor artificiali. (F.Z.) IPMS —*■ Serviciul international pentru miscarea polului ipoteza cosmogonica y. cosmogonic IQ'SY —> Anul international al Soarelui calm Ivar, asteroid (v.) descoperit la 1 iul. 1957, a cSrui orbits, are inclinarea 8°,43, excentricitatea 0,397, semiaxa mare 1,864. Distanta sa minimS fatS, de Pamint (atinsa in 1962) este de 0,48 UA (71,9 mil. km). (E.T.) izbucnire, emisie brusca,, deosebit de intensa,, de radiatii electromagnetice din domeniul radio sau X, ca urmare 181 IZBUCNIRE a producerii unor fenomene solare eruptive (eruptii cromosferice, fila-mente active sau eruptive, condensari coronale), prin mecanisme netermice (radiatie sincrotrona, radiatie de fri-nare, radiatie Cerenkov, pscilatii ale plasmei etc.). Sin. burst. In domeniul radio, aceste radiatii sint inregistrate pe lungimi de unda centimetrice, decimetrice si metrice. In faza ini-tiala a unei eruptii solare apar i. impulsive (sau de tip I), de 0,4—0,5 s (fig. 80), caracterizate prin radiatii de lungimi de und& centimetrice ce sint asociate cu emisii de raze X dure (datorate frinarii fluxurilor de electroni in cromosfera), ce pot dura mai multe ore. In asociere cu aceste i., in domeniul lungimilor de unda metrice si decimetrice, apar i. de tip 17, cu о durata de citeva minute; acestea sint caracterizate printr-o variable inceata a lungimii de unda, datorata perturbatiei (produsa de jeturile de particule cu viteze relati-viste) ce traverseaza coroana solara cu о viteza mai mare de 100 000 km/s. I. de tip III pot dura mai multe secunde in timpul erup^iei optice si se pot repeta de mai multe ori; spectrul lor cuprinde о banda de 50 MHz, care se deplaseaza rapid catre frecventele joase, deplasare inter-pretata ca о ascensiune a sursei in coroana solar&, cu о viteza de c. 1000 km/s. Ele sint asociate cu undele de soc care se propaga de la о eruptie solara. I. de tip IV prezinta un spectru continuu, sursa lor fiind situata deasupra coroanei si avind dimensiuni de c. 300 000 km. Sint asociate cu emisia de radiatii cosmice a eruptiei solare si urmeaza dupa i. de tip II, timp de minute sau ore. Mecanismul de producere este cel al radiatiei sincrotrone: rotindu-se intr-un cimp magnetic .cu viteze relativiste, electronii emit, intr-un domeniu larg de frecven^e, unde electrom agnetice pola-rizate. I. de tip V sint asem&natoare celor de tip IV, dar sint caracterizate prin frecvente mai inalte, urmind de obicei dup& i. de tip III. (E.T.) Юга 10cm Timp (ore) Fig. 80 inaltime deasupra orizontului (h), una din coordonatele astronomice (v.) ori-zontale, exprimata prin unghiul pe care-1 face, in locul de observatie, directia spre un astru cu planul orizontului. (G.S.) incalzire aerodinamica, incalzire a in-velisului partii frontale a unui vehicul aerospatial care strabate cu viteza mare о atmosfera planetara. Este provocata de frinarea energica a acestuia, ca urmare a comprimarii fluidului din vecinatate prin unde de son si unele fenomene de visco-zitate. Protectia contra efectelor i.a. a invelisului si a structurii vehiculelor aerospatiale se realizeaza prin: folo-sirea unor materiale termorezistente (oteluri speciale, aliaje de titan, materiale metalo-ceramice etc.), aco-perirea partilor expuse fie cu straturi refractare, fie cu substante care, prin evaporare sau sublimare, sa absoarba surplusul de caldurS, racirea interioara a invelisurilor (ex. cu pro-pergoli criogenici) etc. V. si dblatie. (F.Z.) incarcatura utila, parte a vehiculului aerospatial, compusa din echipaj, aparatura stiintifica, materiale de studiu, animale de experienta etc., plasata de regula in partea anterioara a acestuia. Pentru aparate, materiale sau animale de experienta, se folosesc containere speciale etanseizate, iar pentru echipaj se folosesc cabine spatiale. De regula in i.u. se include si aparatura din cadrul sistemelor de comanda, dirijare, control. (F.Z.) incercari in vid, experimentari ale componentelor unui vehicul spatial (sau, cind este posibil, a intregului vehicul) in conditiile unui vid creat artificial intr-o barocamerS, a carei etanseizare se verifica cu detectori speciali (cu halogeni, cu heliu etc.). (F.Z.) inclinatie magnetica (I), marime exprimata prin unghiul dintre directia intensitatii cimpului magnetic terestru cu planul orizontului. (E.T.) Jansky, Karl (1905—1950), inginer american. A descoperit (in ,1931, cu totul intimplator) radioemisia Caii Lactee (componenta netermica metrical §>■ prima radiosursS, stelara, in constelatia Sagittarius, punind astfel bazele radioastronomiei. Uni-tatea de putere de radioemisie poarta numele sau. (E.T.) Janssen, Pierre Jules Cesar (1824— 1907), astronom francez; prof. la Univ. din Paris si dir. al Obs. din Meudon. A folosit pentru prima data tehnica fotografica la observarea fenomenelor solare si a planetelor. Contributii la studiul liniilor lui Fraunhofer si al magnetismului. A infiintat un observator solar de тафте pe Mont Blanc. Op. pr.: Atlas des photographies solaires, 1904. (E.T.) Japetus, satelit (v.) al planetei Saturn (v.). (G.S.) Jeans, Sir James Hopwood (1877— 1946), fizician, astronom $i matematician englez. Prof. univ. la Cambridge, Contributii la studiul formarii sistemelor stelare duble prin rotatie si fisiune, al formarii nebuloaselor si al dinamicii stelare. A cercetat dina-mica gazelor si radiatia corpului negru (legea Rayleigh- J.). A dez-voltat о ipoteza cosmogonica catas-trofica (1917), potrivit c&reia sistemul planetar s-аг fi format ca urmare a trecerii Soarelui pe linga о altH stea. Op. pr.: Problems of Cosmogony and Stellar Dynamics, 1919; Astronomy and Cosmogony, 1928; The Universe around Us, X929; The Stars in theirs Courses, 1931; Physics and Philosophy, 1942. (E.T.) Jeffreys, Sir Harold (n. 1891), astronom si geofizician englez, prof. univ. la Cambridge. Lucr&ri privind structura intern^, deplasarile si evolutia Pamintului. A trasat hodograful undelor seismice, cu larga aplicabilitate la determinarea epicentrelor focarelor indepartate ale cutremurelor de pamint. A studiat influenta viscozitatii Pamintului asupra constantei de nutatie si proprietatile mantiei supe-rioare pina la adincimea de 400 km. S-a preocupat de aprofundarea teoriei privind originea sistemului planetar in cazul ciocnirii Soarelui cu о alta stea (a lui J. H. Jeans), calculind virsta sistemului solar (citeva mi-liarde ani). Op. pr.: The Earth, its Origin, History and Physical Constitution, 1929. (G.S.) jet reactiv, jet de fluid ce se scurge cu viteza mare, de regula supersonica, din ajutajul reactiv al unui motor cu reactie si cSruia ii corespunde forta reactiva (v.). (F.Z.) jonctiune, ansamblu de operand si manevre efectuate pe orbita, care includ apropierea si reunirea intr-unul singur a doua sau mai multe vehicule (sau module de vehicule) spatiale. Sin. cuplare, docare. La fel cu operatia inversa (decuplarea), poate fi efec-tuata manual, la comanda pilotului vehiculului spatial, sau automat, la comanda transmisa de pe un alt vehicul spatial sau de pe Pamint, cu ajutorul unui sistem de j.; acesta consta dintr-un ansamblu de dispo- JONES 184 zitive cu acjionare mecanica, elec-trica sau pneumatica. Astfel,*au fost efectuate: j. automata a doi sateliti (186 ?i 188) Cosmos (1967), j. LM cu CM in cadrul programului Apollo (1969 —72), j. navelor Soiuz cu la-boratoarele Saliut (1972—77), j. navelor Apollo cu laboratorul Skylab (1973—74). Pentru j. §i efectuarea programului comun de cercetari. al navelor Soiuz-A polio (v.), in iul. 1975, a fost realizat si utilizat un adaptor de cuplare special, capabil sa asigure о legatura etansa intre cele doua ve-hicule spatiale, permitind accesul as-tronaujilor dintr-unul intr-altul in timpul zborului spatial. (F.Z,) Jones, Sir Harold Spencer (1890— 1960), astronom englez, dir. al Obs. din Greenwich. A studiat mi§carea stelelor in Galaxie, stelele variabile, miscarea polului terestru si neregula-ritafile rotatiei Pamintului. A deter-minat masa Lunii si paralaxa Soarelui (prin observarea asteroidului Eros). A condus lucrarile de mutare a Obs. de la Greenwich la Herstmon-ceaux. Op. pr.: General Astronomy, 1922; A Picture of the Universe, 1947. (E.T.) Joy, Alfred Harrison (1882—1973), astronom american, prof. univ. la Beirut (Liban) si Chicago; dir. al Obs. din Beirut, presed. al UAI (1949 — 52). Prin metode spectro-scopice, a descoperit companionul stelei Mira Ceti si invelisul gazos cu rotatie rapida din jurul componentei mai stralucitoare a binarei cu eclipsa RW Tau. A studiat cefeidele, stelele RR Lyr, paralaxele spectroscopice stelare, precum si luminozitajile, mis-carile si distantele stelare. A publicat cataloage cu paralaxe spectroscopice si viteze radiale stelare. (E.T.) Jukovski, Nikolai Egorovici (1847-- 1921), savant rus, unui dintre fonda-torii aerodinamicii moderne. A descoperit (1904) legea care stS, la baza portantei aripilor de avion in regim subsonic. A conceput (1910 — 11) profilele de aripa si elice care-i poarta numele si a elaborat (1912—18) teoria turbionara a elicilor. Studii asupra tehnicii propulsiei prin reactie. Op. pr.: Teoreticeskie osnovi vozduho-plavania, 1925. (F.Z.) Juno, asteroid (v.) cu nr. de ordine 3, diametrul c. 190 km si magnitudinea aparenta la opozitie 9,7, descoperit de K. L. Harding la 1 sept. 1804. Semiaxa mare a orbitei sale este de 2,668 UA, iar perioada de revolu^ie sideraia de 4,36 ani. (E.T.) Jupiter, cea de a cincea si cea mai mare planeta (v.) a sistemului solar, care se misca cu о viteza de 13,06 km/s pe о orbita de excentricitate 0,0484 si inclinare (fata de ecliptica) 1°,31, parcurgind-o in 11 ani, 10 luni si 17 h (11,865 ani). Distanta lui J. (sau joviana) fata de Soare variaza intre 4,95 si 5,45 UA, fiind in medie de 5,2 UA, iar distanta fata de Pamint variaza intre 588 si 967 mil. km (diametrul sau unghiular variind intre 30 si 50"). Piametrul lui J. este de 143 650 km la ecuator (de c. 11,2 ori mai mare decit cel al Pamintului) si de 134 870 km la poli; turtirea globului jo vian (1/15,2) se datoreste rotatiei rapide in jurul axei proprii, perioada de rotatie fiind de 9 h 50 min in zona ecuatoriala (sistem I) si de 9 h 56 min in zonele temperate si polare (sistem II). Planul ecuatorial al lui J. este inclinat cu 3°,06 fata de planul orbitei sale, ceea ce atrage dupa sine absenta anotimpurilor pe suprafata planetei. Masa lui J. este de 318 ori mai mare decit masa Pamintului, sau egala cu 1/1047 din - aceea a Soarelui, in timp ce momentul sau orbital este de 2 • 1043 kg • m2 • s”1, reprezentind 60% din momentul total al sistemului solar, iar densitatea medie de 1,33 g/cm3 (1/4 din densitatea Pamintului). Dis-cul jo vian este striat, prezentind benzi intunecate dispuse paralel cu planul ecuatorial. Largimea benzilor descreste de la ecuator catre poli, iar intensitatea si latimea lor variaza. 185 JUPITER Benzile au structuri diferite, prezen-tind formatiuni uneori circulare (apropiate), alteori liniare sau ondulatorii. Intre benzi sint dispuse zone de culori mai deschise, ce prezinta structuri variate si in care apar adesea formatiuni filamentare eli-coidale, ce par sa uneasca zonele intre ele. Benzile si zonele sint colo-rate in gri-bleu, galben, mar о si rosu, nuantele acestea variind dupa gradul de activitate atmosferica a planetei. О alta formatiune a supra-fetei lui J., observata inca din 1666, о constituie vestita Pata Rosie. De forma ovala (cu dimensiuni de c. 13 000 x 48 000 km), ea prezinta о miscare proprie in longitudine si un schimb de materie intunecata si stralucitoare cu regiunile invecinate. La aceeasi latitudine sudica ca si pata rosie si, uneori, asociata cu ea, se gaseste Marea Perturbatie Australd, care este sediul unor curenti atmo-sferici foarte violenti. Culorile diferite ale formatiunilor atmosferei lui J. se datoresc compozitiei sale chimice, ca si conditiilor fizice specifice. Principalii constituenti ai lui J. sint heliul si hidrogenul, celelalte elemente fiind de c. 10 ori mai abundente ca in Soare. Din cauza abundentei hidrogenului, atit in interiorul cit si in atmosfera joviana, alte elemente, ca azot, carbon, oxigen si sulf, apar sub forma de compusi cu acesta, ca: metan (CH4), etan (C2H4), acetilena (C2H2), amoniac (NH3), apa (H20), hidrogen sulfurat (H2S),fosfin& (PH3), acid cianhidric (HCN). NH3 si H2S se combina si, sub actiunea radiatiei solare ultraviolete, polimerizeaza, for-mind polisulfura galbena sau rosie (in functie de lungimea lantului de legatura si de temperatura) de amoniu; temperaturile mai joase due la albi-rea materialului. Expunerea conti-nua a polisulfurii de amoniu la radia-tia solara ultraviolets duce la formarea moleculelor de sulf S8, de culoare galbena deschisa sau chiar alba; coborind in atmosfera mai fierbinte a planetei, acestea se recombina cu H2S, formind NH4HS. de culoare alba. Culorile gri si albastru sint in prezent atribuite celor mai inalte straturi ale atmosferei joviene (de c. 700 km grosime), care imprastie selectiv radia-tia solara de lungime de unda scurta. Albedoul lui J. este 0,51, iar la depar-tarea respectiva unitatea de arie primeste de la Soare de 27 de ori mai putina energie decit Pamintul. Determinate, la nivelul atmosferei, temperatura are valoarea de — 130°C, ceea ce a dus la concluzia ca planeta emite de c. 2 ori mai multa energie decit primeste de la Soare. Energia interna are un roi determinat in dinamica norilor de la mari altitu-dini, compusi indeosebi din cristale de amoniac, metan si hidrogen; acesti nori se formeaza la c. 250 km alti-tudine, fiind observati indeosebi in zonele de culoare mai deschisa. Circulatia atmosferica foarte intensa de la ecuator la poli constituie о alta dovada ca atmosfera joviana este incalzita din interior (nucleului planetei fiindu-i atribuite temperaturi intre 13 000 si 35 000 K); miscarile turbionare, create de curentii de convectie in straturile gazoase exte-rioare ale atmosferei, stau la baza form&rii benzilor, zonelor si celulelor observate. Evolutia materiei stralucitoare si intunecate, caracteristica activitatii atmosferice a lui J., prezinta mai multe faze cuprinse intr-un ciclu. Astfel, inceputul unui ciclu de activitate este marcat prin aparitia formatiunilor stralucitoare, din care se formeaza apoi celule si filamente ce tree in benzi intunecate, iar acestea, dupa atingerea unui maxim, se micsoreaza. О activitate asemanatoare se observa si in Pata Rosie sau in Marea Perturbatie Australa. Se poate defini un coeficient de activitate al atmosferei lui J., ca raportul dintre aria formatiunilor intunecate si aria totala a globului jovian. In medie, aceasta activitate se coreleaza cu activitatea solar&, avind un ciclu de c. 11 ani. De asemenea, s-a pus in evident^ о asimetrie in manifestarile activitatii joviene in cele doua emi-sfere; astfel, aria totala a formatiu- JUPITER .186 nilor intunecate este mai mare in emisfera nordica decit in cea sudica, iar in emisfera sudica apar mai multe perturbatii decit in cea nordica. Statiile spatiale automate (Pioneer 10 si 11) au studiat ionosfera (c. 3000 km), si emisia radio a lui J. (descoperita in 1955), care a fost pusa in legatura cu existenta unui cimp magnetic de c. 800 A/m la suprafata si, prin urmare, cu existenta unei magnetosfere cu о dinamica dominate de rotatia rapida a planetei. Radiatia radio a planetei, cu lungimea de unda cuprinsa intre 3 si 75 cm, este о radiatie sincrotrona, fiind emisa de electronii relativisti care descriu miscari spirale in jurul liniilor de cimp magnetic. Axa mag-netica a lui J. este inclinata cu 10° faje de axa de rotate. Masuratorile radiointerferometrice au pus in evidence zone de radiatie asemenetoare centurilor Van Allen ale Pemintului, care se extind pine la о altitudine egale cu 3—4 raze joviene, §i izbucniri radio pe lungimi de unde deci-metrice, care sint asociate cu pozi^ia satelitului Io faj:a de axa magnetice a planetei. Totodata, s-a stabilit ce J. este о surse intense de radiatie cosmice, о mare parte din fluxul de electroni de mice energie inregistrat pe P&mint provenind de la J. In prezent, se cunosc 14 sateliti (v.) ai lui J. considerat planeta cu cei mai multi sateliti din sistemul solar, intregul sistem formind un „minisistem planetar". Dintre acestia, primii patru — Io, Europa, Ganymede si Callisto — au fost descoperij:i in 1610 de G. Galilei, inventatorul pri-mei lunete astronomice, care i-a denumit astri Medici (astezi numij:i sateliti galileeni ); ulterior E. E. Barnard a descoperit satelitul Amalthea (1892). Ceilalti sateliti au primit recent (1975) denumiri, inainte avind doar numere de ordine. In continuare G. Perrine a descoperit satelitii VI (Himalia, 1904) ?i VII (Elara, 1905), iar in 1908 P. Melotte a descoperit un alt satelit care, dupa descoperirea (1914—51) celorlalti patru — VIII (Pasiphae), IX (Sinope), X (Lysithea) si X (Ananke) — de catre S.. Nicholson, a fost no tat cu XI (Carme) si, in sfirsit, in iun. 1974 С. T. Kowal de la Obs. Mount Palomar a descoperit satelitul XIII (Leda), iar in sept. 1974 a avansat ipoteza existen-tei satelitului XIV. Satelitii galileeni au diametre mari, de ordinul miilor de km (doi depasind planeta Mercur). Io si Ganymede au si atmosfera, observarea lor prezentind importanta istorica in sprijinirea sistemului heliocentric si in determinarea vitezei luminii. Amalthea, cel mai apropiat satelit al lui J., si Himalia au diametrele pina in 200 km, in timp ce diametrele celorlalti sateliti nu dep&sesc 50 km. Primii cinci sateliti jovieni se miisca pe orbite aproape circulare, situate aprox. in planul planetei, iar perioa-dele lor de revolutie sint cuprinse intre 12 h si 16 d. Ceilalti sateliti se afla la distante de ordinul zecilor de mil. km. de J., putind fi impartial in doua grupe. Satelitii primei grupe (VI, VII, X si XIII), situafi la о distanj:& medie de 11 mil. km de J., au о perioada de revolutie de c. 250 d, iar satelitii celei de a doua grupe (VIII, IX,’XI si XII), situati la 20—24 mil. km, au о perioada de 600—750 d (rotindu-se in sens opus celorlalti sateliti). In prezent, satelitii jovieni sint cercetari atit de pe Pamint, cit si cu ajutorul sta^iilor spatiale. Astfel, cu ajutorul sta^iilor Pioneer 10 si 11, s-au obtinut foto-grafii ale acestora, luate din imediata vecinatate. (E. T.) к Kant, Immanuel (1724— 1804), filo-zof german, prof. la Univ. din K6-nigsberg (Kaliningrad), in lucrarea sa Algemeine N aturgeschichte und Theorie des Himmels (1755), sustine ca stelele formeaza sisteme stelare asemanatoare, al caror numar total este infinit, Galaxia constituind un astfel de sistem; stelele unui sistem se mentin laolalta datorita gravitatiei, planul Caii Lactee fiind un plan al miscarilor stelare analog planului eclipticii din sistemul solar. De asemenea, K. a emis una dintre primele ipoteze cosmogonice stiintifice (dezvoltata ulterior de P. S. Laplace), conform careia Soarele si planetele s-au format dintr-un nor de mici corpuri meteorice miscindu-se haotic; sub influenta gravitatiei acesta a capatat о miscare de rotatie, tur-tindu-se si concentrindu-se spre centru (Soarele), iar par tile sale componente s-au unit formind corpuri mai mari care se deplasau pe orbite circulare. De asemenea, K. a introdus pentru prima oara ideea de evolutie in lumea anorganica, la seara cosmosului. (C.P.) Kapteyn, Jacobus Cornelius (1851 — 1922), astronom olandez, prof. la Univ. Groningen. A initiat statistica stelar& (1906), pornind de la ideea ей forma Galaxiei poate fi estimata prin питйгагеа stelelor in 206 regiuni de pe cer (arii K. ). A emis ipoteza (ulterior, infirmata) celor doi curenti stelari din Galaxie. A elaborat о serie de metode dinamice pentru determinarea distantelor stelare si a imaginat un model al Galaxiei (uni- versal K.). A intocmit un catalog cu stralucirile stelelor din emisfera sudica. (E.T.) Kennedy Space Flight Center —► KSFC Kepler, Johannes (1571— 1630), vestit astronom german. Unui din fonda-torii astronomiei moderne. A incercat sa explice miscarile planetelor pe orbite circulare in jurul Soarelui, dar rezultatele sale nu au fost in concordanta cu observatiile. In 1599 a fost invitat de Tycho Brahe la Praga; folosind observatiile efectuate de acesta si pe baza conceptiei lui Copernic, a elaborat legile de miscare ale planetelor in jurul Soarelui (v. legile lui K.) si a aratat ей Soarele se roteste in jurul axei sale in acelasi sens in care se misca planetele in jurul эйи. De asemenea, a explicat trecerea lui Mercur si Venus pe discul Soarelui, ca si lumina rosiatica care se observa in timpul eclipselor totale de Luna. A intuit efectul presiunii de radiatie asupra cozilor cometelor. A publicat si lucrari de optica, emitind primul conceptul razei de lumina si ideea de ocular convergent pentru lunete (pusa in practica de C. Huygens). A construit о luneta astronomica (1611). Op. pr.: Myste-rium cosmographicum, 1596; Astro-nomia nova, 1609; Dioptrice, 1611; Harmonices mundi, 1619; De cometis, 1619; Tabulae rudolphinae, 1627. (G.S.) Kibalcici, Nikolai Ivanovici (1853 — 1881), inventator rus. Creator al коеилв 188 unui interesant proiect de motor reaotiv cu jet orientabil (1881). Numele sau a fost atribuit unui crater de pe faja invizibila, (de pe Pamint) a Lunii. Op. pr.: Proekt vozduhoplavatelinogo pribora, 1881. (F.Z.) Kochab, una din cele mai stralucitoare stele — p — din constelatia Ursa Minor, situata la c. 110 a.i. de Soare. Are magnitudinea aparenta c.2. (G.S.) Kondratiuk, Iuri Vasilievici (1897 — 1-942), inginer sovietic, unui dintre pionierii tehnicii rachetelor. A studiat traiectoriile optime ale zborurilor spatiale, satelitii artificiali §i a dez-voltat teoria rachetelor multietajate. A cercetat aterizarea rachetelor pe alte corpuri ceresti cu frinare atmo-sferica ?i a sugerat о metoda (adop-tata astazi) pentru aterizarea pe Luna. A propus unele metale drept oarburanji pentru motoarele-rachetS,. Numele sau a fost atribuit unui crater de pe fata invizibila (de pe P&mint) a Lunii. Op. pr.: Zavoevanie mejpianetnih prostranstv, 1929. (F.Z.) Korneforos, cea mai stralucitoare stea — p — din constelatia Hercules, situata la c. 18 a.i. de Soare. Are magnitudinea aparenta 2,8 si apartine clasei spectrale G5. (G.S.) Koroliov, Serghei Pavlovici (1906 — 1966), savant sovietic. A contribuit la realizarea de rachete cosmice sovietice. Impreuna cu F. A. 'J'ander, a pus bazele (1931), organizajiiei GiRD (v.). A construit motoare-racheta si avioane aerospatiale (1931— 1940), rachete acceleratoare de start pentru avioane militare (1942— 1946), rachete lansatoare de nave Vostok, Voshod, precum si de statii spatiale si sateliti artificiali (ex. Elektron, Molnia, Venus, Marte, Zond, Luna, Cosmos). Numele sau a fost atribuit unui crater de pe fata invizibila (de pe Pamint) a Lunii. Op. pr.: Raketnii poliot v stratosfere, 1934. (F.Z.) Kozirev, Nikolai Aleksandrovici (n. 1908), astronom sovietic, prof. univ. la Leningrad. Contributii la studiul fizic al Lunii, la teoria atmosferelor stelare si in cosmogonie. A descoperit linii de emisie in craterul Alphonsus de pe Luna si aurore boreale pe Venus. (E.T.) Krasovski, Feodosi Nikolaevici (1878 — 1948), astronom-geodez sovietic, fon-dator al Institutului central de ingineri geodezi din Moscova. A determinat forma si dimensiunile Pamintului, comparindu-1 cu un elip-soid саге-i poarta numele. (E. T.) Krat, Vladimir Alekseevici (n. 1911), astronom sovietic, dir. al Obs. din Pulkovo. Contributii la studiul bina-relor cu eclipsa, al structurii fotosferei si al cromosferei solare. Prin obser-vatii cu ajutorul baloanelor strato-sferice, a pus in evidenta liniile deute-riului in spectrul Soarelui si struc-tura fina a granulatiei solare. Op. pr.: Figuri ravnovesiia, nebesnih tel, 1950; Balonnaia astronomiia (impre-una cu L. M. Kotliar) 1972. (E. T.) KSFC (Kennedy Space Flight Center), complex de lansare american, situat pe insula Meritt (Florida) din apro-pierea Capului Canaveral. A fost construit incepind din 1961, pe о suprafata de 342 km2, fiind destinat lansarilor din cadrul programului Apollo. Principalele dotari, specifice K., sint: rampele de lansare 39 A si B, pentru rachetele de tip Saturn; VEB-ul (Vehicle Assembly J5uilding), о cladire cu inaltimea de 156 m, in care pot fi asamblate concomitent 4 rachete purtatoare Saturn; soseaua de mare rezistenfa, pe care rachetele Saturn 5, instalate pe crawler impreu-na cu tumul de lansare, se deplaseazci de la VEB la rampa de lansare. (F.Z.) Kuiper, Gerard Peter (1905-1973), astrofizician american de origine olan-deza. Dir. al Obs. Yerkes si McDonald. Contributii la studiul stelelor duble 139 KUKARRIN (fotometrice, spectroscopice si vizuale) si al sistemului solar. A descoperit mai multe binare si pitice albe, precum si о nova (in constelatia Puppis), si a aratat ca mai mult de 50% din stelele mai apropiate sint sisteme duble sau multiple. A introdus notiu-nea de binara in contact si a cercetat acest tip de stea. A efectuat studii asupra atmosferelor planetare (folo-sind metode de spectroscopie optica si in infrarosu). A descoperit satelitii Miranda (1948) a lui Uranus si Nereida (1949) a lui Neptun. A editat о enciclopedie in 4 volume (The Solar System) precum si un compendiu in 9 volume (The Stars and the Stellar Systems). Op. pr.: Planetary atmospheres and theirs origins, 1949. (E.T.) Kukarkin, Boris Vasilievici (n. 1909), astronom sovietic, prof. univ. la Moscova. A cercetat structura si evolutia sistemelor stelare, studiind repartitia stelelor variabile. A pu-blicat numeroase lucrari asupra stelelor variabile intrinseci si a cola-borat la alcatuirea unui catalog al acestora. (E.T.) L laborator orbital, statie spatialS, (fig. 81), transportata integral in spatiul cosmic sau asamblatci pe orbita, destinata efectuarii automate sau de catre un echipaj a unor observatii, masur&tori si cercetari stiintifice in cosmos. Plasate de regula pe orbite circumterestre apropiate de Pamint, l.o. cu echipaj, de tip Saliut (v.), Skylab (v.) si, in perspective, Spacelab (v.) au demonstrat posibilitatile omu-lui de a trai si lucra relativ mult timp in spatiu (84 d in Skylab 3). In jurul Lunii si al planetei Marte au fost plasate pe orbite in ultimul deceniu l.o. automate, iar in viitor este prevazuta plasarea pe orbite in jurul planetelor Jupiter si Venus a unor laboratoare similare. (F.Z.) Lacerta (Sopirla), constelatie (v.) din emisfera nordice a cerului, cu stele slab streiucitoare. Este vizibiie din Romania aproape tot timpul anului. (G.S.) lacertide v. curent meteoric Lalande, Joseph Jёr6me le Frangois de (1732—1807), astronom francez, prof. la College de France, dir. al Obs. din Paris. Renumit popularizator al astro-nomiei. Contributii la determinarea paralaxei lunare, orbitelor de comete (ex. cometa Hailey). A studiat miscarea stelelor si a alcatuit tabele planetare. A observat (fara sa о recunoasca) planeta Neptun, cu 50 de ani inainte ca U. Le Verrier s-o fi descoperit. Societatea astronomica franceza a instituit premiul L. pentru lucrari valoroase in domeniul astro- nomiei. Op. pr.: Traite d’astrcncmie 2 vol., 1764; Bibliogmphie astrono-mique, 1803. (E.T.) Lallemand, Andr6 (n. 1904), astronom francez. Contributii in optica electroni ей si la aplicarea ei in astronomie; a dezvoltat metodele de foto-grafiere electronica. (E.T.) lansare, ansamblu de operatii incluse in organigrama lansarii unui vehicul spatial, incepind din momentul in care acesta par&seste centrul tehnic al cosmodromului (v,) si pina la decolarea lui. Principalele operatii, Fig. 81. Laborator spatial pentru 12 astronauti (alimentat de doua baterii cu izotopi de cite 12,5 kW): 1 — com-partimentul astronautilor; 2 — com-partimentele de lucru; 3 — comparti-ment de locuit (odihna); 4 — laboratoare; 5, 6 — compartimente cu utilizari diverse pentru zboruri spatiale indelungate; 7 — antene; 8 — vehicul spatial acostat. 191 LEGEA decla’nsate automat, care preced 1. propriu-zisa, sint: presurizarea rezer-voarelor rachetei, punerea in sarcina a aparaturii sistemelor de comanda, pornirea motoarelor si aducerea lor la parametrii de regim stabil, dupa care are loc desprinderea rachetei de pe rampa de I. (v.) si iesirea ei din zona turnului de I. (v.). (F.Z.) Laplace, Pierre Simon, marquis de (1749— 1827), matematician si astronom francez. A pus bazele mecanicii ceresti. A studiat perturbatiile planetelor si stabilitatea sistemului solar. A descoperit cauzele neregularitatilor miscarilor planetelor Saturn si Jupiter si a dezvoltat ipoteza cosmogonica nebulara (emisa de I. Kant) a sistemului solar. Op. pr.: Theorie du mouvement et de la figure elliptique des pianetes, 1784; Exposition du systeme du monde, 1796; Traite de me-canique celeste, 1799—1825. (E.T.) laser (light amplification by stimulated emission of radiation), proces de generare si de amplificare a radia-tiilor electromagnetice din domeniul vizibil prin emisia stimulate, a radiatiei. St& la baza const rue Jiei dispo-zitivelor 1., ce produc fascicule monocromatice, paralele si foarte intense. Telemetria I. permite localizarea cu mare precizie (de ordinul decimetrilor, si, in curind, al centimetrilor) a obiectelor in spatiu, ducind la о m&rire a preciziei masuratorilor de cel pu^in un ordin de marime fa^a de determinarile astronomice bazate pe m&suratori unghiulare. In cazul satelitilor artificiali si al Lunii, ea se bazeaza- pe receptionarea reflexiei fasciculului generat intr-o statie te-restra si reflectat de dispozitive speciale montate pe sateliti artificiali sau pe Luna si prin masurarea tim-pului necesar procesului dus-intors. Aceste procedee au dus si la rafinarea metodelor de calcul ale mecanicii ceresti si geodeziei. (C.P.) Lassell, William (1799—1880), astronom englez. A construit un telescop cu oglinda (de 1,4 m diametru si cu montura ecuatoriala). A descoperit satelitii: Triton al lui Neptun (1847), Hyperion al lui Saturn (1848), Ariel si Umbriel ai lui Uranus (1851). A observat si catalogat mai multe nebu-loase. (E.T.) latitudine astronomica, una din coor-donatele astronomice (v.) ecliptice sau galactice, exprimata prin unghiul dintre directia catre un anumit astru si planul eclipticii sau planul galactic. Sin. latitudine cereasca. (G.S.) latitudine geocentrica, unghiul dintre raza geocentrica a unui punct de pe P&mint si planul ecuatorului terestru. Se m&soara de la planul ecuatorului spre poli, fiind pozitivS, in emisfera nordica si negative in cea sudica. Are valori intre 0 si ^90° si, datorita turtirii Pamintului, diferd putin de latitudinea geografica. (G.S.) latitudine geografica, una din coordo-natele geografice, exprimata prin unghiul dintre verticala locului in punctul considerat si planul ecuatorului terestru. Se masoara de la planul ecuatorului spre poli, fiind pozitiva in emisfera nordidi si negativa in cea sudica si avind valori cuprinse intre 0 si ±90°. (G.S.) largime echiyalenta v. analiza spectrala largire Doppler v. efect Doppler Lebada—► Cygnus Leda, satelit (v.) al planetei Jupiter (v.). (E.T.) legea atractiei universale—> atractie universala legea lui Hubble, lege formulata (1929) de E. Hubble, potrivit careia vitezele radiale de recesie ale galaxiilor cresc proportional cu depart&rile lor (fig. 82). DupS, cele mai exacte determinari actuale, coeficientul de proportio- LEGEA 192 nalitate {v. constanta Hubble) este H = 55 km/(s • Mpc). Aceasta lege ar putea fi oarecum corectata pentru distance foarte mari luindu-se in considerare termeni suplimentari, care indicS о decelerare q a miscarii. De aceea, in modelele cosmologice con-stantele H si q se definesc prin relati-R[t) 7? r 7?\ 2 ile: H = m R ( R\2 si q =------------— R I RJ unde R este raza de curburS a spatiului. (C.P.) legea lui Pogson v. magnitudine stelara legea Titius-Bode, regula empiricS ce permite aflarea valorilor mijlocii aprox. ale distantelor planetelor de Soare. Sin. regula Titius-Bode. A fost stabilita (1766) de matematicianul J. K. Titius si mai tirziu regSsitS de J. E. Bode. Notind cu a departarea fata de Soare (in UA), l.T.-B. se exprimS prin relatia: a = 0,4 + 0,3 • 2n, unden = — oo, 0, 1, ..., n, cu ajutorul cSreia se poate construi fig. 83 (unde distantele calculate si cele observate au fost multi plicate cu 10). Din tabelul 11 se observa ca legea nu este verificatS in cazul ultimelor doua planete. Explicarea stiintificS a l.T.-B. constituie una dintre pro-blemele cosmogonice actuale. (G.S. ) legile lui Kepler, legi stabilite empiric si enuntate (primele doua in 1609, iar a treia in 1619) de J. Kepler, pe baza observatiilor asupra miscarii planetelor din sistemul solar. Ulterior, I. Newton a stabilit aceste legi pornind de la legea atractiei universale (pe care a stabilit-o). Ele descriu miscarea a doua corpuri fara a lua in considerare influentele altor corpuri din vecinatate si, in ordine, sint: 1) planetele descriu orbite in forma de elipsa in jurul Soarelui, care ocupa unui din focarele acesteia; 2) raza vectoare (de la Soare la planets,) descrie arii egale in intervale de timp egale (fig. 84), planeta d.epla-sindu-se pe orbita mai repede in vecinStatea periheliului si mai incet in vecinStatea afeliului (legea ariilor); 3) raportul dintre cubul semiaxei mari a si patratul perioadei de revolutie P este acelasi pentru toate planetele. Este de remarcat ca primele doua legi descriu miscarea unei planete (forma traiectoriei si miscarea pe orbitS), in timp ce a treia lege sta-bile§te о relate intre diferitele orbite ale planetelor sau satelitilor ce gra-viteazS in jurul unui corp central. Cea de a treia lege, sub forma enun-•JatS de Kepler, nu este riguroasS, ea depinzind in realitate side masa planetei sau a satelitului considerat. Fig. 82. Kelatia dintre. depSrtare (d) si viteza de recesie (v) a galaxiilor..(in ra-port cu centrul Galaxiei) : 1 — galaxia NGC 221 (M 32) din Andromeda (d = 750 000 a.i., v = —200 km/s); 2 —galaxia NGC 4473 din Virgo (d = 2,5 Mpc, v = 2250 km/s); 3 — galaxia NGC 379 din Pisces (d = 1 Mpc, v = 5500 km/s); 4 — galaxia din roiul N1 din Ursa Major (d = 26 Mpc, v = 15 500 km/s); 5 — galaxia din Gemini (d = 42 Mpc, v — 23 000 km/s). Apropierea apa-rentS a galaxiei M 32 este datoratS compunerii miscSrii ei cu miscarea de revolutie a Soarelui in Galaxie.. 193 LEMAlTRE 4 7 10 16 29 Soare ф- \\ 'Marte(15.2) \ \ 4 PamintflO) \ Venus (7,2) Mercur(3,8) .1_______________ Jupiter (52) Saturn (95,5) Uranus (192) Fig. 83 Tabelul 11 Planeta n a calculat a observat Mercur --- 00 0,4 0,39 Venus 0 0,7 0,72 Pamint 1 1,0 1,00 Marte 2 1,6 1,52 Aster oizi 3 2,8 2,90 J upiter 4 5,2 5,20 Saturn 5 10,0 9,54 Uranus 6 19,6 19,18 Neptun 7 38,8 30,06 Pluto 8 77,2 39,70 Mai precis, aceasta se exprima prin rela^ia: a3 _ G P2 (M + m) 4т:2 unde M este masa corpului central (ex. Soare, planeta, m masa planetei sau a satelitului, iar G constanta atractiei universale. Intrucit si in cazul celei mai masive planete — Fig. 84 Jupiter are о valoare foarte M mica I ---------- I, legea se poate apro- { 1047 J xima destul de bine cu cea de a treia lege a lui Kepler. (G.S. ) Lemaitre, George (n. 1894), astronom belgian. A fost printre primii care au dezvoltat cosmologia relativista, elaborind un model (1927) care ii poarta numele (unde intra constanta cosmologica X > 0); potrivit acestui model, universul porneste de la о stare asimptoticci de mare concentrare, „atomul primar", extinzindu-se nelimitat, din ce in ce mai repede, spre infinit. Ulterior, modelul Ed-dington-L. evita singularitatea ini-tiala. Op. pr.: LTiypothese de I'atome primitif, 1946. (C.P.) lengird 194 LenGIRD, organizatie destinatS, stu-diului propulsiei prin reactie, infiin-tatS, la Leningrad in 1931. In cadrul L., au fost lansate rachete cu pulbere, au fost concepute proiectele unor rachete meteorologice si fotogramme-trice, a fost construit un motor-rache-ta rotativ cu propergol lichid etc. In 1934 a fost transformat intr-o sectie de propulsie prin reactie si, ulterior, s-a unificat cu Institutul sovietic de cercetari stiintifice asupra propulsiei prin reactie (RNII). v. si GIRD. (F.Z.) Leo (Leul), constelatie (v.) zodiacala intinsa (fig. 85) din emisfera nordica a cerului, traversata de Soare in lunile aug. si sept. Este vizibila din Romania in timpul primaverii. Cea mai stralucitoare stea — a — este Regnlus (v.), careia li urmeaza steaua (3, denumita Denebola (v.); in L. se afla galaxia spirala NGC 2903. (G.S.) Leo Minor (Leul Mic), constelatie (v.) din emisfera nordica a cerului, ale carei stele mai stralucitoare au magnitudinea aparentS 4. Este vizibila din Romania din dec. pina in iul. (G.S.) leonide, curent meteoric (v.) anual cu activitatea maxima la 16 nov., al carui radiant are coordonatele: ascen-sie dreapta 152° si declinatie +22° (fiind situat la extremitatea conste-latiei Leul); este asociat cometei Tempel I 1866. A fost observat prima oara de A. von Humboldt in Venezuela, la 11 nov. 1799, si semnalat din nou in America de Nord, in 1833, cind matematieianul american H. A. Newton i-а determinat coordonatele si a prevazut revenirea lui in 1866. Dupa 1866, activitatea 1. a fost variabila, ca urmare a dispersarii curentului si perturbatiilor provocate de planetele mari ale sistemului solar. In 1961, satelitul Vanguard III, care a trecut prin regiunea 1., a pus in evident 2800 de ciocniri cu micrometeoriti. Meteoritii acestui curent au о viteza de 72 km/s — Fig. 85 cea mai mare viteza cunoscuta la un curent meteoric. (E.T.) Leonov, Aleksei Arhipovici (n. 1934), cosmonaut si aviator sovietic. Copilot pe. nava spatiala Voshod 2, a fost primul om care a iesit (18 mart. 1965) in spatiul cosmic (timp de 12min.). Comandant al echipaj ului sovietic in cadrul programului comun Soiuz-Apollo (iul. 1975). (F.Z.) Lepus (Iepurele), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, continind un roi globular (M 79). Este vizibila din Romania in timpul iernii. Steaua sa cea mai stralucitoare — a — se numeste Arneb si are magnitudinea 2,7. (G.S.) Leul—► Leo Leul Mic—* Leo Minor Le Verrier, Urbain Jean Joseph (1811— 1877), astronom si matematician francez, prof. la Univ. si dir. al Obs. din Paris. A efectuat lucrari teoretice asupra miscarii planetelor si cometelor. A descoperit „din virful penitei" (iul. 1846), independent de J. C. Adams, planeta Neptun pe baza neregularit&tilor miscarii planetei Uranus pe orbits,; aceasta a permis lui J. Galle sa gaseasca planeta Neptun, la un grad de pozitia pe care i-o comunicase Le V. (G.S.) Libra (Balanta), constelatie (v.) zodiacala (fig. 86) din regiunea ecuato- 195 LINCOS riala a cerului, traversata de Soare in luna nov. Steaua sa cea mai stralucitoare — a — este о stea du-bla. (G.S.) libratie, miscare aparenta, de usoara balansare a globului lunar fata de pozitia sa mijlocie, care permite observarea de pe Pamint a ceva mai mult de jumatate (c. 59%) din suprafata lunara (cu toate ca Luna prezinta mereu Pamintului aceeasi fata); apare si ca о rotatie forfata, imprimind neregularitati miscarii Lunii. Prezinta trei componente, care au cauze eu totul diferite: 1) I. in longitudine, ce ia nastere datorita neuniformitatii miscarii orbitale a I,unii, mai rapida la perigeu decit la apogeu. Deoarece miscarea de rotatie este insa uniforma, vitezele unghiulare ale celor doua mi?c&ri — orbitala si de rotatie — nu sint intotdeauna egale: la perigeu este mai mare viteza unghiulara pe orbita, iar la apogeu cea de rotatie. Din aceasta cauza, de pe Pamint globul lunar pare ca se roteste intr-un sens si in celalalt, cu amplitudinea de 7°, 6 (in longitudine): 2) 1. in latitudine, ce se produce datorit& fap-tului ca axa de rotatie a Lunii nu este perpendiculara pe planul orbitei sale, ceea ce face ca in decursul unei luni sa fie observate, in mod alternativ, regiuni de 6°.7 in latitudine din jurul celor doi poli lunari; 3) /. diurna (sau paralactica), conse- cinta a miscarii imprimata observa-torului de rotatia diurna a Pamintului. Astfel, din acelasi loc de pe Pamint, la momente diferite, se vad regiuni putin diferite ale suprafetei lunare, unghiul de vedere variind in decursul zilei cu putin mai mult de 1°. V. si punct de libratie. (G.S.) Licornul—> Monoceros limb, linie marginala, situata in lumina Soarelui si neafectata de faze, a discului Lunii sau al unei planete; este opusa terminatorului (V.). (G.S.) limita Roche, suprafata echipoten-tiala limita care trece prin punctul interior Lagrange a doua mase punc-tuale, ce se misca una in jurul celei-lalte potrivit legilor lui Kepler. In evolutia ei catre faza giganta, о stea a unui sistem binar apropiat poate ajunge la aceasta limita, materia ei fiind atrasa de cea de a doua stea prin punctul Lagrange interior (fig. 87). L.R. este importanta in studiul evolutiei stelelor duble apropiate cu transfer de materie. (C.P.) lincos, limbaj artificial destinat intra-rii in legatura cu reprezentanti ipo-tetici ai unei alte civilizatii, creat in 1960 de matematicianul olandez G. Freidenthal. Astfel, semnalelor radio de frecvente si perioade diferite le corespund in acest limbaj anumite notiuni. Invatarea 1. prin metoda definitiilor pseudogenerale (cu nume-roase ex.) s-ar putea face prin lectii- Fig. 87 LINIA 196 emisii riguros periodice, prin intro-ducerea progresiva de noi semne intr-un context cunoscut. Inceputul acesteia consta in mod obligatoriu din insusirea unor notiuni matematice dintre cele mai simple, apreciate ca universale (ex. numere naturale, semne matematice). (F.Z. ) linia apsidelor, axa mare a unei orbite kepleriene. (G.S.) linia echinoctiilor, dreapta care uneste punctul vernal cu punctul autumnal. Sin. linia echinoxurilor. (G.S.) linia nodurilor, dreapta dupa care planul orbitei unui corp ceresc se intersecteaza cu un plan de referinta (ex. planul eclipticii, planul ecua-torului planetei, planul tangent la sfera cereasca), unind nodul ascendent Tabelul 12 Liniile lui Fraunhofer (proeminente in spectrul Soarelui) Notatia Lungimea Elemen¬ liniei de unda tul Identificarea spectrale nm A 762,1 o2 1 Linii ale vaporilor de apa din atmosfera В 687,0 o2 J terestra C(H«) 656,3 H Linie din seria Balmer a atomului de hidrogen D, 589,6 Na 1 J-'i Dublet al atomului de sodiu D* 589,0 Na J D3 587,5 He Linie a atomului de heliu E 527,0 Ca, Fe Linii suprapuse ale atomilor de calciu si de fier bx 518,4 Mg 1 Dublet al atomului de magneziu b2 517,3 Mg J F(Hp) 486,1 H Linie din seria Balmer a atomului de hidrogen G'(HY) 434,0 H Linie din seria Balmer a atomului de hidrogen G 430,8 Ca, Fe Linii suprapuse ale atomilor de calciu si de fier g 422,7 Ca Linie a atomului de calciu h(Hs) 410,2 H Linie din seria Balmer a atomului de hidrogen H 396,8 Ca II 1 Linii ale ionului de calciu К 393,4 Ca II J 197 LONGITUDINE Fig. 88. Spectrul Soarelui (central) cu liniile lui Fraunhofer, suprapus peste spectrul de emisie al fierului. cu nodul descendent al orbitei. (G.S.) linia solstitiilor, dreapta care uneste punctele solstitiale de vara si de iarna. (G.S.) liniile lui Fraunhofer, linii (intunecate) de absorbtie prezente in spec-trele stelelor observate de pe Pamint. Au fost observate de W. H. Wollaston in 1802 in spectrul Soarelui (fig. 88), iar in 1814, J. Fraunhofer a precizat pozitia a 567 din ele, notindu-le pe cele mai importante cu litere mari si mici ale alfabetului latin (v. tabelul 12); о parte dintre acestea, el le-a identificat apoi (1823) si in spec-trele stelelor Castor, Pollux, Capella, Betelgeuse si Procyon. Ulterior, G. R. Kirchhoff a dat interpretarea corecta a l.l.F., stabilind ca acestea sint linii de absorbtie datorate gazelor prezente in atmosferele stelare sau in atmosfera terestra. Identificarea si i nterpretarea Ll.F. prin metode obser-vationale si teoretice au deschis calea unor cercetari astrofizice fun-damentale, furnizind date privind abundenta cosmica (v.) a elementelor, clasijicarea spectrala (v.) si conditiile fizice care au dus la absorbtia radiatiei respective. (E.T.) Linxul —► Lynx Lira—> Lyra LJSC (Lyndon Johnson Space Center), centru american de cercetari privind zborurile spatiale pilotate, cu sediul linga Houston (Texas). Sin. (invechit) MSCC (Afanned Space Craft Center). La 1 sept. 1961, NASA a hotarit ca aici sa se desfasoare toate activi-tatile de cercetare, pregatire, organi-zare, prelucrare a datelor si comandS,-control din cadrul programului Apollo. Intrind in functiune in 1965, L. a dispus de nurrieroase laboratoare cum sint: simulatoarele pentru an-samblul Apollo, cladirea destinata carantinei, complexul calculatoarelor numit „Blocul 30" (de forma parale-lipipedic&, avind inaltimea de c. 60 m si fara ferestre, in care se afla centrul de comanda si control). (F.Z.) LM—> modul lunar Lockyer, Sir Joseph Norman (1836— 1920), astronom englez, prof. univ. si dir. al Obs. South Kensington si Hill (Salcombe Regis).- Lucrari de pionierat in spectroscopia solara. A cercetat structura si compozitia Soarelui si miscarile Pamintului.. Stu-diind о eclipsa totala de Soare, a descoperit elementul heliu in protu-berante. A anticipat teoriile modeme ale evolutiei stelare (incepind din 1868, odata cu P. J. C. Janssen). Op. pr.: Contributions to Solar Physics, 1873; Meteoritic Hypothesis, 1890; The Sun*s Place in Nature, 1897. (E.T.) longitudine astronomica, una din coordonatele astronomice (v.) ecliptice sau galactice, exprimata prin unghiul dintre directia spre punctul vernal sau spre centrul Galaxiei si planul meridianului ecliptic sau galactic al astrului, mcisurat in planul eclipticii sau, respectiv, in planul galactic. Sin. longitudine cereasca. (G.S.) J.ONGITUDINE 198 iongitudine geografica, una din coor-donatele geografice, exprimata prin unghiul dintre planul meridianului de origine (care trece prin localitatea Greenwich) si planul meridianului locului. Este pozitiva spre vest si negativa spre est, avind valori cu-prinse intre 0 si ± 180°. L.g. poate fi exprimata si in ore, minute si secunde (de timp). (G.S. ) Lovell, Sir Alfred Charles Bernard (n. 1913), radioastronom englez, prof. univ. la Manchester; fondator si dir. al lab. de radioastronomie de la Obs. Jodrell Bank (unde a condus construirea unuia dintre cele mai mari radiotelescoape din lume). Contributii la explorarea emisiei radio a sur-selor stelare. Op. pr.: Science and Civilization, 1939; Radio Astronomy, 1951; The Exploration of the Outer Space, 1961. (E.T.) Lovell, James (n. 1928), astronaut si aviator american. A fost copilot pe Gemini 7 (dec. 1965) si comandant pe Gemini 12 (nov. 1966). In cadrul programului Apollo, a fost pilot se-cund pe Apollo 8 (21—27 dec. 1968) si comandant pe Apollo 13 (11—16 apr. 1970). (F.Z.) Lowell, Percival (1855—1916), astronom american. Contributii la studiul sistemului solar §i, in special, al planetelor Mercur, Venus, Saturn si Marte. A intreprins calcule pentru descoperirea lui Pluto si a construit un observator in acest scop. Op. pr.: Solar System, 1933; Mars and its Cha-nals, 1906; The Evolution of the World, 1916. (E.T.) luceafar, denumire populara a planetei Venus, care este vizibila dimineata (I. de dimineata) sau seara (I. de seara). (G.S.) lumina cenusie a Lunii, iluminare slaba, a unei regiuni de pe LunS., care, fiind in umbra Soarelui, este totusi observata de un observator terestru datorit& luminii reflectate de PS,mint. Aceasta lumina face posi- bila, in timpul noptii, distingerea de pe Pamint a unor formatiuni lunare in apropierea fazei de Luna noua. (G.S.) lumina cerului nocturn, iluminare a cerului observata in noptile fara Luna, datorata luminii atmosferice (37%), luminii inter planetar e (lumina zodia-caia si antisolara, 34%) si luminii integrate a stelelor (29%). Lumina atmosferei (sau air glow) este emisa la о altitudine mai mare de 80 km, de c&tre atomii si moleculele atmosferei terestre; intensitatea sa este minima catre zenit si creste catre orizont, iar spectrul sau prezinta un fond continuu care se extinde de la 400 nm pina in infrarosu la c. 1200 nm, peste care se suprapun linii si benzi de emisie ale unor atomi (de oxigen, azot, sodiu, hidrogen, heliu) si molecule (de oxigen, azot sau hidroxil). Totodata, intensitatea lu-minoasa prezinta variatii diume, se-zoniere si seculare si variatii depen-dente direct de activitatea solara. Cele mai mari variatii sint puse in evidenta la banda de emisie din infrarosu a hidroxilului (OH), la liniile de emisie de 557,7 si 630 nm ale oxigenului neutru, precum si la linia de 589,3 nm a sodiului neutru. Lumina inter planetar a se datore§te luminii solare imprastiate de particulele de praf din spatiul interplanetar (v. lumina antisolara si lumina zo-diacala). Lumina integratd a stelelor contribuie cel mai pu^in la l. с. n. si se datoreste stelelor din Calea Lactee. (E. T.) lumina antisolara, regiune luminoasa a cerului nocturn, cu punctul maxim de stralucire situat pe ecliptica, in directie opuscl Soarelui. A fost des-coperit& de E. Pdzdnas (1731) si denumitS, Gegenshein de A. von Humboldt (1803). Este greu de detectat cu ochiul liber, iar str3Iucirea sa variaza cu anotimpul, fiind minimS, in mart, si sept, si maxima in iul. si nov.; perioada cea mai buna de vizibilitate este toamna, cind l.a. se proiecteaza mj iij constelatia Pisces, care este sa-raca in stele stralucitoare. Una dintre explicatiile posibile ale acestui feno-njen optic este formarea unui nor de particule, mai dens in punctul de $lipratie al sistemului Soare-Pamint *(d|tuat in directie opusa Soarelui, la ^0$)1 UA de Pamint), care reflecta jliMnina solare. Mai probabil, I.a. este ^pfelungirea luminii zodiacale dincolo orbita Pamintului. Spectrul I.a. este asemanator spectrului solar. In observatiile efectuate, din afara orbitei terestre, cu ajutorul statiei spatiale Pioneer 10, I.a. aparea proiec-tate in directie opusa Soarelui, dar era situata mult in afara orbitei terestre, stralucirea ei fiind invers proportionals cu distanta statiei fata de Soare. (E.T., F.Z.) lumina zodiacala, portiune luminoase a cerului, de forma triunghiularS, care se ridica dinspre orizont dupa terminarea crepusculului de seara sau inainte de inceperea crepusculului de dimineata; urmeaza aprox. ecliptica si se proiecteaza pe constelatiile zodiacale, de unde si denumirea sa. Se poate vedea cel mai bine spre apus, in serile lunilor ianuarie, februarie si martie si spre rasarit, in noptile fara luna ale lunilor octombrie, noiembrie si decembrie. In partea sa interioara, l.z. se pierde in coroana solara exte-rioara, intensitatea sa micsorindu-se spre zonele externe in lungul eclipticii, si poate fi urmarita uneori pina in partea opusa Soarelui (v. lumina antisolar a); la 10— 15° deasupra orizontului, l.z. ajunge la stralucirea Caii Lactee. Spectrul l.z. este asemanator celui al luminii solare, ea fiind produsa prin imprastierea radiatiei solare pe particulele de praf interplanetar (de unde si polarizarea sa parjiala). La sfirsitul primaverii, vara (in special) si la inceputul toam-nei, cind Soarele coboara brusc sub orizont, l.z. nu poate fi deosebita de crepusculul de lunga durata. (E.T.) luminozitate (stelara) (L) marime ca-racteristica stelelor, reprezentind ener- LUNA gia emisa de о stea in unitatea de timp. Se masoara fie in wati, fie in 1. ale Soarelui (Lq = 3,86 • 1026 J/s); este legata de raza R a stelei si de temperatura ei efectiva Te prin formula: L = 4nR2aTJ, in care g este constanta Stefan-Boltzmann (egala cu 5,66961 • • IO"8 W • m~2 • K“4). V. si clasificare spectrala; diagrama H-R. (E.T.) Luna 1. Satelitul (v.) natural al Pamintului si corpul ceresc cel mai bine cunoscut, in urma explorarii lui cu ajutorul statiilor automate si direct, de catre echipajele Apollo. Sin. Selena. Se afla la о distanta medie fatA de Pamint de 384 400 km (60,24 raze terestre), apropiindu-se de aces-ta la perigeu pina la c. 363 300 km si departindu-se la apogeu pina la c. 405 508 km. Prezinta urmatoarele caracteristici: masa 7,349 • 1025g (1/81,303 din masa Pamintului); dia-metru unghiular mediu ЗУ51" si diametru liniar mediu 3 476 km (0,27 din diametrul terestru); den-sitate medie 3,34 g/cm3 (0,604 din cea terestra); acceleratie gravitationala la suprafatcl 162 cm/s2 (0,165 din cea terestra normal^); viteza pa-rabolica 2,375 km/s; albedo mediu 0,07; perioada de revolutie sideralS, 27,32 d si perioada de revolutie sino-dica 29,55 d. L. indreapta mereu spre Pamint aceeasi fata, intrucit perioada sa de rotatie este egala cu cea de revolutie; totusi, din cauza libratiei (de ±,6°,7 in latitudine si de ±7°,6 in longitudine), se poate observa 59% din suprafata lunar&. Planul orbitei L. este inclinat ia£a de planul eclipticii cu c. 5°9', iar linia nodurilor parcurge ecliptica in sens retrograd, in 18,5995 ani (perioada nutajiei), dou^ treceri ale L. prin acelasi nod avind loc la 27,2122 d (luna draconitica, perioada important ta pentru calculul eclipselor). Miscarea L. este complicate datorite in-fluen|ei combinate exercitate de pro-eminenta ecuatoriala a Pamintului, XUNA 200 de Soare si chiar de unele planete; in prezent, prin masurarea distante-lor pina la Luna cu dispozitive de tip laser (avind precizii de ordinul decimetrilor) si prin folosirea calcu-latoarelor electronice de mare capacitate, teoria miscarii Lunii a putut fi imbunatatita. Sub influenta atrac-tiei Pamintului, forma L. a devenit piriforma, prezentind о alungire in directia L.-Pamint, pe care diametrul este cu c. 3 km mai mare decit pe directia normala. Sistemul Pa-mint-L. face exceptie fata de alte sisteme de planete cu sateliti, prin aceea ca, in raport cu Pamintul, L. are masA si dimensiuni apreciabile, iar in comparatie cu alti sateliti din sistemul solar este intrecuta in marime doar de doi sateliti ai lui Jupiter, unui al lui Saturn si unui al lui Neptun. De asemenea, L. este singurul satelit din sistemul solar care poseda un moment orbital mai mare ca momentul cinetic al planetei; in prezent, ea se indeparteaza incet de Pamint. Datorita atractiilor combi-nate ale Soarelui si L., durata zilei pe Pamint creste cu c. 2 ms pe se-col (v. mar ее), Stralucirea L. variaza cu faza ei (in faza de L. plina, fiind de 30 000 mai mare ca a lui Sirius, magnitudinea aparenta avind valoarea — 12,7), iar regiunile sale reflects, lumina solarA in mod inegal; astfel, munjii lunari au albedoul 0,14, iar marile 0,04 (aprox. egal cu cel al lavei terestre). Actualmente L. nu prezinta un cimp magnetic aprecia-bil, desi rocile lunare aduse pe PA-mint indicA un slab cimp magnetic, egal cu citeva miimi din cel terestru, capatat in momentul formarii lor sub influenta cimpului magnetic solar (mai intens in acel timp). De asemenea, atmosfera satelitului natural al Pamintului este practic inexisten-ta, aceasta putindu-se constata prin observarea ocultatiei stelelor de catre L. Sub actiunea variatiilor de temperatura, a razelor cosmice, a vintului solar si a ciocnirilor cu me-teoritii, solul lunar emite gaze si, in special, electroni, care se imprAs- tie in spatiul interplanetar; acesti electroni au fost pusi in evidenta observindu-se refractia slaba a radioundelor emise de sursele ceresti ocul-tate de L. Astfel s-a stabilit ca atmosfera L. are о densitate de с. 1013 ori mai mica decit atmosfera terestra (practic egala cu cea a spatiului interplanetar) si о presiune la supra-fata mai midi de 10-11 Torr. Aceasta se explica prin valoarea mica a fortei sale de atractie, care nu poate asi-gura retinerea gazelor degajate de solul lunar (uneori, prin eruptii de gaze din pungi ale scoartei. lunare, cum a fost cea din craterul Alphonsus). Din cauza absentei unei atmosfere propriu-zise, temperatura superficia-la a L. prezinta variatii mari in decursul unei zile lunare (egala cu perioada sa de revolutie), intre —160 si 130°C (existind si unele abateri locale de la aceste valori). Suprafata lunara granulara, poroasa si rau con-duc^oare de саИигй, face ca variatia temperaturii sale in domeniul radioundelor, provenite din solul lunar de la о oarecare adincime, sa fie mult mai mica. Detaliile acestei suprafete se cunosc cu mare precizie (fig. 89), atit din fotografiile luate de pe Pamint cu instrumente perfectionate, avind о putere de rezolutie liniara de 150—200 m, cit mai ales din cele obtinute cu ajutorul statiilor automate circumlunare, al navelor spatiale Apollo sau al astronaujilor si al statiilor automate care au asele-nizat. Prin studierea acestor fotogra-fii, pe suprafata L. s-au observat: asa-numite тйп §i oceane, de tenta mai intunecata si cu о suprafata re-lativ plata, neaccidentata; siruri de munti, de straluciri mai mari, cu inaltimi ajungind pina la 8 km; cratere si circuri, cu dimensiuni pina la 200 km si chiar mai mult; crevase, falii si adincituri cu meandre complicate etc. Relieful lunar este mult mai accidentat decit cel terestru, atin-gind diferente in altitudine de c. 9,7 km (desi diametrul lunar este c. 1/4 din cel terestru). Marile lunare si-au p&strat acest nume, dat de primii 201 LUNA observatori, desi in ele nu exista nici urma de apa, in compozitia supra-fetei lor intrind in mare proportie un bazalt bogat in fier; ele sint mai tinere (c. 3,5 miliarde ani) decit re-giunile muntoase (c. 4,5 miliarde ani) si sint situate in special pe fata vizibila (de pe Pamint) a L. (reprezen-tind c. 35% din suprafata), in timp ce pe fata invizibila aproape ca lip-sesc (reprezentind doar c. 2% din suprafatcl). Sirurile de munti lunari, denumiti dupa muntii terestri: Caucasus, Carpatus, Apenninus etc., se afla la marginea m&rilor si sint formati, in general, din roci bazice sau ultra-bazice. Craterele si circurile domina topografia L. si-i acopera intreaga suprafata, fiind mai abundente in regiunea muntoasa. Cu ajutorul lu-netelor astronomice, de pe Pamint s-au descoperit peste 100 000, dar num&rul lor este mult mai mare (luind in considerare craterele mici, cu diametrul sub 1 km, care au fost fotografiate din statiile automate lunare). Unele cratere prezinta conuri in depresiunea central^, care nu se ridicS. insa pina la nivelul marginilor lor. Citeodata, din craterele mari (ex. Tycho, Copernic) pornesc fascicule de raze luminoase, care se pot urma-ri pina la distante de 1000—2000 km, trecind peste munti, mari si cratere, ce sint dovada unor impacte meteori-tice. Craterele tinere sint adesea suprapuse peste altele mai in virsta, fiind formate ulterior, prin ciocniri suc-cesive de meteoriti. Cu ajutorul statiilor lunare, in mari si in unele cir-curi mari s-au observat si unele cratere ce par sa. aiba о alta origine. Exista indicii ca insesi marile lunare s-au format in urma impactelor unor meteoriti sau asteroizi de mari dimensiuni ce au cazut cu о viteza mica pe Luna, prin energia lor explo-ziva provocind un vulcanism local, topirea roci lor si umplerea cu lava a unor regiuni intinse. In multe mari s-au pus in evidenta si concentrari de masa (masconi), interpretate uneori drept roci dense, ingropate de meteoriti, ceea ce indica о patura lu- nara externa foarte rigida si rezis-tenta. Intrucit in constitutia rocilor lunare aduse pe Pamint nu intra sedimente sau minerale hidratate, re-zulta ca apa nu a constituit un agent activ in formarea lor. Pe L. se observe si unele falii si crevase, iar formele lor complicate pot sugera albii ale unor curgeri de lichide (lav&), care au avut loc in trecut. Suprafata L. este acoperita de о patura granulara prafoasa de citiva metri grosime, nu-mita regolit, pe care sint raspindite fragmente de roci de diferite marimi. In cea mai mare parte, patura granulara este formata dintr-un ames-tec de fragmente cristaline (cu diametrul de 2—60pi), de sticla §i de meteoriti ferosi. Rocile lunare pot fi grupate in dou& mari categorii: roci cristaline bazaltice, cu granule fine si medii, si brecia, о roca compacta constind din conglomerari mecanice de sol lunar. Compozitia rocilor lunare este diferita si fata de hondriti, de materialul solar sau de rocile terestre. In afara de unele minerale care se gasesc si pe Pamint, in rocile cristaline lunare s-au identificat si citeva minerale noi. C. 95% din masa L. se compune din roci bazaltice, dar analiza celor aduse de navele spatiale Apollo a dovedit ca, in comparatie cu cele terestre, ele au о concentratie mai mare de titan, zirconiu, ytriu si crom si una mai mica a elementelor alcaline (sodiu, potasiu, rubidiu). In decursul istoriei sale, compozitia chimica a L. s-a modificat; racirea inte-riorului §i rigiditatea suprafetei sale se pot explica prin faptul ca, in perioada timpurie a topirii rocilor si a vulcanismului, s-a disipat cea mai mare parte a caldurii interne a L. Nucleul L. se compune probabil din-tr-o roca primitiva (peridotita), saraca in elemente radioactive, aflatS. la о temperatur& mult mai mica decit cea a nucleului terestru, de 800—1000°C. Cutremurele-semnalate de seismogra-fele plasate pe solul lunar sint da-torate impactului cu meteoritii si atractiei marite a Pamintului la pe-rigeu (care produce unele dislocari). LUNA 202 Sud Fig. 89. Harta schematica a suprafetei Lunii, asa cum apare intr-o luneta (care inverseaza imaginea): L.S. Lacus Somniorum 1 Albategnius 18 Gassendi L.M. Lacus Mortis 2 Aliacensis 19 Grimaldi M.C. Mare Crisium 3 Alphonsus 20 Hainzel M.F. Mare Foecunditatis 4 Archimedes 21 Hercules M.Fr. Mare Frigoris 5 Aristarch 22 Herodot M.H. Mare Humorum 6 Aristillus 23 Julius Caesar M.I. Mare Imbrium 7 Aristoteles 24 Kepler M.N. Mare Nectaris 8 Arzachel 25 Kopernikus M.Nu. Mare Nubium 9 Atlas 26 Langrenus M.S. Mare Serenitatis 10 Autolycus 27 Longomontan M.T. Mare Tranquillitatis 11 Bullialdus 28 Macrobius M.V. Mare Yaporum 12 Catharina 29 Maginus O.P. Oceanus Procellarum 13 Clavius 30 Manilius P.N. Palus Nebularum 14 Cyrillus 31 Maurolycus P.P. Palus Putretudinis 15. Eratosthenes 32 Petavius S.A. Sinus Aestuum 16 Eudoxus 33 Plato S.I. Sinus Iridum 17 Furnerius 34 Plinius 203 LUNA S.M. S.R. Sinus Medii Sinus Roris 35 Posidonius 36 Ptolemaus 37 Purbach 38 Regiomontanus 39 Riccioli 40 Schickard 41 Stevinus 42 Stdfler 43 Taruntius 44 Theophilus 45 Tycho 46 Walter 47 Werner 48 Wilhelm iar nu vulcanismului. Ele dureaza mult, indicind о rigiditate foarte mare a solului, pe о mare adincime. Exista trei teorii privind originea L., fiecare prezentind unele neajunsuri. Teoria fisiunii (G. Darwin, 1879) afirma ca, datorita unei rotatii initiate rapide a Pamintului, L. s-a rupt de acesta (sugerind ulterior ca rupe-rea a avut loc in regiunea Pacifi-cului); aceasta teorie intimpina unele dificultati dinamice si, in plus, rupe-rea se identified cu un eveniment care a dus la stergerea urmelor evo-lutiei initiate a Pamintului (timp de 1,2 miliarde ani neexistind urme geo-logice identificate, caci cele mai vechi roci terestre au 3,5 miliarde ani), si nu explica de ce pe L. s-au gasit si roci mult mai vechi (de 4,7 miliarde ani). Teoria captarii presupune con-ditii dinamice complicate (3 corpuri) si putin probabile; in plus, masa L., un eventual fost asteroid captat, este de c. 2 ori mai mare decit a tuturor asteroizilor, iar densitatea sa este mai mica. Teoria acretiei (sau a acu-maldrii) sustine ca L. si Pamintul s-au format ca doua concentrdri ma-sice apropiate, in interiorul aceluiasi nor de particule; in aceasta ipoteza sint insa greu de explicat densitatile diferite ale L. si Pamintului, ca si unele diferente ale compozitiei lor chimice. Studiul rocilor lunare fur-nizeaza unele date noi, care trebuie sa fie luate in considerare de teoriile privind originea L. §i, prin aceasta, apropie rezolvarea unor probleme cosmogonice importante. (C.P.) 2. Serie de statii spatiale (v.) automate sovietice, lansate spre Luna incepind din 1959. Cu ajutorul acestor statii s-a realizat atingerea pentru prima data a suprafetei lunare (L. 2, 1959), fotografierea fetei invizibile (de pe Pamint) a Lunii (L. 3, 1959), prima coborire lina (fig. 90) pe solul lunar (L. 9, 1966), primul satelit artificial selenar (fig. 91) (L. 10, 1966), recoltarea automata, si aducerea pe Pamint a unor mostre de roca lu-nara (L. 16, 1970), depunerea pe Luna a unor vehicule lunare autopro-pulsate de tip Lunohod (v.) (L. 17, Fig. 90. Traiectoria statiei automate Luna 9 in apropierea coboririi pe Luna: 1 — vizarea Lunii; 2 — orientarea la verticala; 3 — punerea in funcjiune a radarului; 4 — pornirea motoarelor (la comanda radarului); 5 — perioada frinarii; 6 — orientarea statiei; 7 — conectarea automata a motoarelor; 8 — se-pararea modulului de explorare si coborirea lin& pe solul lunar. LUNAMOBIL 204 1970; L. 21, 1973), fotografierea pa-noramica a Lunii (L. 22, 1974). (F.Z.) lunamobil, denumire generic^ a unei clase de vehicule concepute pentru a se putea deplasa, prin comanda automata sau directa, pe solul acci-dentat al Lunii. Pina in prezent, au fost construite si folosite doar vehi-culul autopropulsat condus de pe Pamint Lunohod (v.) si vehiculul electric Lunar Rover (v.), utilizat de echipaj ele Apollo. (F.Z. ) Lunar Orbiter, serie de statii spatiale (v.) automate americane (fig. 92) care au devenit, incepind din 1966, sateliti artificiali ai Lunii. Pina in 1967 au fost lansati cinci L.O., cu ajutorul carora au fost fotografiate si studiate locurile probabile de ateri-zare pe Luna a echipajelor de astro-nauti din cadrul programului Apollo. De asemenea, aceste statii au furni-zat informatii asupra particulelor me-teorice si radiatiei cosmice din spatiul circumlunar. (F.Z.) Lunar Rover, vehicul electric pe roti (fig. 93), condus de astronauti (1971), destinat extinderii ariei explorate de echipaj ele navelor spatiale Apollo 15 si 16 pe Luna, transportarii mostre-lor de roci selenare si efectuarii unor observatii stiintifice. (F.Z.) lunatie, fenomenul schimbarii fazelor Lunii de la о faza data pina la faza urmatoare de acelasi fel; prin ex-tensie, durata dintre doua faze consecutive de acelasi fel ale Lunii, egala cu intervalul dintre doua con-junctii consecutive ale Lunii cu Soarele, adic& cu durata unei revolutii sinodice a Lunii. (G.S.) luna, durata unei revolutii complete a Lunii in jurul Pamintului. In functie de punctul (sau de linia) de referinta fata de care se considera revolutia, se disting: I. draconiticd (intervalul de timp dintre doua tre-ceri succesive ale Lunii prin acelasi nod, 27 d 5 h 5 min 35,3 s), L tropica Fig. 91. Statia automata Luna 10: 1 — echipament de telemetrie; 2 — mo-dulul orbital; 3 — sistemul dejonctiu-ne al satelitului; 4 — dispozitiv de orientare astronomica; 5 — motor-racheta. (intervalul de timp dintre doua tre-ceri consecutive ale Lunii la cercul orar al punctului vernal, 27 d 7 h 43 min 4,7 s), I. siderala (intervalul de timp dintre doua treceri succesive ale Lunii prin dreptul aceleiasi stele, 27 d 7 h 43 min 11,5 s), I. anomalistica (intervalul de timp ne-cesar Lunii pentru a reveni la peri-geu, 27 d 13 h 18 min 33,2 s), 1. si-nodica (intervalul de timp dintre doua faze consecutive de acelasi fel ale Lunii, 29 d 12 h 44 min 2,9 s). Duratele diferite ale acestor 1. se datoresc faptului ca miscarea Lunii 205 lunetA Fig. 92. Statia automata Lunar Orbiter: 1 — jeturi de azot; 2, 13 — rezervoare de propergol; 3 — detector de micrometeoriti; 4 — detector optic al stelei Canopus; 5 — sistem inertial de control al atitudinii; 6 — calculator de bord; 7, 12 — antene; 8 — detector de radiatii; 9 — senzor solar; 10 — camera de televiziune; 11 — panou solar; 14 — motor-racheta. este foarte complicate,, duratele men-tionate (fig. 94) constituind valori mijlocii, fat& de care valorile reale prezinta abateri;. astfel, valoarea 1. siderale poate prezenta abateri de pina la 3 h, iar cea a 1. sinodice chiar pina la 6 h. (G.S.) luneta astronomica, telescop avind drept obiectiv doua sau mai multe lentile convergente. Sin. refractor; telescop refractor. Imaginea obiec-telor indepartate este formata de obiectiv in planul sau focal si este fie examinata vizual prin ocular, care о prezinta aparent marita (I.a. vizual e ), fie inregistrata pe о placa fotografica (l.a. fotografica ). L.a. ser-veste, de regula, pentru determinari astrometrice (ale coordonatelor as-trilor sau ale pozitiilor formatiunilor de pe suprafata planetelor si Lunii). Obiectivul unei l.a. fotografice este compus din 2—5 lentile. In cazul a doua lentile, deschiderea relativa (raportul dintre diametrul obiecti-vului si distanta focala) este mica iar distanta focala mare; obiectivul cu mai multe lentile prezint& cimpuri vizuale mari (deschidere relativa mai mare), iar distanta sa focala este mica. Tot in categoria l.a. intra si astro-graful (v.), prevazut cu un obiectiv fotografic acromatizat (unde doua radiatii din domeniul spectral in care este sensibila placa fotografica converg in acelasi punct). Astrograful normal formeaza in planul s&u focal о imagine de 1 mm, pentru un obiect ceresc de marime unghiulara egala cu 1' (distanta focalA fiind de 344 cm). Uneori, pe aceeasi monturd (v.) se monteaza doua astrografe, obtinin-du-se un astrograf dublu, cu care se lunetA 206 Fig. 93 207 LYOT Fig. 95 pot efectua concomitent doua foto-grafii ale acelorasi regiuni de pe cer fie pentru control, fie in diferite do-menii spectrale, cind trebuie deter-minat indicele de culoare. Prima luneta a fost construita in Olanda si perfectionata de G. Galilei, care a folosit-o pentru prima data (1610) in observatii astronomice. Cea mai mare l.a. vizuaia existenta, cu un diametru al obiectivului de. 102 cm si distanta focala de 19,4 m, a fost instalata in 1897 la Obs. Yerkes (S.U.A.). Cea mai mare l.a. fotografica, cu un diametru de 80 cm si distanta focala de 12 m, se afla la Obs. din Potsdam; aceasta este de fapt un refractor dublu, fiind insotita de о luneta vizuaia cu diametrul de 50 cm si distanta focala de 12,5 m. (G.S.) luneta de pasaj, luneta vizuaia functioned pe principiul cercului meridian (v.), inzestrata insa cu un singur cerc de declinatie pentru fixarea di-rectiei de vizare; serveste la determinarea momentului trecerii la meridian a stelelor. Dupa traversarea obiectivului, fasciculul de lumina este trimis de о prisma cu reflexie totala in lungul axei de rotatie a 1. de p., la capatul careia se afla ocularul fix. Precizia determinarilor cu 1. de p. depinde de precizia cu care ea a fost construita si instalata; erorile ce intervin nu pot fi iniaturate, dar pot fi determinate, tinindu-se seama de ele in reducerea observatiilor. Obs. din Bucuresti este inzestrat cu о 1. de p. (instalata in 1957), care serveste la determinari de longitudini si de latitudini. (G.S.) Lunohod, vehicul lunar autopropulsat, dirijat prin telecomanda de pe Pamint de catre. specialists sovietici. Primul L., depus pe Luna de statia lunara Luna 17 in Marea Ploilor la 17 nov. 1970, a parcurs c. 10 km, pina la epuizarea surselor de energie electrica, transmitind date stiintifice si servind ca reflector de fascicul laser. La 16 ian. 1973, a fost plasat pe Luna (statia Luna 21) un nou L. cu scopuri similare. (F.Z.) Lupus (Lupul), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, cu stele slab stralucitoare, traversata de Calea Lactee. Este invizibila din Romania. (G.S.) Luyten, Willem Jacob (n. 1899), astronom olandez stabilit in S.U.A., prof. la Univ. din Minnesota. Contributii la studiul miscarilor proprii si al luminozitatilor stelare. A cer-cetat piticele albe, stelele cu erup^ii, stelele duble, ca si originea sistemului solar. A descoperit steaua eruptiva UV Cet. (E.T.) Lyndon Johnson Space Center—> LJSC Lynx (Linxul )9 constelatie (v.) cu stele slab stralucitoare din emisfera nordica a cerului. Este vizibila din Romania in tot timpul anului. (G.S.) Lyot, Bernard Ferdinand (1897— 1952), astrofizician francez. A inventat co-ronograful (1930) si un filtru mono-cromatic polarizant (ce-i poarta numele), instrumente care au deschis о LYRA 208 noua perspective cercetarilor solare, dind posibilitatea observarii continue a fenomenelor solare, cromosferice si coronale; a descoperit 5 linii noi in spectrul coroanei solare. Op. pr.: Sur la polarisation de la lumiere des planetes, 1929. (E.T.) Lyra (Lira), constelatie (v.) mica (fig. 95) din emisfera nordica a cerului. Este vizibila din Romania, fiind о constelatie a cerului de vara. Steaua sa cea mai stralucitoare — a— este Vega (v.), саге, impreuna cu Deneb (v.) si Altair (v.), formeaza asa-numitul „triunghi de vara“; ce-lelalte stele sint mult mai putin stralucitoare. In imediata vecinatate a stelei Vega, se observa un mic paraletogram regulat format din patrii stele. In L. se afla multe stele duble si variabile, cum sint de ex.: steaua e, formata din doua componente, fiecare de magnitudine aparenta 4,5 care, la rindul lor, sint de fapt stele duble strinse; stelele (3 si RR constituie fiecare un tip reprezentativ de stele variabile. L. cuprinde si nebuloasa planetara binecunoscuta M 57, de tip inelar. V. si RR Lyrae. (G.S.) lyride, curent meteoric (v..), cu maxi-mul de activitate cuprins intre 19 si 24 apr. Este observat din cele mai vechi timpuri si cuprinde uneori me-teori rapizi, cu viteze de c. 48 km/s, avind о frecventa de 12 meteori/h. L. urmeaza orbita cometei Thatcher 1961 I, avind о perioada de 415 ani. (E.T.) Lysithea, satelit (v.) al planetei Jupiter (v.). (G.S.) Lyttleton, Raymond Arthur, astronom englez. Contributii in astrofizica teo-retica, cosmogonie, dinamica stelara, geofizica. Op. pr.: The Comets and their Origin, 1953; The Modern Universe, 1956. (E.T.) м Mach, Ernst (1838—1916), fizician si filozof austriac, prof. la Univ. din Graz, Praga si Viena. Contributii in mecanica; a combatut conceptia spatiului absolut si a afirmat ей fortele de inertie depind de ac^iunea tuturor corpurilor din univers si sint о con-secinta a misc&rilor relative dintre corpuri (principiul lui М.). Aceste idei au fost dezvoltate de Einstein in teoria relativitatii. A propus deter-minarea vitezei radiale a stelelor cu ajutorul efectului Doppler. In domeniul aerodinamicii a introdus un nu-mar adimensional ce-i poarta numele, reprezentind raportul dintre viteza unui mobil si viteza de propagare a undelor sonore in mediul prin care acesta se deplaseaza. Op. pr.: Die Mechanik in ihrer Entwicklung, 1883; Analyse der Empfindungent 1886. (F.Z.) macrocosmos, cosmosul la seara uma-na, planetara si galactica. (C.P.) magnetism solar, magnetism prezen-tat de materia solara. A fost pus in evidenta (1908) de G.E. Hale in petele solare (v.), prin folosirea unui dispozitiv bazat pe efectul Zeeman (v.), intensitatea cimpului magnetic variind de la mii de amperi pe metru pina la (2 — 3) • 105A/m. In afara'de acest cimp magnetic local, a fost determinat si un cimp magnetic general, de intensitate 100—200A/m, care isi БсЫтЬй polaritatea in apro-pierea maximului activitatii solare. De asemenea, polaritatea cimpului magnetic local se modifica in cursul unui ciclu (fig. 96). Astfel, in ciclul Fig. 96 solar 19 (1954—65) polaritatea petelor frontale din emisfera solara nordica-era pozitiva (N), iar a petelor secun-dare era negativa (S); in acelasi. timp, polaritatile in emisfera sudica-erau inverse, in ciclul 20 (1965—76), situatia s-a inversat. De asemenea, polaritatile cimpului magnetic general se schimba cu fiecare ciclu de 11 ani, in asa fel incit un ciclu solar-magnetic cuprinde 22 ani. Dupa con-figuratia magnetica, exista 4 cate-gorii de grupuri de pete solare: a-(grupuri unipolare), p si у (grupuri. bipolare, diferind intre ele prin gra-dul de complexitate) si 8 (grupuri . care contin pete de polaritati diferite, in aceeasi penumbra, situate la о distanta mai mica de 2°). О re-giune activa cu un grup de pete in care apare configuratia magnetica, 8 este aproape intotdeauna sediul-unor eruptii protonice. Cimpurile mag-netice intense din petele solare reduc-transportul convectiv de energie in. regiunea respectiva, petele aparindi MAGNETISM 210 mai intunecate, intrucit fotosfera este mai putin fierbinte. Intensitatea cimpurilor magnetice solare se masoara tie vizual, cu ajutorul magnetome-trelor, fie fotografic sau fotoelectric, cu ajutorul magnetografelor, masu-ratorile fiind bazate pe efectul Zeeman (v.) prezentat de unele linii spectrale (de ex. linia fierului de 525 nm). Prin examinarea polarizarii cu ajutorul componentelor liniei spectrale; se poate determina semnul polari-tatii cimpului. Cimpul magnetic prezinta un maxim in centrul petei si scade treptat pina la marginea petei. De asemenea, exists, regiuni intense ce prezinta bipolaritate sau unipo-laritate magneticS. Cimpurile magnetice solare nu pot fi masurate decit la nivelul fotosferei, desi ele au un roi preponderent in producerea feno-menelor solare. Astfel, densitatea de e-nergie necesarS, pentru producerea unei eruptiisolare este de c. 3 • 10~4 J/cm3. Intrucit densitatea de energie ter-mica in cromosfera, dec. 10~6 J/cm3, nu explica formarea eruptiei, diferenta de energie necesara este pusa pe seama m.s. Spre ex., densitatea de energie magnetics, a unui cimp cu intensitatea de 24 000 A/m este 3,6 • KP4 J/cm3. (E.T.) magnetism stelar, magnetism carac-teristic suprafetelor stelare. Prin observarea despic&rii liniilor lor spectrale, potrivit efectului Zeeman, la unele stele s-au pus in evidentS, cim-puri magnetice a caror intensitate s-a putut deduce determinindu-se distanta dintre componentele unei linii. In acest mod, se cunosc in prezent c. 100 de stele magnetice, care sint in general stele de clasa spectrala A, cu linii inguste, dispuse cu axele de rotatie pe directia spre Soare. Un ex. de astfel de stea este HD 215 441, cu intensitatea cimpului magnetic de 27,5 • 10s A/m, valoare ce se micso-raza uneori, in mod neregulat, pin& la 9,6 • 105 A/m. Exista, de asemenea, stele care prezinta о variatie accentuata a cimpului magnetic, du-cind uneori si la inversarea periodic^ a polaritatii. Explicatia dupa care axa magnetica n-ar coincide cu axa de rotatie, ceea ce ar duce succesiv la observarea de polaritati diferite, nu pare a fi satisfacatoare, intrucit exista si о variatie a intensitatii liniilor spectrale ale unor elemente rare, sin-crona cu variatia cimpului magnetic. M.s. prezintcl si unele stele variabile RR Lyr, subpitice si gigante de clasa spectrala M, a caror origine nu este insa cunoscuta pina in prezent. (C.P.) magnetism terestru, magnetism pro-priu al Pamintului, caracterizat prin-tr-un cimp de mica intensitare (c. 40 A/m), ale carui linii de forta con-verg in cei doi poli. Sin. geomagnetism. Conform teoriilor actuale, se datoreste curentilor electrici, formati printr-un mecanism de dinam in nucleul Pamintului (constituit din metale topite). Cimpul geomagnetic are о structure, bipolara, axa dipo-lului echivalent fiind inclinatS, fata de axa de rotatie a Pamintului cu un unghi de c. 11° (fig. 97). Polul nord magnetic se gaseste in prezent in insula Bathurst (la nord de Canada), la 75°, 7 latitudine nordica, si 101°,5 longitudine vestica, iar polul sud magnetic in Antarctida, aproape de Teritoriul Adelie, la 65°, 5 latitudine sudicS, si 140°, 3 longitudine estica. Intensi- Axa de rotatie Fig. 97 211 MAGNET 0 SFERA tatea cimpului geomagnetic creste de la c. 24 A/m, la ecuator, la c. 48 A/m, la poli. Coordonatele cimpului magnetic bipolar sint latitudinea geomag-netica si longitndinea geomagnetica. Vectorul cimp magnetic face cu ori-zontala un unghi numit inclinatie magnetica, (I), iar planul meridianului geomagnetic (definit prin directia acului busolei si verticala locului) face cu planul meridian geografic un unghi denumit declinatie magnetica (.D). Cimpul geomagnetic prezinta о variatie seculara de c. 0,1% pe an; de aceea, hartile magnetice specifics, intotdeauna epoca (anul) pentru care ele au fost intocmite, polii magnetici avind deplasari considerable in decursul erelor geologice. Hartile cu izocline (linii magnetice de egal& inclinatie magnetica) arata ca ecuatorul magnetic (izoclina de 0°) nu se suprapune peste ecuatorul geografic, ci trece cind mai la nord cind mai la sud de acesta, iar prin Romania, trece izoclina de 60°. Izo-clinele devin circulare in jurul celor doi poli magnetici (denumiti si poli de inclinatie magnetica). Configura-tia izogonelor (linii de egalS, declinatie magnetica) este mult mai complicate (ex. prin Romania trece linia izogona de 2° E). Liniile de egala valoare a intensitatii cimpului geomagnetic au о configuratie asemana-toare cu izoclinele; astfel componenta orizontala a vectorului cimp magnetic are о valoare maxima la ecuator si se anuleaza la poli, in timp ce componenta verticala are о valoare maxima la poli si se anuleaza la ecuator. Liniile de cimp geomagnetic se extind in afara Pamintului sub forma de bucle, situate cu atit mai departe de ecuatorul terestru cu cit linia de forta strabate geoidul la latitudini geografice mai apropiate de poli. Punctele de pe Pamint ce sint unite de aceeasi linie de cimp — din emisfera sudica si din cea nordica — jtoarta numele de puncte conjugate. In spatiul periterestru, cimpul geomagnetic se extinde sub forma de magnetos{era (v.). In afara varia- tiilor seculare, el sufera mari per-turbatii magnetice (v.) datorate activitatii solare. (E.T.) magnetograf, aparat folosit pentru inregistrarea intensitatii unui cimp magnetic (ex. terestru, solar, stelar). Spre deosebire de magnetometrii (v.), contine un element de inregistrare fotografica sau fotoelectrica. (E. T.) magnetometru, instrument utilizat pentru determinajea intensitatii unui cimp magnetic. In functie de desti-naj:ie, exists tipuri diferite de m., bazate pe principii diferite de func-tionare. Astfel, in geofizica se folo-seste un m. continind mici magneti permanenti ale caror pozitii se modifies, in functie de cimpul geomagnetic. In fizica solara si stelara, m. se bazeaza pe efectul Zeeman (v.). (E. T.) magnetosfera (terestra), regiune a spatiului periterestru, aflata sub actiu-nea directa a cimpului magnetic al Pamintului si delimitate in exterior de vintul solar (v.). In directia Soarelui (fig. 98), este marginita de unda de soc ce se formeaza la interactia acestui cimp cu- vintul solar direct, la о distanta geocentrica, de c. 15 raze terestre. In interiorul frontului undei de soc se afla teaca magnetica (sau magnetoteaca), compusa dintr-o plasma subsonica comprimata, care transmite cimpului geomagnetic presiunea dinamica a vintului solar; acest domeniu are о grosime de c. 4 raze terestre si este caracterizat printr-un cimp magnetic cu о structura fluc-tuanta, neregulata. Teaca magnetica este limitata, inferior de magne-topauza — un strat subtire (c. 100 km) — dupa care urmeaza capcana magnetica a Pamintului si m. pro-priu-zisa. In directia Soarelui, mag-netopauza prezinta forma unor lobi, iar in directie opusa se continua asemenea unei cozi de cometa (coada m. ); in cazul unor intensificari ale vintului solar, in perioadele de maxim ale activitatii solare, magnetopauza poate cobori uneori pina la c. 5 raze A1AGNET0SFERA 212 Magnetopauza Fig. 98 •terestre. Determinati de configuratia cimpului magnetic, a carui sursa principala о constituie magnetismul ierestru (v.), in m. exista 4 sisteme de curenti (electronici si ionici): «curentii magnetopauzei; curentii foa-iei neutre, care imparte coada m. in doi lobi de polaritati opuse; curentii inelari, din dreptul regiunii ecuato-riale a Pamintului; curentii ionosfe-rici. Aceasta configuratie este carac-terizata prin doua tipuri de linii de cimp, inchise si deschise, ultimele fiind interconectate cu liniile de cimp magnetic interplanetar. Liniile inchise de cimp sint mai pronuntate in regiunea luminata de Soare, fiind mai pu£in bine definite in regiunea intunecata, unde pot ajunge uneori pina la distante de 50 — 70 raze terestre. In prima regiune, cele doua virfuri ale lobilor pStrund pina in -ionosfera de latitudini (geocentrice) mari, astfel incit particulele elec-trizate (care urmeaza liniile de cimp) pot cobori uneori spre calotele polare, ajungind in zonele aurorale. In cuprinsul m., particulele electrizate riormeaza trei categorii principale de -plasma: plasma rece, compusa din protoni, nuclee grele ?i electroni io-nosferici, alcatuind plasmosfera; plasma fierbinte, compus& din protoni, electroni §i, intr-o proportie mai mica, particule a si nuclee grele provenind din vintul solar, ce alcatuiesc foaia de plasma, a cozii magnetice a m. (dispusa simetric fatS, de foaia neu-tra central^,); plasma foarte fierbinte, compusa din particulele foarte rapide ale centurilor de radiatii (v.). Plasmosfera, care se termina brusc in exterior prin plasmopauza, este antrenata in miscarea de rotatie a P&mintului, iar foaia de plasma este „ancorata" in coada magnetica. Cen-turile de radiatii, constituite din particule captate stabil de capcana magnetica terestra, formeaza doua zone toroidale. (interna si externa), intinzindu-se de la limita superioara a ionosferei pina la limita liniilor inchise de cimp geomagnetic. Principala sursa a particulelor cuprinse este foaia de plasma, exceptie facind protonii cu energiimai maride 30 MeV captati la distante geocentrice mai mici de 2 raze terestre (proveniti din componenta ^ nucleonica a radiatiei cosmice). In cimpul geomag- 213 MAGNITUDINEA netic, о particula electrizata este antrenata simultan in trei miscari: о miscare spirala in lungul unei linii de cimp, una oscilatorie intre doua puncte conjugate simetrice ale liniei si una de rotatie in jurul Pamintului (ionii pozitivi spre vest, electronii spre est). Ca rezultat al unor feno-mene active solare, in special eruptii cromosferice, particulele electrizate de mari energii din foaia de plasma pot patrunde pina in atmosfera inalta, producind furtuni ionosferice (v.), furtuni geomagnetice (v.), aurore polare (v.) etc. In scopul cercetarii structurii magnetosferei si a proce-selor din interiorul acesteia, a fost initiat (1976—78) Studiul international al magnetosferei ISM (International Study of the Magnetosphere), bazat in special pe datele furnizate de sateliti artificiali, statii interpla-netare, laboratoare spatiale etc., ca si pe observatii de la sol. In sistemul solar, a fost pusa in evident^, prezenta unei m. in cazul planetei Jupiter, ca si una mai redusS, in jurul planetei Mercur. Prezenta si configuratia unei m. planetare este conditionata de existenta unui cimp magnetic pro-priu, ca si de intensitatea vintului solar la distanta respectiva fata de Soare. (C.P., E.T.) magnitudine, numar real, pozitiv sau negativ, a carui valoare constituie о masura pentru stralucirile (v.) stelelor si ale celorlalte obiecte ceresti, fiind cu atit mai mica cu cit iluminarile produse de acestea sint mai mari. Sin. mdrime (stelara). Notiunea a aparut inca din antichitate, cind ste- lele vizibile cu ochiul liber au fost imp&rtite in 6 clase de stralucire, de la 1 la 6, incepind cu cele mai stralucitoare. Pornindu-se de la aceasta baz&, s-a definit ulterior о scara de m. conform careia variatia de stralucire este fixata de raportul 100' la 1 pentru о diferenta de 5m. (5m), Aceasta este deci о scara logaritmica, care exprima ca la о variatie a m. cu 1 corespunde о variatie de stralucire egala cu ^ 100 ^ 2,512m. In general, diferenta dintre m. тг si m2 a doi astri ale caror iluminari sint 1г si, respectiv, I2, este data de formula: m1 — m2 = —2,5 log — > 12 numit& legea lui Pogson, ce defineste m. aparenta. In functie de domeniul spectral in care este masurata ilu-minarea, m. pot fi monocromatice, eterocromatice (vizuale, fotografice, fo-tovizuale, fotoelectrice ) si integrate sau bolometrice (v. bolometru). In afara de m. aparenta m, exista si m. absoluta M, ce tine seama de departarile as-trilor, fiind definita ca m. aparenta la distanta de 10 pc de obiect (fig. 99); astfel, m. absoluta a unui astru si-tuat la departarea d (exprimata in parseci) este: M = m + 5 — 5 log d, Cunoasterea m. absolute da posibi-litatea compararii stralucirilor intrin-seci ale astrilor (G.S.) Maja v. Pleiade MAKSUTOV 214 Maksutov, Dmitri Dmitrievici (1896 — 1964), optician sovietic, constructor de instrumente astronomice. A descoperit si pus in functiune un nou sistem optic fara aberatie de sferi-citate si cromatica, denumit tele-scopul cu menisc. A construit tele-scoape cu placi corectoare ce cuprind doua meniscuri. (E.T.) manevra spatiala, modificare coman-data a traiectoriei unui vehicul spatial, in urma careia directia de zbor se schimba sau are loc trecerea lui de pe о orbita pe alta. Se executa, de obicei, prin punerea in functiune a unuia sau a mai multor motoare-racheta care comunica anumite impul-suri vehiculului spatial, depinzind de pozifia si orientarea acestuia, ca si de momentul corespunzator al zborului spatial. (F.Z.) maree, miscare oscilatorie a supra-fetei globului terestru, datorata atrac-tiilor combinate ale Lunii si Soarelui. Se manifesta prin formarea a doua „umflaturi" ale acestei suprafete, una pe fata indreptata catre Luna (sau Soare) iar cealalta pe fata opusa, ce se deplaseaza asemenea unor unde acoperind fiecare intreaga suprafata terestra in 24 h 50 min (timp egal cu cel necesar revenirii aparente a Lunii la acelasi meridian). In mod evident, m. scoartei terestre au amplitudine mai mica, de ordinul citorva dm, in comparatie cu m. oceanului planetar, materializate prin ridicarea (flux) si coborirea (reflux) nivelului acestuia cu pina la 10—20 m (mai accen-tuata in golfuri inguste, strimtori si estuare de fluvii); in marile inchise, m. sint practic neglijabile (ex. va-riatiile nivelului MS,rii Mediterane nu Primul patrar ( \ \ / Ultimul pitrar Fig. 100 215 MARINER depasesc citiva dm). Frecarea mase-lor uriase de apa de fundul oceanelor exercita о actiune de frinare a miscarii de rotatie a Pamintului, ducind la о crestere a perioadei acesteia cu c. 20 [is pe an. Desi are о masa extrem de mica in raport cu Soarele, Luna produce un efect de m. de peste 2 ori mai mare decit acesta, datorita apropierii sale de Pamint. Cind cele doua efecte se insumeaza, prin situarea Soarelui, Lunii si Pamintului pe aceeasi directie (la Luna noua si Luna plina), amplitudinea m, este maxima; dimpotriva, cind acestea se scad, directiile de la Pamint la Luncl, si, respectiv, la Soare fiind perpendiculare (Luna aflindu-se la primul si la ultimul patrar), m. au amplitudine minimi (fig. 100). Uria-sa energie a m. poate fi utilizat& in centrale electrice mareomotrice; о prima centrala de acest fel a fost construita in Franta, la estuarul riu-lui Ranсe. (G.S.) Mariner, serie de statii spatiale (v.) automate interplanetare americane (fig. 101) destinate studierii planetelor (relativ) apropiate de Pamint (Venus, Marte si Mercur). Cu ajutorul statiilor M. au fost obtinute: informatii despre atmosfera si masa planetei Venus (M.2, dec. 1962) ; primele fotografii luate din apropierea planetei Marte (MA, iul. 1965); evi-dentierea prezenfiei hidrogenului si a vaporilor de apa (in proportie tot mai redusa, pe masura apropierii de sol) in atmosfera martiana (M.6 si M.7, iul. si aug. 1969); ample informatii privind planetele Marte (M.9> nov. 1971) si Venus (M. 10, feb. 1974). Astfel, in perioada mai-nov. 1971, M.9 a parcurs 470 mil. km devenind (13 nov. 1971) primul satelit artificial al planetei Marte (in 15 min de functionare, motorul-racheta al sta-tiei a orientat vectorul viteza si i-а redus valoarea de la 17 700 la 12 000 km/h), pe о orbita eliptica Antena omnidir&ctionala Fig. 101 MARSHALL 216 (1395/17 120 km). De pe aceasta orbit& (pe саге о parcurge in 12 h) statia, cu о „viata" calculata de c. 12 ani, a transmis date si imagini ale unei zone cuprinse intre paralelele martiene de ±65°; au fost observate astfel zone muntoase si foarte accidentate, micsorarea periodica a calotei sudice, zone cu temperaturi inexplicabil de ridicate, forma ovala a planetei in dreptul ecuatorului, un ciclon de nisip cu viteza de 350 km/h etc. Lansat la 3 nov. 1973, dup& un zbor de c. 160 mil. km, M. 10 a survolat planeta Venus la 5700 km (feb. 1974) si a transmis numeroase imagini si date despre aceasta (ex. privind dinamica si compozitia atmosferei). Folosind actiunea cimpului gravitational venusian, la 6 feb. 1974 M. 10 si-a modificat directia si valoarea vitezei (la c. 30 000 km/h), fiind dirijat catre planeta Mercur; aceasta planeta a fost survolata la 29 mart. 1974 si la 16 mart. 1975 (la 300 km altitudine), ob^inindu-se primele fo-tografii din apropierea suprafetei, care evidentiaza un sol accidentat, cu cratere, mun£i, falii etc. In general statiile M. cuprind: camere de luat vederi si aparate de fotografiat (in vizibil, infrarosu, ultraviolet si X), antene spatiale, magnetometre, spec-trofotometre, radiometre, interfero-metre, contori de radiatii etc. In anul 1977 vor fi lansate doua statii M. in directia Jupiter-Saturn, care vor survola aceste planete in anii 1979 si, respectiv, 1981; avind о тсагсй,-tura utila de 750 kg, acestea vor permite distingerea unor detalii ale suprafetei ^planetelor de с. 1 km diametru. In continuare, a fost pre-vazuta lansarea in 1979 a altor doua statii M. in directia Jupiter-Uranus; accelerate in cimpul gravitational al lui Jupiter, pe care il vor survola (apr. 1981) la c. 5,5 raze joviene, vor parcurge c. 20 UA si vor survola (1985), planeta Uranus la c. 1,1 raze planetare. (F.Z.) Marshall Space Flight Center —> MSFC Marte 1. A patra planeta (v.) a sistemului solar, de culoare rosiatica. Se roteste in jurul Soarelui pe о orbita eliptica, de semiaxa mare 1,5237 UA, excentricitate 0,0933 si inclinare (fata de ecliptica) 1°,85, pe саге о parcurge in 1,88 ani, cu о viteza medie de 24,14 km/s. Din ana-liza miscarilor orbitale ale planetelor M. si Pamint, rezulta ca acestea se afla in opozitie la fiecare 2 ani si 50 d, cind departarea lor este cu-prinsa intre 108 si 5,5 • 107 km, iar diametrul unghiular al planetei M. este intre 14 si 25"; cele mai apropiate (sau marile) opozitii, convena-bile pentru studiul lui М., au loc cind aceasta se g&seste la periheliu si se repeta la fiecare 16 ani (ultima mare opozitie a fost in 1971). M. se rote§te in jurul axei sale cu о perioada de 24 h 34 min 22,6 s, avind planul ecuatorului inclinat cu 24°56' fata de planul orbitei sale (valori apropiate de cele ale Pamintului). Masa planetei reprezinta 0,107 din masa Pamintului, diametrul sau ecuatorial fiind de 6788 km (diametrul polar are cu 90 km mai putin), densitatea la suprafata de 3,96 g/cm3, iar albedoul 0,15. Se crede ей, M. nu are un nucleu lichid si activitate seismica, iar cimpul sau magnetic (detectat) este mai mic de 0,08 A/m (10~4 — 10~3 din cel terestru). Cele mai pronuntate forme de relief ale suprafetei martiene, observate in timpul marilor opozitii, sint: deserturi de culoare rosie-por-tocalie stralucitoare (ex. Hellas) (de unde numele de planets, rosie), mari de culoare cenusiu inchis (ex. Syrtis Major) si doua calote polare albe stralucitoare. Cercetarile recente radar au pus in evidenta prezenta unor regiuni mai inalte pe suprafata planetei, a caror altitudine variaza intre 5 si 10 km, cu deserturi care ocupa regiunile plate, in timp ce marile tind s& existe in depresiuni adinci. In timpul unor conditii de vizibili-tate exceptional^, unii observatori terestri au remarcat prezenta unor canale inguste intunecate (observate pentru prima datS, de G. Schiapa- 217 MARTE relli, in 1877). Natura acestor canale este incS, necunoscuta si existenta lor este astazi contestata, ele fiind adesea simple iluzii optice. Unele ipoteze privind siiprafata martiana sustin ca marile ar fi niste formatiuni bazal-tice, iar deserturile ar fi constituite din fier sau limonit (Fe203(nH20)). Prin masurarea variatiilor termice ale deserturilor, s-a aratat ca acestea sint suprafete uscate cu praf. In ele se formeaza uneori furtuni enorme de praf galben, in timpul carora umidi-tatea scade brusc si care, dupa ce planeta a trecut la periheliu, se extind peste marile martiene. Regiunile intunecate revin apoi la nuan-ta originala, imediat ce ceata gal-bena a trecut. Astfel, la apropierea statiei spatiale Mariner 9 (nov. 1971), о furtuna uriasa de praf a intunecat intreaga suprafata a planetei; prin metode de spectroscopie in infrarosu, s-a constatat ca bioxidul de siliciu (Si02) este constituentul principal al prafului. Formatiunile suprafetei martiene prezinta variatii sezoniere. Astfel, in timpul primaverii martiene, cresterea insolatiei produce in emisfera nordica о micsofare rapida a calotei polare, in timp ее о „unda intune-cata“ se deplaseaza de la periferia calotei catre ecuator; totodata marile devin mai intunecate. La mijlocul verii, calota polarS, dispare; regiunile intunecate incep progresiv, de la nord catre ecuator, sa devina mai deschise, iar la sfirsitul verii calota incepe s3,-si m3,reasca dimensiunile sub un nor cetos ее о acopera. La mijlocul iernii, calota atinge о intin-dere maximS,, iar marile devin gri deschis. Schimbari similare se pe-trec in timpul anului martian si in emisfera sudica, cu deosebirea ca pe calota polara respectiva vara dispare complet foarte гаг. Ambele calote polare, nordica si sudica, sint straturi cu grosimea de citiva cm, compuse din bioxid de carbon si, probabil, apa inghetata asemanatoare brumei. Acest strat se evapora repede in atmosfera subtire a lui М., temperatura crescind putin cu venirea verii. „Unda intunecata“ care apare odata cu cresterea duratei de solarizare se formeaza datorita unor efecte mine-ralogice sau unei dezgoliri a rocilor bazaltice de praful care le acopera, sub influenta unor vinturi intense. Atmosfera planetei M. prezinta for-maj:iuni asemanatoare cetii de culoare galbena, precum si nori albi si albastrui situati in special deasupra regiunilor polare si in apropierea terminatorului. In afara de acestia, dupa-amiezile martiene in vecinatatea muntilor vulcanici (ex. Nix Olympica) se formeaza nori recurenti, care pot fi compusi din bioxid de carbon (C02) si cristale de gheata (H20) sau din vapori de apa. De ase-menea, indeosebi in regiunile Hellas, Solis Lacus, Thaumasia, Margarifer Sinus etc. se observa furtuni locale de praf. Vinturile puternice, a caror viteze pot ajunge la 80 m/s, produc ridicarea in atmosfera martiana a unor particule cu dimensiuni de 10—20jx. Observatiile de pe Pamint au aratat ca. aceasta atmosfera confine C02 (ca principal constituent) si urme de oxigen si de apa. Din studiul benzilor spectrale ale bioxi-dului de carbon, s-a estimat ca presiunea atmosferica la suprafata planetei M. este de 6—8 mb. Ionosfera lui M. prezinta doua maxime de temperatura (de 200 K), situate la inaitimile de 100 si 150 km. Cu ajutorul statiilor Mariner, in atmosfera martiana s-au pus in evidenta canti-tati mici de ozon si argon inert, ca si variatii sezoniere ale con^inutului de ozon si apa. Pina in prezent, M. a fost cercetat indeaproape cu ajutorul a 5 statii Mariner (v.) 3 statii Marte (v.) si 2 statii Viking (v.). Acestea au transmis imagini ale suprafetei martiene. Astfel, au fost puse in evidenta (prima data de Mariner 4, la 4 iul. 1965), cratere martiene, cu cele mai mari diametre observate in sistemul solar (de peste 300 km), asemanatoare craterelor lunare, dar mai putin numeroase, de adincimi mult mai mici si cu incli-narile peretilor lor mai mici de 10°; MARTE 218 ca si cele lunare, unele au virfuri centrale si peretii terasati, putind avea origine vulcanica. Relieful lui M. nu prezinta formatiuni abrupte, ceea ce indica un proces de eroziune mult mai puternic decit pe Luna. Numarul si dimensiunile craterelor martiene dovedesc faptul ей, cel putin cele mai mari dintre ele, pot avea vechimi de citeva miliarde de ani. Aceasta ar insemna ca planeta nu a avut niciodat& о atmosfera densa, iar eroziunile datorate apei au fost nesemnificative. In interiorul si la marginea calotei sudice, craterele au podisuri intunecate si margini luminoase, efect al topirii diferentiate, sub ac^iunea luminii solare, a unui strat subtire de gheata. Regiunile centrale ale calotelor po-lare constau dintr-un teren lamelar, compus din placi suprapuse si ero-date partial. Masurata cu ajutorul statiilor automate, temperatura variaza in regiunea ecuatoriala de la + 15 la +20°C ziua si de la —40 la — 70°C noaptea, in timp ce in regiunile polare cea mai coborita temperatura este de — 120°C (in conditiile atmosferei martiene, apro-piata de punctul de solidificare a bioxidului de carbon). Stadia Mariner 9 a pus in evidenta (nov. 1971) existenta unei prapastii de 4500 km lungime si 110 km. latime in Tithonius Lacus, cu vai dispuse ca nervurile unei frunze („Riul pana“); aceasta pare sa fie rezultatul unor procese tectonice care au produs falii si fisuri .(acompaniate probabil de curgeri fluide). Tot curgeri de fluide indica si riurile martiene cu multe ramuri. Desi atmosfera martiana confine urme de apa, proportia acesteia este totusi prea mica pentru a explica astfel de formatiuni; de aceea, s-a presupus ей ele ar fi asociate unor curgeri de lava vulcanica. Totodata, statiile Viking au pus in evidenta cimpii relativ plate, pгesйгate cu roci poroase, spongioase, ce par a fi de natura vulcanica. Exis^ si ipo-teza ca'in trecut pe M. exista о clima mai blinda si au putut curge si unele riuri cu apa. Analizele efec-tuate asupra unor mostre din solul mar^ian de catre laboratorul din compunerea statiilor Viking 1 si 2 au eviden^iat prezenta a 34 de elemente chimice, in special siliciu (15—30%), fier J14%), calciu, titan, aluminiu etc. in ceea ce priveste experimentul biologic, nu s-a putut obtine un rezultat concludent: dega-jarea oxigenului si bioxidului de carbon se poate explica, in egala masura, prin existenta unor forme de viata specifice planetei sau prin producerea unei reactii chimice neo-bisnuite „foarte activa si in care sa existe si procese biologice“ (H. Klein, NASA). M. are doi sateliti (v.) naturali, cu diametrul mai mic de 20 km, denu-miti Phobos si Deimos, descoperiti in 1877 de A. Hall. Ei au fost foto-grafiati de unele statii Mariner si prezinta о suprafata neгegulatй, pre-sarata cu cratere. Ambii sateliti se misdi pe orbite aprox. circulare, aproape de planul ecuatorial al planetei Marte, Phobos la distanta de 9380 km, cu perioada siderala de 7 h 39 min, si Deimos la 23 500 km, cu perioada siderala de 1 d 6 h si 18 min. Din cauza revoh+iei sale rapide, pe suprafata planetei M. Phobos rasare de la vest si apune la est. (E. T.) 2. Serie de statii spatiale (v.) automate interplanetare sovietice, lansate incepind din nov. 1952 in scopul ехр1огйгп planetei Marte. Print re principalele lor realizari se numara depunerea pe solul martian a unei capsule care a aterizat lin (M.3, dec. 1971) si care a transmis informatii privind compozitia atmosferei planetei; astfel, s-a stabilit ca proportia vaporilor de apa se reduce rapid cu altitudinea, probabil datorita ac-tiunii ionizante a luminii solare, care favoгizeazй propagarea radiatiei ultraviolete in straturile superioare ale atmosferei (studiat de M.2 si M.3, la distante de 50—150 mii km de centrul planetei). Oda^ cu M.2, spe-cialistii sovietici au pus la punct tehnica de satelizare in jurul planetei 219 M A SIN А IMarte, ре саге au verificat-o cu ocazia lansarilor statiilor M.4, M.5, M.6 si M.7 (iul. —aug. 1973); aceste statii si in special M.5 si M.6 au transmis fotografii in culori ale solului :martian, evidentiind deosebirile dintre ..scoarta craterelor si a celorlalte forme de relief si prezenta vaporilor de apa :in atmosfera martiana. Aparatura standard a statiilor M. (realizate in variantele cu si fara modul de cobo-rire automata pe suprafata planetei), cuprinde: radiometre, spectrometre in ultraviolet, spectrointerferometre in infrarosu, camere de televiziune, analizoare de gaze (bioxid de carbon, vapori de apa etc.), reflectometre, telescoape, aparatura de telemetrie, •contoare de radiatii etc. (F.Z.) Martlnov, Dimitri Iakovlevici (n. 1906) astronom sovietic, prof. la Univ. •din Moscova. Contributii la studiul dotografic si fotometric al stelelor. A evidentiat (1937) dependenta peri-oadei stelelor variabile cu eclipsa de clasa spectrala. (E.T.) -Martonfi, Antonius (?—1799), astronom din Transilvania, fost elev al ^astronomului M. Hell la Viena. Dir. al Obs. din Alba Iulia (infiin^at de catre episcopul I. Batthyany). Op. pr.: Initia astroncmica speculae Bat-thyanianae Albensus in Transilvania. (E.T.) masa stelara, una dintre cele mai importante caracteristici fizice defi-nitorii ale stelelor, exprimind capa-citatea lor de a crea cimpuri gravi-tationale. Poate fi determinate in cazul cind se poate observa efectul gravitatiei. Acesta este cazul stelelor duble, la care cele doua componente se misca in jurul centrului comun demasa, si cel al unor pitice albe, la care se poate masura efectul Einstein (v.). La stelele duble spectroscopice, masurarea de-plasarii liniilor spectrale, datorata efectului Doppler, permite determinarea perioadei de rotatie si vitezei radiale maxime ale fiecarei compo- nente. M.s. individuale se pot determina numai daca se cunoaste inclinarea planului orbitei sau daca sistemul este in acelasi timp si dublu cu eclipsa. Prin studierea stelelor duble, s-a constatat ca intre masele si luminozitatile din secventa principala exista о relatie statistica (v. diagrama H — R). Extinsa si asupra stelelor izolate, aceasta relatie permite determinarea indirecta a m.s. atunci cind se cunosc luminozitatile. Cea mai mica m.s. determinata pina in prezent este cea a stelei Luyten 726-8B (0,04 mase solare), iar cea mai mare a uneia din componentele stelei duble a lui J. Plaskett (HD 47 129) a carei valoare este de c. 76 mase solare. Majoritatea m.s. sint cuprinse intre 0,3 si 33 mase solare. V. si relatia masd-raza. (G.S.) mascon (mass concentration), acu-mulare de substanta de densitate superioara, localizata sub scoarta se-lenara. Astfel de acumulari au fost sesizate in 1969 datorita perturbatiilor survenite in miscarea unor vehicule spatiale plasate pe о orbita circum-lunara. (F.Z.) maser (microwave amplification by stimulated emission of radiation), proces de generare si de amplificare a microundelor prin emisia stimulata a radiatiei. Astrofizica a pus in evidenta existenta unor astfel de pro-cese de amplificare naturala in norii compusi din molecule de hidroxil (OH), care emit si amplifies, radiounde cu lungimea de unda de 18 cm. De asemenea, un proces analog a fost constatat in cazul apei (H20), pentru radiatia de 1,35 cm. Exista si pro-cesul m. invers, care atenueaza radio-undele, manifestat, spre ex., in cazul formaldehidei (H2CO), al carei spectru prezinta radiolinia de absorbtie de 6,2 cm (pe fondul radiatiei centi-metrice izotrope de 3 K); acest proces nu a primit insa о explicatie satis-facatoare pina in prezent. (C.P.) Masina Pneumatica—> Antlia MATERIE 220 materie interplanetara, materia sub forma de substantS (si radiatie), care exista in spatiul interplanetar al sistemului solar. Consta din fluxuri corpusculare (de ioni, atomi sau molecule), raze, cosmice, praf interplanetar (provenit din meteori si comete); printre moleculele inter planetar e (v.) exista multe de natura organica. Studiul m.i. si a variatiei sale in functie de activitatea solara a fost efectuat cu ajutorul unor instrumente speciale, montate pe sateliti artificiali sau pe statii interplanetare. V. si vint solar. (E.T.F.Z.) materie interstelara, materie stralucitoare sau obscura aflata sub forma de substanta—gaze sau praf (pulbere) — (si de radiatie corpusculara sau electromagnetics) in spatiul interstelar. Gazele pot fi compuse din atomi, ioni sau molecule complexe. Praful cosmic reflects, difuzeazS sau ab-soarbe lumina stelelor din vecinState sau mai indepSrtate. In Galaxie gazele si praful sint amestecate, masa lor totala reprezentind c. 1—2% din masa acesteia (din care c. 1/10 este atribuitS prafului cosmic). M.i. este concentratS de obicei in nori de 5 — 10 pc diametru, fiind dispusS cu precS-dere in lungul bratelor spirale ale Galaxiei, in mod neuniform; compozitia chimica si distributia spatiala a m.i. este asemSnStoare stelelor de populatie I. Existenta gazului interstelar a fost pusS in evidenta (1904) de J. Hartmann care, studiind stelele duble spectroscopice, a observat in spectrul lor linii spectrale ale calciu-lui ionizat (Ca II), neafectate de efectul Doppler datorat revolutiei stelelor componente. Aceste linii, ca si cele ale sodiului neutru (Na I), sint emise de patura gazoasS din planul galactic (ce ia parte la rotatia Galaxiei) sub actiunea luminii stelare ionizante. Dupa conjinutul de hidrogen neutru si ionizat in spatiul interstelar, se disting doua regiuni, H I si H II. In regiunile H I, hidrogenul si heliul, ca si alte elemente mai dense, sint in stare de atomi neutri. Cu toate acestea, unele elemente, cum sint calciul §i carbonul, cu potentiate de ionizare coborite, sint ionizate. In norii interstelari cu densitatea mai mica de 100 parti-cule/cm3 sint prezente si unele molecule (ex. CN, CH+, CO). Dimpotri-va, norii mai densi sint compusi aproape in intregime din molecule, dintre care molecula de hidrogen (H2) este cea mai abundentS; exista, de asemenea, si molecule mai complexe, cum sint: acidul cianhidric (HCN), formaldehida (CH20), hi-droxilul (OH), puse in evidenta de emisiile lor pe unde centimetrice. Temperatura regiunilor H I, care sint componentele principale ale m.i., este de c. 70 K, dar exists, si unii nori mai densi, cu temperaturi de 10—20 K. Emisia radio a hidrogenului neutru pe lungimea de unda, de 21 cm sta la baza cunostintelor actuale despre gazul neutru interstelar, cSruia i se datoresc liniile si benzile de absorbtie in domeniul radio si optic, observate in spectrul stelelor stralucitoare. Regiunile H II contin gaze ionizate de catre radiatia ultraviolets, a stelelor fierbinti (ex.: О, B, Wolf-Rayet) si sint situate la intimplare, in norii gazOsi sau in asociatie cu ei. Toate elementele constituente ale regiunilor H II sint total sau partial ionizate, iar temperatura lor electronics este de ordinul a 10 000 K, gazul ionizat fiind pus in evidenta, prin liniile sale de emisie in domeniile optic si radio (ce corespund recombi-nSrii hidrogenului §i unor tranzitii interzise ale numerosilor ioni exci-tati prin ciocniri electronice). Praful interstelar produce absorb^ia, inrosi-rea, imprS^tierea si polarizarea luminii stelelor si, uneori, prezinta о emisie termicS in infrarosul indepartat. Di-imensiunile particulelor sale sint uneori mai mici de 0,01 p. si nu depasesc 0,1 tx. (E.T.) Maunder, Edward Walter (1851— 1928), astronom englez. Contributii la studiul activitatii solare. A descoperit 221 medicinA ca distributia petelor solare intr-un ciclu solar dupa latitudinile helio-grafice prezinta о forma asemanatoare unui fluture (diagrama М.). A pus in evidenta asimetria nord-sud a acti-vitatii solare. Op. pr.: Science of ■the Stars, 1912; Are the Planets Inhabited?, 1913. (E.T.) marime (stelara) —> magnitudine mecanica cereasca, ramura a astronomiei care trateaza miscarea cor-purilor ceresti naturale si artificiale, in prezenta unor cimpuri de forte gravitational, a presiunii de radiatie, a rezistentei mediului etc. Principalele obiecte. ale mecanicii ceresti sint miscarile planetelor sistemului solar si satelitilor acestora, ale asteroizilor si cometelor, ca si ale satelitilor artificiali; de asemenea, m.c. se ocu-p& de formele de echilibru ale cor-purilor ceresti, de maree etc. Cercetarile de m.c. efectuate cu ajutorul satelitilor artificiali permit determinarea distributiei de masa a scoartei planetelor si satelitilor, avind si unele implicatii cosmogonice. Mijloacelor clasice destinate acestor studii li s-au adaugat in ultimele decenii calcula-toarele electronice, sondele spatiale, metodele radar (in ultraviolet, infra-rosu, microunde etc.), navele cosmice, satelitii artificiali, statiile automate etc, Printre problemele actuale ale m.c. se numara: dinamica corpurilor de masa variabila in conditiile unor cimpuri de forte (ex. gravitationale), conditiile de plasare pe orbita a unor sateliti artificiali ai Lunii si ai planetelor Marte, Venus, Jupiter etc., utilizarea reactiei gravitationale, determinarea formei corpurilor ceresti etc. (F.Z.) medalie astronautica, distinctie atri-buita specialistilor sau astronautilor pentru contributii deosebite in domeniul cercetarii astronautice sau efectuarea unor zboruri cosmice in premiera. Astfel de medalii au fost decernate din 1951 de Societatea. germana pentru rachete si astronau- tica (m.a. Oberth), din 1958 de Academia de Stiinte a U.R.S.S. (m.a. Tiolkovski), din 1959 de Congresul S.U.A (m.a. Goddard), din 1966 de Academia de Stiinte a U.R.S.S. (m.a. Korolev ), din 1968 deFederatia aeronautica internationala (m.a. Gagarin ) etc. (F.Z.) medicina cosmica, domeniu al medi-cinii, care se ocupa cu studiul meto-delor de selectie si de antrenament pentru astronauti, de mentinere a conditiilor normale de activitate pe vehiculele spatiale, de conservare a capacitatilor de viata si de activitate a omului in timpul zborurilor cosmice indelungate, ca si al securitatii zborurilor spatiale. Principalele diviziuni ale m.c. sint: serviciul medical, fi-ziologia spatiala, igiena si pregatirea sanitary, psihologia spatiala, clinica si controlul astronautilor. Serviciul medical al securitatii zborurilor spatiale asigura: controlul medical in timpul zborurilor, cu semnalizarea situatiilor periculoase si stabilirea metodelor de interventie in timp util; pregatirea personalului medical; cercetarile biomedicale si psihologice in conditiile zborurilor spatiale sau ale evolutiei omului pe alti astri. Fiziologia spatiala studiaza mecanis-mele de reglare si de compensare a functiilor fiziologice sub influenta ansamblului de factori ai spatiului cosmic. Igiena si pregatirea sanitara elaboreaza normele de igiena si mij-loacele profilactice capabile sa men-tina puterea de munca si sanatatea echipajelor navelor spatiale. Clinica si controlul astronautilor comport& elaborarea de metode clinice si psiho-fiziologice pentru selectionarea si an-trenamentul astronautilor, metode de profilaxie si de tratament a unor maladii determinate de о sedere indelungata in spatiu, metode de protec^ie contra radiatiilor si de decontaminare etc. Astfel, cercetarile de m.c. asupra efectelor hipofizei, acceleratiilor si presiunilor excesive, decompresiunii explozive etc. ca si asupra mecanismelor de reglare a MEGACOSMOS 22T functiilor fiziologice, au permis crearea unor dispozitive care asigura securitatea medicala a zborurilor. Dintre aceste dispozitive se pot enu-mera: costumele si cabinele«spatiale, inhalatoarele de oxigen si alte sisteme de supra vietuire. M.c. se sprijina pe trei principii fundamental: princi-piul constantei relative a mediului intern al organismului in functie de conditiile sale de existenta, utilizat in cercetarile asupra conditiilor arti-ficiale optime de mentinere a activi-tatilor vitale in timpul zborurilor spatiale prelungite; principiul mentinerii echilibrului dintre organism si mediul exterior — absolut necesar atunci cind organismul este supus la actiunea unor factori extremi, cum sint cei ce actioneazS, in spatiul cosmic; principiul unitatii dintre structura organismului si functiile acestuia in conditiile unor factori perturbatori neobisnuiti, utilizat in elaborarea celor mai bune metode de antrenament. Elementele teoretice expuse au fost apli-cate concret in numeroasele zboruri cosmice cu echipaj, desfasurate pina in prezent in jurul Pamintului si spre Luna. V. si protectia contra radiatiilor; decontaminare. (F.Z.) megacosmos, cosmosul luat ca un tot, la seara galaxiilor si metagala-xiei. (C.P.) Megale syntaxis tes astronomias —► —> Almagest megaparsec v. parsec Megree v. Ursa Major Menelaus v. planete troiene Mensa (Platoul), constelatie (v.) micS, din apropierea polului ceresc sud, in care se gaseste о parte a Marelui Nor al lui Magellan. Este invizibila din Romania. (G.S.) Menzel, Donald Howard (1901—1976), astrofizician american, prof. la Univ. Harvard. Cercetari privind interpre- tarea spectrelor stelelor si nebuloa--selor, structura atmosferelor plane--tare, coroana si cromosfera Soarelui: si de radioastronomie solara. Op.pr.: Our Sun, 1949, 1963; The Radio- Noise Spectrum, 1960; A Field Guide to the Stars and Planets, 1964. (E.T. )< Mercur, planeta (v.) cea mai apropia-ta de Soare si cea mai mic& din sistemul solar. Se roteste in jurul Soarelui pe о orbita de semiaxa mare-0,3871 UA, excentricitate 0,2056, si inclinare (fata de ecliptica) 7°, avind о perioada de revolutie siderala de 87,97 d. Elongatiile maxime ale planetei variaza de la 18° (la periheliu) la 28° (la afeliu), iar perioada de rotatie este de 59,7 d. PeriheliuL orbitei sale prezinta un avans de 43" secol, in afara celui dat de per-turbatiile planetare cunoscute. Pentru interpretarea acestui avans s-a postulat (U. Le Yerrier, 1859) existenta unei planete ipotetice, mai apro-piata de Soare decit M. si denumita Vulcan. Postularea acestei planete nu a mai fost necesara cind A. Einstein a explicat avansul periheliului (v.) lui M. in cadrul teoriei relativi-tatii generalizate. Diametrul lui M* este de numai 4878 km (valoare obtinuta prin determin&ri radar), masa (dedusa din perturbatiile pe care planeta le produce asupra altor planete si asteroizi) reprezinta 0,055 din masa Pamintului, iar globul mercu-rian prezinta о aplatizare de c. 1%. Din observatii efectuate asupra lui M. de pe Pamint, s-a determinat albedoul suprafetei sale, a carui valoare este redusa (0,06 in domeniul vizibil si 0,07 in cel radio). Acest albedo, efectul de faza si caracteris-ticile de polarizare ale planetei M. sint foarte apropiate de cele ale Lunii, ceea ce a dus la concluzia ca si proprietatile suprafetei lui M. sint asemanatoare celor ale Lunii; acest fapt a fost confirmat de statia spatiala Mariner 10, care a obtinut (mart. 1975) fotografii ale suprafetei planetei ce pun in evidenta detalii ale reliefului mai mici de 150 m (pina 223 MERIDIAN la 45 m). Astfel, se observa unele regiuni foarte accidentate, cu nume-roase cratere de diametre intre 100 si 1300 m (cele mai mari atingind intre 30 si 45 km), depresiuni, ridi-c&turi, falii, ca si alte regiuni cu aspect relativ neted. О formatiune deosebita a reliefului lui М. о constituie un bazin asemanator unei mari, cu diametrul de c. 1300 km, strabatut de crapaturi circulare si radiale si format probabil prin caderea unui asteroid ; impactul puternic al acestuia a dus la aparitia unor ridicaturi ale suprafetei de pe fata opusa a planetei. Ulterior, bazinul a fost aco-perit de materie lichida datorata im-pactului sau activitatii vulcanice, prin a carei racire s-au produs cra-paturile observate. Eroziunea, in general accentuate,, a formatiunilor su-prafatei lui M. se poate datora va-riatiilor mari de temperatura de la zi la noapte, bombardamentului me-teoritic ca si unei activitati vulcanice intense a planetei in trecut. Densitatea medie de 5,42 g/cm3, determinate, la suprafata lui М., a dus la ipoteza existen^ei unui interior mult mai dens; astfel, un nucleu de fier ar constitui una dintre posibilitatile de interpretare a densitatii. Compo-zitia chimica a lui M. variaza cu adincimea; se presupune ca, dupa formare, planeta a cunoscut trans-formari in timpul carora materia mai densa a ramas in interior, iar cea mai putin densa s-a ridicat la suprafata. Masuratorile in infrarosu, efec-tuate cu ajutorul radiometrelor de pe Mariner 10, au pus in evidenta variatii de temperatura de la 480 К (in apropiere de afeliu) la 700 К (la periheliu) pe fata luminata de Soare, si о temperature sub 100 К pe fata neluminata de Soare; de aici s-a tras concluzia ca M. este acoperit cu un strat de praf izolator termic, a carui densitate este cuprinscl intre 1 §i 1,5 g/cm3, rezistenta sa mecanica fiind comparabila cu cea a Lunii. Spectrometrele in ultraviolet de pe Mariner 10 au indicat existenta in jurul lui M. a unei atmosfere foarte rarefiate, a carei presiune reprezinte 10-7 din cea terestra; principalul constituent al acesteia este heliul, rezultat din procesele de dezinte-grare a uraniului si toriului (ce par sa aiba aceeasi concentratie ca si pe Pamint). De asemenea, in jurul planetei s-a detectat un briu de particule ce poate fi explicat prin existenta unei magnetosfere, deci a unui cimp magnetic mercurian; axa magnetica a lui M. este inclinata cu 7° fata de axa de rotatie, iar intensitatea este de 0,28 A/m la ecuator si de 0,56 A/m la poli. Aceasta confirma ipoteza unui nucleu compus din fier sau a unui magnetism permanent al materiei din scoarta planetei. (E.T.) Mercury, prima serie de nave spatiale, americane lansate incepind din iul. 1961. Proiectata de Maxime A. Faget, conform unei conceptii ale lui H.J. Allen din 1950, nava M. era de forma tronconica, avind baza ro-tunjit& si virful cilindric alungit (lun-gime maxima: 290 cm; diametru maxim: 185 cm; masa: 1350 kg). In virful acesteia se afla antenele spatiale, sistemul de control si para-sutele pentru aterizare, la baza fiind plasate trei motoare-racheta pentru frinarea si coborirea de pe orbita. Invelisul a fost confectionat dintr-un aliaj de reniu si titan, iar ca aer s-a folosit oxigenul pur. Dup& incercari efectuate cu animale si dupa dou& zboruri suborbitale cu astronauti la bord (M. 3, M. 4 si M. 5), navele M. au asigurat zboru-rile spatiale pe orbite circumterestre, ale astronautilor J.H. Glenn (M.6 — - Friendship 7, 20 feb. 1962), M.S. Carpenter (M. 1 — Aurora 7, 24 mai 1962), W.M. Schirra (M. 8 - Sigma 7, 3 oct. 1962) si L.G. Cooper (M. 9 — — Faith 7, 15—16 mai 1963). V. si astronautica. (F.Z.) meridian ceresc, cerc mare al sferei ceresti, care trece prin zenitul si nadirul unui loc de observatie si prin polii ceresti; intersecteaza orizontul in punctele cardinale nord si sud. MERIDIAN 224 In decursul miscarii aparente diurne a sferei ceresti, astrii tree la m.c. la cea mai mare (sau la cea mai mica) inaltime deasupra orizontului (sau sub orizont), adica astrii culmineaza la meridian (culminatie superioara sau inferioara). (G.S.) meridian terestru, cerc de pe suprafata Pamintului, care trece prin polii geografici. Drept origine a fost ales (1911), in mod conventional, m.t. Greenwich; de la acesta sint mSsu-rate longitudinile geografice, pozitive spre vest si negative spre est. (G.S. ) Meropa v. Pleiade Merrill, John Ellsworth (n. 1902), astronom american, prof. la Univ. Ohio Wesleyan si Howard Perkins; dir. al Obs. Morrison. Contributii la studiul Lunii si al binarelor cu eclipsa. Op.pr.: Tables for Solution of Light curves of Eclipsing Binaries, 1950; Determination of Orbital Elements of Eclipsing Binaries (impreu-na cu H.N. Russell), 1952. (E.T.) Merrill, Paul Willard (1887-1961), astronom american. Autoritate in domeniul stelelor rosii. Contributii la studiul spectrelor stelare, al materiei interstelare si la fotografia astronomica in infrarosu. A descoperit spectrul tehnetiului la stelele de tip S. Op.pr.: Space Chemistry, 1963. (E.T. ) Messier, Charles Joseph (1730— 1817), astronom francez. Editor al unui catalog de nebuloase si roiuri stelare (folosit si in prezent), in care acestea sint numerotate prin litera M urma-ta de numarul obiectului astronomic ; catalogul M. cuprinde 103 obiecte si a aparut in 1784 in Connaissance des Temps. A descoperit 21 de comete si mai multe roiuri stelare. A masurat lungimea pendulului ce indica secunda la latitudinea geografica de 45°. (G.S.,E.T.) Me§cerski, Ivan Vsevolodovici (1859 — 1935), mecanician sovietic. Prof. univ. la Petersburg (ulterior Leningrad) . Contributii teoretice fundamental in mecanica corpurilor de masa variabila si in dinamica rachetelor. Op.pr.: TJpravleniia dvijeniia tociki peremennoi massi v obscem sluciae, 1904; Sbornik zadaci po teoreticeshoi mehanike, 1911. (F.Z.) metagalaxie 1. Sistem ipotetic in care ar fi inglobate galaxiile, asa cum stelele sint inglobate in galaxii. S-a putut arata ca unele galaxii sint grupate in roiuri de galaxii, dar la ora actuals nu exists, о evidentS, sigurS, a existentei unor roiuri de roiuii de galaxii. (C.P.) 2. Parte a universului accesi-bilS, observatiei. (C.P.) meteor, fenomen luminos vazut pe cer sub forma unei urme strSluci-toare, ISsata de trecerea rapidS, prin atmosfera terestrS, inaltS,, la altitu-dini de 120 — 80 km, a unei particule provenind din spatiul cosmic. Sin. stea cazatoare. Cind prezintS, о strS,-lucire exceptional, poartS, numele de bolid. Aparitia m. poate fi un fenomen izolat (m. sporadici) sau colectiv (curenti meteorici). Traiec-toriile m. sporadici sint indreptate pe cer in toate directiile, in timp ce traicctoriile m. unui curent par sS, conveargS,, datoritS, unui efect de perspectivS., in radiant (v.), desi ele sint in realitate paralele (v. curent meteoric ). In general, radiantul constituie punctul aparent in care su-portul vitezei geocentrice a unui m. intersecteazS, sfera cereascS,. StrSlu-cirea m. se estimeazS, in seara magni-tudinilor prin comparatie cu stelele vecine, aplicind unele corectii depen-dente de observator, de vitezS, etc. Cu ochiul liber se pot observa m. mai strSiucitori decit cei de magni-tudine 5, iar cu telescopul sau ra-darul pot fi detectati m. pinS, la magnitudinea 14 sau chiar mai putin strSiucitori. Cei mai stralucitori m. sint in general insojiti de о urmS, 225 METEOR luminoasa, ce prezinta uneori scin-teieri; aceasta poate fi urm&rita de pe P&mint, in general timp de citeva secunde (minute) sau, extrem de гаг, mai mult de 1 h (m. deplasindu-se sub acjiunea curentilor din atmosfera inalta). Traiectoriile m. pot fi determinate prin observatii simultane din mai multe locuri de pe Pamint. Viteza se obtine prin fotografierea m. cu о expunere intrerupta la intervale de timp regulate; de asemenea, observable radar furnizeaza simultan viteza si inaltimea m. La nivelul Pamintului, viteza parabolica fata de Soare este de 42 km/s; intrucit Pa-mintul are viteza pe orbita de 30 km/s, vitezele m. trebuie sa fie cuprin-se intre 12 si 72 km/s. Primele spectre de m. au fost observate cu ajutorul unui binoclu prevclzut cu prisme; astfel, A. S. Herschel a obser-vat (1864) spectrul unui m. de mag-nitudine zero. In 1897 se introduce spectrografia m., iar in 1952 seobtin primele spectrograme in infrarosu ale m. In prezent, au fost objinute spectre ale m. intr-un domeniu spectral cuprins intre 340 si 900 nm, iar pe spectrograme au fost identificate linii de emisie ale atomilor neutri de: hidrogen (H), azot (N), oxigen (O), sodiu (Na), magneziu (Mg), aluminiu (Al), siliciu (Si), calciu (Ca), man-gan (Mn), fier (Fe) si nichel (Ni); uneori, se poate observa un spectru continuu slab. In spectrul m. rapizi, se constata prezenta unor linii de emisie ale ionilor de: calciu (Ca II), magneziu (Mg II), siliciu (Si II), fier (Fe II), strontiu (Sr II), ca si ale unor molecule de azot (N2). In 1963, P. Millman a imp&rtit spectrele m. in 4 clase: clasa Y (caracterizata prin linii intense in domeniul violet ale Ca II, H si K), clasa X (liniile Dx si D2 ale sodiului Na I, de 589 si, respectiv, 589,6 nm, ca si liniile mag-neziului de 518 si 389,5 nm), fierului si calciului ionizat, clasa Z (linii intense in domeniile verde si violet ale fierului si cromului), clasa W (spectre deosebite). Spectrele m. clasei Y reprezinta gradul cel mai inalt de excitare, iar cele ale m. clasei X, cel mai coborit. Caracteristicile spec-trului unui m. depind de viteza, de stralucirea si de pozitia lui pe traiec-torie; astfel, de viteza m. depinde temperatura sa, iar aceasta determina in mare masura gradul de excitare §i ionizare al atomilor. Pentru ilustrare, in tabelul 13 sint redate temperaturile (in °C) atinse la diferite inaljimi (in cadere verticala) de unii m. pietrosi si ferosi. Dupa stralucirea produsa de urma m. pe bolta cereasca, se poate determina energia cinetic& Ec a acestuia in momentul patrunderii in atmosfera (presupu-nind ca о anumitS, fractiune din Ec se transforma in energie radiants). Cunoscind viteza v a m. se poate determina apoi masa m a sa (intrucit mv2 Ec = care, pentru cea mai ma- Tabelul 13 \ Meteori pietrosi Meteori ferosi \ Viteza \ (km/s) compacti porosi Altitudi- 15 30 60 15 30 60 15 30 60 nea (km) \ 120 300 380 830 410 1000 4400 284 300 410 100 580 2500 2500 350 700 2500 90 1540 420 1100 METEOR 226 re parte a, m., este de numai cite-va mg. In acelasi timp, densitatea m. este de ordinul 0,3 g/cm3, iar dia-metrele lor sint cuprinse intre 0,01 si 100 p. Dintre metodele de observare a m., cele mai des utilizate sint cele fotografice, fotoelectrice si radar. In metodele fotografice, care sint foarte precise, sint folosite obiective de des-chidere si luminozitate mare, oglinzi sferice convexe, camere Schmidt sau super Schmidt. Pozitia m. se determine, prin masurarea distan^ei pe cliseu dintre punctele urmei m. si steiele vecine. Timpul de zbor al unui m. se determina, cu ajutorul unui sector opac rotitor (efectuind, de obicei, 1/10 dintr-o rotatie pe secunda), asezat in fata obiectivului, care produce intreruperi ale ilumina-rii placii fotografice. Traiectoria m. in atmosfera se determina prin foto-grafierea simultanS, din doua, statii terestre, fiecare fotografie determi-nind cite un plan ce contine locul observatiei si traiectoria observata; intersectia celor doua plane constituie ins&si traiectoria m. In metoda radar, undele scurte, emise de un radar, ce intilnesc in atmosfera urma unui m., se reflecta sub forma unui radioecou; aceasta permite determi-narea distantei punctului de reflexie de pe urma m., cu о precizie de 50 pina la 500 m., Prin urmarirea radar a urmelor mai stralucitoare, se pot determina vitezele vinturilor ionosfe-rice si fluctuatiile acestora. Cu ajutorul metodelor de detectare radar se pot efectua observatii continue, de inalta precizie, asupra m.; astfel, pe о perioada de 5 ani au fost detectati 10 000 m. prin metode optice si 7 mil. prin metode radar. (E.T.) Meteor, sistem sovietic de sateliti artijiciali (v.), destinat reception&rii §i transmiterii de informatii meteoro-logice. Contine sateliti de tip Cosmos si M. Inaugurat la 27 apr. 1967, sistemul M. are drept scop ameliorarea prognozelor meteorologice si elabora-rea de prognoze pe termen lung. (F.Z. ) Fig. 102 meteorit, fragment de corp cereso care atinge suprafata Pamintului sau a unui alt corp ceresc. Din cauza temperaturii inalte atinse datorita. caldurii dezvoltate prin frecarea cu aerul la trecerea prin atmosfera, suprafata m. gasiti pe Pamint este acoperita, cu un strat lacuit; acesta prezinta, cavita,ti rotunjite, produse de arderea substantelor mai putin refractare. Masele m. observati pe Pa,mint sint cuprinse intre citeva grame si citeva tone (fig. 102). Studiul lor a prezentat о importanta, deose-bita,, in special inaintea aducerii pe Pa,mint a primelor mostre lunare, permitind cunoasterea directa, a pro-prietatilor materiei interplanetare. Cei mai mari m. cunoscuti, cu masa de peste 20 t, au fost descoperiti in S.U.A., Mexic, Africa si R. P. Chi-neza,. Explozia unor corpuri meteo-rice a dus uneori la formarea unor cratere meteoriticet citeodata, de dimensiuni foarte mari (ex. craterul din Arizona, de 1207 ^ m diametru si 174 m adincime). In constitutia m. predomina, fierul, oxigenul si sili-ciul, iar densitatea lor variaza, intre 6 si 8 g/cm3. In functie de compozitia chimica,, m. se impart in 3 clase mari: 1) sideriti, m. metalici ce con|:in fier si nichel in proportie de 227 MICROMETEORIT 29% si, respectiv, 7%; 2) aeroliti, m. pietrosi, compusi din siliciu si silicat de magneziu, cu urme de feronichel, divizati in hondriti si ahondriti; 3) sideroliti, m. ce contin cantitati egale de feronichel si sili-cati. C. 85% din m. recoltati о formeaza hondritii; ei sint constituiti din globule de olivina (MgFe)2Si04 si de piroxeni, avind diametrul sub 1 mm si о structura radiala (nemai-intilnita la rocile terestre), inconjurate de о aglomeratie de cristale diferite de siliciu. О varietate carbonica de hondriti con tine 3% carbon si materii organice. Exista, de asemenea, m. vitrifiaji, cu un conjinut mare de siliciu, denumiti tectite, a caror origine nu este inca cunoscuta; acestia sint repartizati in numeroase locuri de pe Pamint, de unde provin si denu-mirile lor: australite (Australia), mol-davite (riul Moldava din Boemia si Moravia), indochinite (Indochina) etc. (E.T.) metilhidrazina, propergol lichid frec-vent utilizat in tehnica spatiala. Prezinta urmatoarele combinatii: dimetil-hidrazin a asimetrica H2N—N (CH3) 2, un lichid incolor, descompunin-du-se la temperaturi mari, care intra in compunerea aerozinei-50; moncmetilhidrazina H2N —NH(CH3), un lichid incolor, higroscopic, auto-inflamabil in contact cu acidul azotic. (F.Z.) mezopauza, domeniu de tranzitie intre mezosfera si termosfera atmosferei terestre (v.), situat in jurul alti-tudinii de c. 90 km si caracterizat prin valori termice minime. Aceasta racire se datoreste emisiei in domeniul infrarosu a moleculelor de hidroxil, in domeniul vizibil al atomilor de azot si pe lungimile de unda de 63p, 630 si 557,7 nm, a oxigenului atomic, precum si conductibilitatii termice a m., care permite disiparea caldurii catre domeniile inferioare. О oarecare incalzire in timpul zilei este compensata de racirea din timpul nopjii. (F.Z.) mezosfera, domeniu al atmosferei terestre (v.), cuprins intre strato-pauza si mezopauza, la altitudini de 50—90 km, in care temperatura scade cu altitudinea. in acest domeniu are loc о intensa absorbtie a radiatiei solare de catre ozon, precum si imprastierea radiatiei solare ultra-violete de catre moleculele de oxigen. Cunoasterea parametrilor fizico-chi-mici ai m. este necesara in calculele aferente stabilirii coridorului de rein-trare a vehiculelor spatiale care, in drum spre locul de aterizare, strabat cu mare viteza atmosfera terestra. (F.Z.) Michelscn, Albert Abraham (1852— 1931), fizician american, prof. la Univ. din Chicago. A inventat (1881) inter-ferometrul ce-i poarta numele, pe care 1-a folosit la determinarea dia-metrelor satelitilor lui Jupiter (1891) si stelei a Ori (1920), si reteaua de difractie echelle. A pus bazele expe-rimentale ale teoriei relativitatii prin experientele sale (efectuate impreuna cu E. W. Morley, in 1887) privind determinarea vitezei luminii. Premiul Nobel pentru fizica (1907). Op. pr.: Velocity of Light, 1902; Light Waves and Their Uses, 1903; Studies in Optics, 1927. (E.T.) microclimat v. cabina spatiala microfotcmetru, instrument utilizat in fotometrie pentru masurarea inne-gririi sau densitatii optice a unei placi fotografice, care se traduce apoi in iluminare printr-o curba caracteris-tica. Sin. microdensitcmetru. Este folosit in astrofotometrie pentru masurarea densitatii liniilor spectrale ale corpurilor ceresti si traducerea lor in intensitati (sau magnitudini). (E.T.) micrometeorit, particula de origine cosmica, cu diametrul cuprins intre 0,5 si 200 p., care se misca cu viteza mica in spatiul interplanetar. Astfel, pentru a parcurge о distanta de 100 km, unui m. ii este necesar un interval MICROMOTOR 228 de timp de о luna. Din cauza maselor reduse, rezistenta aerului produce scaderea vitezei de miscare a m. ce patrund in atmosfera pina la viteze pentru care inccilzirea lor este redusa, iar arderea nu se mai produce. Presu-punind ca se mentine proportionali-tatea dintre masa si stralucire, un m. de 3 mg atinge abia о magnitudine aparent& 25. M. contin de obicei feronichel (in aceleasi proportii ca si la sideriti si sideroliti). Cercetarile efectuate pe fundul Oceanului Pacific, la 5000 m adincime, au stabilit si aici prezenta m., estimindu-se astfel ca pe Pamint cad c. 5 mil. t de m. pe an. De asemenea, se presupune ca lumina zodiacala s-ar datora impras-tierii luminii solare pe praful format de m. (E.T.) micromotor-racheta, motor-racheta de mica tractiune al unui vehicul spatial, destinat efectuarii unor miscari ale centrului s&u de masa sau in jurul acestuia, necesare pentru corectarea pozitiei sau orientarii vehicul ului pe traiectorie. Sin. racheta vernier. Este, de regula, reutilizabil, folosind un propergol lichid stocabil. (F.Z.) Microscopium (Microscopul), con- stelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, cu stele foarte slab stralucitoare. Este invizibila din Romania. (G.S.) Midas (Millitary Defence Alarm Satellite), serie de sateliti artificiali (v.) americani ai Pamintului, lansati ince-pind cu 24 mai I960 si destinati detec-tarii punctelor de lansare a rachetelor balistice, cu ajutorul unor senzori de radiatii infrarosii si al altor tehnici. (F.Z.) Mihailov, Aleksandr Aleksandrovici (n. 1888), astronom sovietic; prof. la Univ. din Moscova, dir. al Obs. din Pulkovo. Contributii la teoria eclipselor de Soare si de Luna, in astronomie si gravimetrie. A editat Kurs astrofiziki i zvezdnoi astronomii (3 vol., 1964). A intocmit atlase stelare si proiectii cartografice. Op. pr.: Teoria solnecinih zatmenii, 1925. (E.T.) Milne, Edward Arthur (1896-1950), astrofizician si matematician englez, prof. la Univ. din Manchester si Oxford. Renumit prin contribujiile sale la teoria atmosferelor stelare (transferul radiativ de energie, structura straturilor superioare) §i in cosmologie. Op. pr.: Relativity, Gravitation and World structure, 1935; Kinematic Relativity, 1948. (E. T. ) Mimas, satelit (v.) al planetei Saturn (V.). (G.S.) Minkowski, Hermann (1864—1909), matematician si astronom german, prof. la Univ. din Konigsberg (in prezent Kaliningrad, U.R.S.S.), Zurich si Gottingen. A contribuit la dezvoltarea matematica a teoriei relativit&£ii (spatiu М.). Op. pr.: Raum und Zeit, 1907. (E.T.) Minkowski, Rudolph Leo B. (n. 1895) astronom american, prof. la Univ. Berkeley (California). Cercetari asupra supernovelor si nebuloaselor planeta-re. A contribuit la identificarea radio-surselor. (E. T.) Minnaert, Marcel Gilles Jozef (1893 — 1970), astrofizician olandez, prof. la Univ. si dir. al Obs. din Utrecht. Studiind spectrul fotosferei si cro-mosferei solare, a inventat metoda curbei de crestere pentru determinarea abundentei elementelor chimice in atmosferele Soarelui si stelelor. Cer-cetator atent al fenomenelor naturii, promotor al colaborarii internationale, M. a creat о scoala de astrofizicieni, cu elevi din toata lumea. Op. pr.: De Natuurkunde van Vrye Veld, 3 vol., 1938-43. (E.T.) minut 1. Unitate de masura a unghiu-rilor (simbol:'), egala] cu a] 60-a parte dintr-un grad (sau cu 60 de secunde). (G.S.) 229 MISCARE 2. Unitate de masura a timpului (simbol: min, m), reprezentind a 60-a parte dintr-o ora (sau 60 de secunde). (G.S.) Mira Ceti (Minunata (stea) din Balena), steaua о din constelatia Cetus, situata la c. 130 a.i. de Soare; este tipul reprezentativ al stelelor variabile pulsante cu lunga perioada, magnitudinea sa aparenta variind intre 2 si 10, cu о perioada de 331 d. M.C. este о stea de tip spectral M6 si are un diametru de c. 100 de ori mai mare decit cel solar. In mod normal, M.C. este invizibila cu ochiul liber, devenind vizibila о data la c. 11 luni. (G.S.) Mirach, steaua (5 din constelatia Andromeda, situata la c. 78 a.i. de Soare, Are magnitudinea aparenta 2,1 si aparjine clasei spectrale M0, iar temperatura la suprafata sa este de c. 3400 K. (G.S. ) Miranda, satelit (v.) al planetei Uranus (V.). (G.S.) miscarea polilor Pamintului, deplasare a polilor geografici ai Pamintului pe suprafata sa. Se produce datorita faptului ca axa instantanee de rotatie a Pamintului nu pastreaza о directie constanta fata de acesta, in principal din cauza neuniformitatii structurii interne a Pamintului. Posibilitatea m.p.P. a fost prevazuta prima oara in 1687 de I. Newton. Teoria mate-matieA a acestui fenomen a fost dez-voltata in 1790 de L. Euler, iar varia-tiile reale ale latitudinilor locurilor de pe suprafata Pamintului datorate m.p.P. au fost descoperite in secolul trecut. Fenomenul prezinta о mare, importanta in astronomie si geodezie. Deplas&rile unui pol pe suprafata terestra pot fi inscrise intr-un patrat cu latura de 25 m, ceea ce corespunde unui unghi la centru de 0",8. Aceasta miscare este multiperiodica, deose-bindu-se о perioada anuaia (Euler), una semianuala §i una de 427 d (Chandler). (G.S.) miscare de recesie—* recesie miscare diurna, miscare aparenta de rotate in sens retrograd a sferei ceresti, in jurul axei lumii, avind perioada egala cu perioada de rotate a Pamintului (o zi siderala); este produsa de miscarea reaia de rotate a Pamintului in jurul axei polilor geografici, in sens direct. Datorita m.d., in timp de о zi astrii descriu pe sfera cereasca — de la est spre vest — cercuri paralele cu ecuatorul (fig. 103), astfel incit pozitiile lor reciproce nu se modifica. In functie de pozitia astrului pe sfera cereasca, acesta poate avea rasarit si apus, daca cercul sau diurn intersecteaza orizontul locului de observatie, sau poate fi circumpolar, raminind permanent deasupra orizontului. In decursul m.d. a?trii tree la meridian, atingind cea mai mare (sau cea mai mica) inaltime deasupra orizontului, adica tree prin punctul de culminatie (v.) sau culmineaza la meridian. In timpul m.d., pozitiile a doua puncte diametral opuse pe sfera cereasca — polii ceresti — ramin neschimbate. (G.S.) miscare proprie, miscare a unei stele pe sfera cereasca in timp de un an tropic, ca urmare a miscarii stelei in raport cu Soarele. Daca se cunoaste distanta stelei, atunci se poate determina viteza tangen^iala (exprimata in km/s) a miscarii relative a stelei in raport cu Soarele (fig. 104). Pina in prezent, prin observatii repetate la citiva zeci de ani, au fost determinate m.p. a peste 300 000 de stele, dintre care doar 330 prezinta m.p. mai mari de 1" pe an. (v. tabelul 14). Steaua cu cea mai mare m.p. (10", 31 pe an) a fost descoperita de E. E. Barnard in constelatia Ophiu-chus. In fig. 105 este prezentat aspec-tul Carului Mare acum 200 000 de ani (sus), in prezent (mijloc) si peste 200 000 de ani (jos), tinindu-se seama de m.p. ale stelelor componente. (G.S.) Tabelul 14 Stelele cu cele mai mari miscari proprii Nr. Magnitudi¬ Clasa Miscarea Departarea Magnitu¬ crt. Numele stelei nea apa¬ spectra- proprie Paralaxa fata de Soare dinea abso¬ renta 1й pc luta 1. BD -{-4°3561 (Steaua lui Bar¬ nard) 9,54 M5 10' ',31 0",552 1,81 13,2 2. CD ---45° 1841 (Steaua lui Kapteyn) 8,80 MO 8 ,89 256 3,91 10,8 3. BD + 38°2285 6,46 G8 7 ,04 116 8,62 6,8 4. CD -36° 15693 7,39 М2 6 ,90 279 3,58 9,6 5. CD -37° 15492 8,59 М3 6 ,08 225 4,44 10,4 6. 61 Cyg A 5,19 K5 5 ,22 292 3,42 7,5 7. 61 Cyg В 6,02 K7 5 ,22 292 3,42 8,3 8. Ross 619 12,88 M5 5 ,20 151 6,62 13,8 9. BD +36°2147 7,47 М2 4 ,78 402 2,49 10,5 10. Wolf 359 13,66 M8 4 ,71 431 2,32 16,7 11. e Ind 4,73 K5 4 ,69 291 3,44 7,0 12. BD +44°2051 A 8,77 М2 4 ,54 173 5,78 10,0 13. BD +44°2051 В (WX UMa) 14,80 M5 4 ,54 173 5,78 16,0 14. 40 Eri A 4,48 K0 4 ,08 205 4,88 6,0 15. 40 Eri В 9,50 A 4 ,08 205 4,88 U,2 16. 40 Eri С 11,00 M4 4 ,08 205 4,88 12,8 17. Wolf 489 14,68 G8 3 ,94 131 7,63 15,3 18. a Cen С (Proxima Centauri) 11,30 M5 3 ,84 762 1,31 15,4 19. p. Cas 5,16 G5 3 ,76 136 7,35 5,8 20. BD +5° 1668 9,82 M4 3 ,73 266 3,76 11,9 21. a Cen A 0,06 G2 3 ,68 751 1,33 4,5 22. a Cen В 1,38 K5 3 ,68 751 1,33 5,9 MI$CARE 230 221 MODEL Paralaxa O',296 i____________________________________«f, p Cygni Fig. 104. Miscarea proprie a stelei P Cyg Mitchel, Maria (1818—1889), astronom american, Prima femeie aleas& membrS, a Academiei americane de ^tiinte. A descoperit (1847) о cometa si a contribuit la determinarea efe-meridelor astronomice {American Ephemeris and Nautical Almanac, ce apare la Washington din 1877). (E.T.) Mizar, steaua £ din constelatia Ursa Major, situata la c. 80 a.i. de Soare. Este о stea dubla spectroscopica, cu magnitudinea aparenta 2,4 si apar tine clasei spectrale A2; impreun& cu Alcor (v.) formeaza о dubla optica. (G.S,) model cosmologie v. cosmologie model de atmosfera stelara v. atmosfera stelara model de interior stelar, model mate-matic dlnd variatia parametrilor de stare (temperatura, presiune, densi-tate etc.) ai unei stele cu distanta fata de centrul ei, pe baza ecuatiilor diferentiale exprimind echilibrul hi-drostatic, echilibrul radiativ sau con-vectiv, precum si a acelora care dau masa §i luminozitatea. De asemenea, este necesara cunoasterea ecuatiei de stare a gazului stelar, a legii produced i energiei prin reacjii termonucleare, a legii opacitatii materiei MODULAREA 232 'Г ^ s f*- L~~-*fl T 1 *"v* T P Fig. 105 stelare, ca si a condijiilor la limita, la suprafata si in centrul stelei. In ecuatiile structurii interne a stelelor se poate tine seama si de termeni di-namici, obtinindu-se astfel evolufia stelei in timp. Intrucit legile opaci-tatii si producerii de energie sint complicate, se considers de obicei anumite rela^ii mai simple care le aproximeazS, m. de i.s. exprimind numai unele tending generale ale parametrilor — masS, compozitie chi-micS si virsta — ce definesc structura stelei. Print re primele modele, elaborate inaintea cunoasterii legilor de producere a energiei, sint modelele politropice, in care intre presiunea p si densitatea p exista relatia poli-tropicS: i+i p-Х P *. К fiind о constanta si n indicele poli-tropic; astfel de m. de i. s. sint: modelul standard (A.S. Eddington), in care n = 3, iar aportul presiunii gazoase la presiunea totala este constant, si modelul punctiform^ in care toatS energia este produsS in centrul stelei. Aceste modele au explicat valorile inalte ale temperaturii si presiunii din interiorul stelelor si faptul ca acestea sint in intregime gazoase, desi densitatea lor centrala poate fi de zeci de ori mai mare ca densitatea apei. In prezent, ecuatiile structurii interne a stelelor se inte-greaza numeric cu ajutorul calcula-toarelor electronice, tinindu-se seama de expresiile exacte ale legilor opaci-tatii si producerii de energie. M. de i.s. calculate se confrunta cu datele obtinute prin observatii asupra exte-riorului stelelor si cu relatiile masa -luminozitate si spectru-luminozi-tate. In cazul stelelor duble strinse, deplasarea liniei apsidelor poate da indicatii asupra variatiei densitatii stelare cu distanta de centru. Evolutia interiorului stelelor se poate urmari in special cu ajutorul diagramelor spectru-luminozitate (fig. 106). (C.P.) modularea radiatiei cosmice, micso-rare a fluxului de raze cosmice galactice, dependents, de activitatea solarS,. Astfel, acest flux sufera modulatii cu perioada de 11 ani, atingind un maxim in perioada de calm a activi-tatii solare si un minim in perioada de maxim a acesteia. Fenomenul se explica, prin faptul cS, in perioada de maxim, au loc mai multe eruptii cromosferice, care due la cresterea intensita,j:ii cimpului magnetic in spatiul interplanetar, deci la о ecra-nare suplimentara pentru radiatiile cosmice galactice. Exists, de aseme-nea, si m.r.s. cu о perioada de 27 d, deoarece cimpul magnetic interplanetar se roteste concomitent cu regiunile active solare care il produc. Descresterile bruste ale fluxului de raze cosmice, cu durata de numai citeva zile, poarta numele de efect Forbush (S. E. Forbush, 1838); in aceste zile spectrul energetic al fluxului prezintS variatii mari, putind scadea pinS la 25%. Exista mai multe modele care explica efectul Forbush. Unui din aceste modele (T. Gold, 1959) presupune ca un nor de plasma ejectat de о eruptie solara puternicS formeaza о capcanS magnetica si, 233 MODUL Fig. 106. Graficele temperaturii, densitatii si energiei Er (produsa in sfera de raza r si de mas& Mr) in Soare in anumite conditii, poate ajunge la Pamint si produce un ecran aditional pentru radiatia cosmica galactica. Potrivit unui alt model (E. N. Parker, 1961), unda de soc produsa de о eruptie solara puternica comprima cimpul magnetic interplanetar, care devine astfel un reflector pentru razele cosmice. Efectul Forbush nu se manifesto uniform pe intregul glob terestru. (E.T.) modul de coborire—► modul de ex-plorare modul de comanda, cabina spatiala a navei Apollo (v.), organizata astfel incit sa asigure zborul unui echipaj format din trei astronauti pina la Luna, in jurul acesteia si inapoi. Sin. CM (Command Module). Im-preuna cu modulul de serviciu (v.) formeaza ansamblul C.S.M. De asemenea, m. de c. permite trecerea a doi dintre membrii echipaj u-lui in modulul lunar (v.), in scopul coboririi pe solul selenar, ca si in-toarcerea lor prin recuplarea celor doua module. (F.Z.) modul de distanta, marime exprimata prin diferenta dintre magnitudinea aparenta m si cea absoluta M a unui astru, fiind data de relatia: m — M = — 5 + 5 log d, unde d reprezinta departarea astru-lui, exprimata in parseci. Are aceeasi valoare pentru stelele unui roi, deoa-rece acestea pot fi considerate la aceeasi departare. (G.S.) modul de explorare, parte components a unui vehicul spatial (ex. nava-statie), destinata coboririi pe solul unui anumit corp ceresc, in scopul efectuarii de cercetari privind proprietatile spatiului din vecinatate (eventual, ale atmosferei) si ale solului acestuia. Sin. modul de coborire. Este dotat cu sisteme de reducere a vitezei pentru inscrierea pe о orbits joasa si apoi coborirea pe suprafata corpului ceresc respectiv, cu aparate pentru obtinerea, prelucrarea partiala si transmite-rea informatiilor si imaginilor, precum si cu sisteme de securitate pentru aparatura de la bord. In afara m. de e. automate, din programele de explorare a Lunii (ex. Surveyor, Luna) si a planetelor Marte (ex. Marte, Viking) si Venus (ex. Venus), a fost MODUL 234 realizat un m. de e. condus de astro-nauti — modulul lunar (v.)# cu ajutorul cSxuia a fost efectuata prima explorare directa a unui corp ceresc — Luna — in cadrul programului Apollo. (F.Z.) modul de reintrare, parte componenta a unui vehicul spatial, destinata sS, coboare de pe orbita, traversind cu frinare atmosfera Pamintului, si sa aterizeze. In cazul vehiculelor spatiale cu echipaj, m. de r. este cabina spatiala sau о alta parte a acesteia, care asigura protectia total& a astronautilor, ca si a tuturor sistemelor necesare de comanda, control etc. Forma m. de r. este sfericS, sau tronconica, cu extremitatile rotun-jite; traversarea atmosferei se efec-tueaza, de regula, dupa traiectorii balistice sau planate si, mai rar, serpuite (sau ,,cu ricosare"). (F.Z. ) modul de serviciu, compartiment al motoarelor-racheta si al surselor de energie, atasat cabinei unei nave spatiale. SM (Service Ikfodule). In cazul navei Apollo (v.), impreuna cu modulul de comanda (v.) formeaza ansamblul CSM. Despartirea de acesta se efectueaza la sfirsitul zborului cosmic, cind nava Apollo se afla pe traiectoria de revenire si relativ aproape de Pamint. Acest m. de s. este dotat cu un motor-racheta cu propergol lichid (aerozina-50 si tetraoxid de azot), care dezvolta in vid о forta de tractiune de aproape 105 N; masa lui (la start) este de 22 800 kg, din care 17 600 kg este masa proper-golului. (F.Z.) modul lunar, vehicul component al navei spajiale Apollo (fig. 107), destinat coboririi a doi astronauti pe solul lunar si revenirii la modulul Fereastra pentru cuplare Portiera Portita Scarita Tren de aterizare Platforma Fig. Compartimentul pentru Lunar Rover 107 235 MOMENT de comanda, in cadrul programului spatial Apollo (v.). Sin. LM (Lunar Module). Avind masa de 15 000 kg (inclusiv propergolul lichid) si inal-timea de 7 m, m.l. este compus din doua etaje, fiecare cu motor-racheta propriu: cel inferior asigurind cobo-rirea pe solul lunar si servind drept platforma de lansare celui superior, destinat sa asigure conditii de supra-vietuire a doi astronauti pe Luna si reintoarcerea lor la modulul de comand&, plasat pe о orbits, circum-lunara; etajul superior al m.l. are posibilitatea de a se cupla cu modulul de comanda (v. jonctiune), pentru trecerea astronautilor dintr-unul in celalalt. (F.Z.) modul orbital, parte components, a unui vehicul spatial (ex. nava, statie, naveta), destinat evolutiei pe orbita in jurul unui corp ceresc pentru efectuarea de cercetari asupra spatiului din vecinatate, asupra cimpurilor de forte (ex. magnetic, gravitational), ca si pentru fotografierea suprafetei acestuia. Astfel de m.o. este ansamblul CSM (Command Service Module) din compunerea navei spatiale Apollo (v.) care, dupa indepli-nirea misiunii, readuce astronautii pe Pamint. De asemenea, m.o. intra si in compunerea statiilor automate Marte (v.) si Viking (v.). (F.Z.) molecule interstelare, molecule de diferite substante, aflate in spatiul interstelar. Daca prezenta atomilor de hidrogen, de calciu etc. in spatiul interstelar era cunoscuta mai de mult, prima molecula biatomica, hidroxilul OH, a fost descoperita abia in 1963, prin identificarea radio-liniei sale de 18 cm. Ulterior, in 1968, s-a descoperit amoniacul (NHg) (pe 1,3 cm), apa (H20), formaldehida (H2CO), oxidul de carbon (CO), gru-parea cian (CN), acidul cianhidric (HCN), N3CN, alcoolul metilic (CH3OH), acidul formic (HCOOH), formamida (NH2COH), metilacetilena (CH3C2H), oxidul de siliciu (SiO), H2CS, oxidul de sulf (SO), gruparea CS etc. In prezent se cunosc c. 35 de tipuri de m.i., multe din ele situate in directia unor nebuloase luminoase (ex. Orion) sau obscure si a unor radiosurse (ex.: Sgr A, B). Liniile spectrale ale m.i. OH, H20 etc. sint intarite prin procese maser interstelare, pe cind altele, ca cele ale formaldehidei, apar in absorbtie pe fondul radiatiei centimetrice izo-trope de 3 K, printr-un proces maser' invers, inca neelucidat. Multe din sursele de radiolinii moleculare au dimensiuni foarte mici, de ordinul sistemului solar sau chiar mai mici, prezentind si variatii in intensitate (putind fi stele in formare). Unele molecule complexe (ex. formaldehida) au fost detectate si in alte galaxii. Prin descoperirea recenta a metil-aminei (CH3NH2), care poate reactiona cu acidul formic fqrmind aminoacidul glicina (H2NCH2COOH), se poate presupune ca in mediul interstelar ar avea loc sinteza unor aminoacizi specifici proteinelor. (C.P.) Molnia, serie de sateliti artificiali (v.) sovietici de telecomunicatii (fig. 108) lansati cu regularitate incepind din 1960, in cadrul programului de radio-comunicatii la mari distance prin sistemul cosmic Orbita. Plasati pe orbite foarte eliptice, acesti sateliti au asigurat durate lungi de radio-legaturi (8—10 h) pe teritoriul U.R.S.S. si al altor {ari din emisfera nordie&. Primul satelit, M. 1, care asigura legaturi radio, telefonice, telegrafice si de televiziune intre Moscova si Vladivostok, a fost plasat pe orbita la 23 apr. 1965. Au urmat lansari de sateliti M. la intervale de c. 6 luni; acestia au primit si sarcini de fotografiere a nebulo-zita{:ilor, de transmitere a unor foto-grafii in culori ale diverselor regiuni terestre etc. Din 1974 au inceput lansS,rile unui tip perfectionat, M.2, iar din 1976, ale tipului M.3. (F.Z.) moment aerodinamic, moment al fortelor aerodinamice, care actio-neaza asupra unui corp aflat in M0N#CEROS 236 Fig. 108. Satelitul Molnia 1: 1 —-corp ermetic; 2,11 — panouri solare; 3 — antena; 4, 5 — dispozitive de orientare a antenei; 6 — radiator; 7 — rezervor de propergol; 8 — mi-cromotor-racheta; 9 — releu de comanda; 10 — senzor solar. miscare intr-un mediu gazos, si considerat, de regula, in raport cu centrul de masa al acestui corp. (F.Z.) Monoceros (Licornul), constelatie (v.), din regiunea ecuatoriala a cerului, traversata de Calea Lactee. Este vizibila din Romania. In M. se observa multe roiuri si nebuloase galactice, precum si о stea dubla cu eclipsa, RU Monocerotis (descope-rita in 1905). (G.S.) montura, sistem de supor^i pe care sint fixate instrumentele astronomice, permitind observarea corpurilor ceresti de pe intreaga bolta cereasca. Pentru aceasta, telescoapele (v.) trebuie sa se poata roti jn jurul a doua axe rectangulare. In functie de pozitia acestor axe, se disting doua feluri de m.: azimutala si ecuatoriala. In m. azimutala (sau orizontala), utilizata in cazul instrumentelor astro-metrice de masurare a unghiurilor, una din cele doua axe de rotatie este orizontala iar cealalta perpendicular^ pe ea. Telescoapele pentru observarea sau fotografierea corpurilor ceresti au de obicei m. ecuatoriala (sau para-lactica) (fig. 109), in care una din axele de rotatie este paralela cu axa terestr&; aceasta axa se numeste axa orar& (O) si permite fixarea tele-scopului (T) asa incit unghiul orar sa poata varia, urmarindu-se astfel miscarea de rotate diurna a sferei ceresti si, deci, mentinerea in cimpul instrumentului a unui anumit corp ceresc. Perpendicular pe axa orara se afla cea de a doua axa de rotatie, numita axa de declinatie (D), iar prin rotirea in jurul acesteia,, telescopul poate fi fixat la о anumita declinatie. M. paralactica poate fi realizata tehnic in mai multe m.: 1) m. germana (a si b), folosita aproape in mod exclusiv pentru toate refractoarele de orice dimensiuni ; axa de declinatie a acesteia агё la un capat luneta, iar la celalalt о contragreutate (G ); 2) m. in cadru (e), capabila sa sustina instrumente grele, eliminind necesitatea contra-greut2,tii care ar suprasolicita intreaga m.; intrucit cadrul care sus-tine luneta se roteste in jurul axei polare, aceasta m. impiedicci vizarea unei anumite zone in jurul polului; 3) m. in furca (d), folosita pentru unele telescoape mari (ex. de la Obs. Mount Wilson si Lick) si 4) m. engleza (c), cu forta portanta a m. in cadru §i posibilitatea de observare libera a oricclrui punet de pe cer, folosita la majoritatea marilor telescoape (ex. Schmidt de la Mount Palomar). О m. speeiala este cea a marelui telescop de la Mount Palomar, la care axa polara se termina la partea inferioara printr-un pivot, iar la cea superioar& cu о imensa potcoava ce sustine telescopul cu oglinda de 5 m dianaetr». In acest й I Fig. 109 mod, se poate viza si polul. Cel mai mare telescop din lume, avind oglinda cu un diametru de 6 m, se afla in-stalat la Obs. astronomic special din Caucazul de Nord (U.R.S.S.) si are о m. azimutala; aceeasi m. este folo-sita si in cazul marilor radiotele-scoape. In prezent, stabilitatea miscarii instrumentelor mari este asi-gurata prin procedee automate. (G.S.) Moonwatch, program international de observare optica a satelitilor artificiali ai Pamintului, in special de catre astronomi amatori, organizat de Obs. astrofizic Smithsonian (Cambridge, S.U.A.) odata cu lansarea primilor sateliti artificiali (1958). In prezent, prin marirea preciziei observatiilor optice, laser si Doppler, importanta urmaririi vizuale a satelitilor artificiali a scazut, iar progra-mul M. a fost suspendat. (C.P.) Morehouse, Daniel Walter (1876 — 1941), astronom american, prof. la Univ. Drake (California). Contributii la studiul cometelor; a descoperit (1908) о cometa саге-i poarta numele. (E.T.) Mosgird, denumire data cercurilor de cercetari cosmonautice, initiate ina-inte de razboiul al doilea mondial de entuziastii zborurilor interplane-tare din Moscova. V. si LenGIRD. (F.Z.) motor cu reactie, motor capabil sa dezvolte о forta de propulsie, prin ejectarea din interiorul unei incinte a unui jet (reactiv) de particule in sens opus acestei forte. Sin. motor reactiv; reactor. Aparitia fortei de tractiune este о consecinta a teoremei impulsului. Valoarea ei este egala cu suma reactiunilor fortelor ce accele-reaza particulele substantei evacuate (propulsantul) sau cu produsul dintre MOTOR 238 debitul masic al propulsantului si viteza in vid a acestuia; in cazul miscarii in atmosfera terestr&, forta este diminuata ca urmare a existentei unei presiuni la nivelul sectiunii de evacuare a ajutajului, care impiedica destinderea gazului in continuare. In m. cu r. cu propergol lichid, regla-jul fortei de tractiune se face automat, cu program, din exterior sau din interior, actionindu-se de regula asupra debitului acestuia. Coeficientul de amestec (v.) al componentilor proper-golului este mentinut cit mai constant si apropiat de valoarea pentru care se obtine un impuls specific maxim. In m. cu r. cu propergol solid, forta de tractiune este reglata de obicei prin modificarea controlat& a suprafetei de ardere a blocului de propergol, a carei form& geometrica rezulta din programul de ardere prestabilit. Pentru aprecierea calitativa a proper-golului utilizat, este folosita notiunea de forta de tractiune specified (numita si viteza caracteristica). Aceasta este definita prin produsul dintre presiunea de frinare a gazelor in sec-tiunea minima a ajutajului si suprafata acestei sectiuni, raportat la debitul masic al propulsantului prin ea; valoarea ei este numeric egala cu produsul dintre impulsul specific al m. cu r. si densitatea propergolului. M. cu r. se impart in aeroreactoare, in care jetul reactiv se formeaza prin arderea carburantului in aerul atmo-sferic strabatut, si motoare-racheta (v.), in care comburantul este p&s-trat, la fel cu carburantul, la bordul vehiculului respectiv. (F.Z.) motor-racheta, motor cu reactie al carui jet reactiv se formeaza in urma unor procese independente de mediul strabatut, forta sa de tractiune cres-cind pe masura micsorarii densitatii acestui mediu; datorit& function&rii sale autonome, este in prezent singurul propulsor utilizat in cazul vehiculelor spatiale. In functie de natura energiei folosite pentru a fi trans-formata in energie cinetica a parti-culelor propulsantului, exista m.-r. chimice, nucleare (sau atomice), cu plasma, ionice, fotonice si termo-solare. Valoarea fortei de tractiune este egala cu produsul dintre debitul masic al propulsantului si viteza lui de ejectie. Intrucit impulsul specific este proportional cu viteza de ejectie, valoarea acestuia este maxima la m.-r. fotonice, dupa care urmeaza m.-r. ionice etc. M.-r. chimice sint in prezent cele mai utilizate (v. tabelul 15), fiind capabilesa asigure forte mari de tractiune (proportionate cu debitul masic). In cazul lor, energia cinetica a propulsantului provine din energia chimica dezvoltata in reactia exoterma a propergolului (v.) din camera de ardere; gazele rezultate se destind prin ajutajul reactiv, de la presiunea inalta din camera de ardere pina la presiunea mediului ambiant, formind propulsantul. La aceste m.-r., propergolul utilizat poate fi sub forma solida sau lichida. M.r. cu propergol solid (pulbere) se compune dintr-o camera de ardere tubulara, ce contine intreaga rezerva de propergol, un ajutaj reactiv (simplu sau multiplu) si un sistem electric de aprindere. Astfel de m-r. permit atingerea unor viteze de ejectie de c. 2,5 km/s; ele prezinta numeroase avantaje, ca: simplitate constructive,, posibilitati ample de stocare a propergolului, fiabilitate ridicata, dar si unele dezavantaje, cum sint costul ridicat al propergolilor si dificultatile mari in comanda si controlul para-metrilor de functionare in timpul zborului. De aceea, in tehnica spa-fiala, m.-r. cu propergoli solizi sint folosite in special ca motoare accele-ratoare de start, in primele etaje reactive, nerecuperabile, ale rachetelor (v.), putind dezvolta forte de tractiune de ordinul 107 new-toni. M.-r. cu propergol lichid (ex. RD-108, RD-2 И, J-2 - fig. 110, 111, 112) contine, in afara elementelor mentionate, rezervoare speciale pentru carburant si comburant, pompe si conducte pentru alimentare, dispozitive de racire si sisteme de reglare si control. Astfel de m.-r. permit atin- 239 motor* Tabelul 15 Domeniile de aplicatie a motoarelor-racheta chimice in astronautica Corectarea Start Satelizare Viteza, pozitiei (ma- Destinatie finala nevre spatia- Caracteristicr\ le) primul etaj etaje reacti¬ etaj final rachete ver¬ Aplicatia reactiv ve inter- reactiv nier mediare Forta de tracjiune 70-2000 sub 1 sub 0, i a motorului-rache- 1-120 ta (10*N) Nr. de motoare-ra- 1-12 1-16 1 2- 16 cheta Durata de functio- 50-150 120-400 30-1000 0,01-300 nare (s) Tipul propergolului solid sau lichid lichid lichid lichid (stocabil) Impulsul specific 300-315 360-450 300-315 280-295 in spatiul cosmic (S) Tipul motorului- cu turbo- cu turbo- necesita ac- actionare in¬ racheta pompe sau pompe sau tionare foar¬ dependents cu propergol alimentat te precisa de gravita¬ solid prin presiu¬ te ne Acceleratia maxi- 4-10 1-10 sub 1 sub 0,01 m& (g) Cerinte specifice control giro- functionary de regula, ca - scopic, cu si la start motor final rachete-ver¬ nier sau cu jeturi, al ati- tudinii MOTOR 240 Fig. 110. Motorul-racheta sovietic RD-108 (montat pe al doilea etaj reactiv al rachetei Vostok): 1 — camera de ardere secundara; 2 — bloc de pompaj; 3 — conducta pentru ac-cesul comburantului in camerele de ardere secundare; 4 — conducta pentru accesul carburantului in camerele de ardere secundare; 5 — suport al machetei; 6 — camera de ardere principaia; 7 — conducta de acces al comburantului; 8 — batiu; 9 — tub de intrare al pompei pentru carbu-rant; 10 — tub de intrare al pompei pentru comburant; 11 — carterul schimbatorului de caldura; 12 — generator de gaz; 13 — supapa principals a carburantului; 14—conducta pentru carburant. gerea unor viteze de ejectie de pina la 5 km/s; ele asigura astfel forte de tractiune foarte mari, de ordinul 106 newtoni, controlabile in timpul zborului, dar au fiabilitate mai redusa si propergoli nestocabili. Cu toate acestea, m.-r. cu propergoli lichizi bicomponenji (v. tabelul 16) sint in prezent utilizati frecvent in constructia rachetelor spatiale (fig. Fig. 111. Motorul-racheta sovietic RD-214 (montat pe primul etaj reactiv al rachetei Cosmos): 1 — camera de ardere; 2 — generator de gaze; 3 — turbina; 4 — racord pentru pompa comburantului; 5 — racord pentru pompa carburantului; 6 — aparat de detenta a aerului; 7 — regulator de presiune aperhidrolului; 8 —conducta pentru comburant; 9 — jeleu de presiune; 10 — batiu; 11 — supapa pentru retinerea comburantului; 12 — conducta pentru carburant. 113). M.-r. nucleare (fig. 114) utili-zeaza combustibili nucleari, sursa lor de energie fiind reactia in lant controlata a nucleelor atomice intr-un reactor nuclear; un fluid auxiliar, in general un amestec apa-hidrogen, preia energia termica dezvoltata, fiind expulzat cu viteze mari (12—15 km/s) prin ajutajul reactiv. Astfel de m.-r. se afla in stadiul de testare. M.-r. cu 'plasma se bazeaza pe accele-rarea (pina la sute de km/s) prin diverse metode (destindere termodi-namica, cimpuri electromagnetice, Tabelul 16 Caracteristicile unor tipuri principale de motoare-racheta chimice cu propergoli lichizi, utilizate in astronauticd Impulsul Masa (kg) Presiu¬ Comburantul Denumirea motorului- Forta de specific (s) nea Durata de Diametrul functionare (mm) Carburantul (s) LR 8 l-BA-9 7 250 300/240 936/900 36 HN 03/NH2-H (CHs) a Agena RL 10 A-3 6 800 433/47-5 132/1010 20,5 LOX/LH Centaur Rocketdyne F-1 690 000 2 603/150 8 000/- 63 LOX/petrol Saturn 5 Rocketdyne J-2 90 700 422/500 1 580/2 000 45 LOX/LH JJ Rocketdyne H-l (85---93) - IO3 285/160 878/1240 44 LOX/petrol Saturn IB Bell 1600 310/--- 8,5 N2O4/aerozinS.-50 modul lunar Space Technology 470-4 700 -/730 7,7 AJ-10-137 9 980 22 800/ modul de serviciu Thyokol TD 399 13-48 27/ --- N2o4/NH2-NH(CH3) Surveyor RD-107 10 200 314/ --- 60 LOX/petrol Vostok RD-108 96 000 315/--- 52 RD-119 11000 352/- 80 LOX/NH2-NH(CH3> Cosmos RD-214 74 000 264/ --- 45« HNOs/petrol SNECM A-V exin 31 000 (la sol) 203/88 HN03/C10H„ Diamant SNECMA-V alois 35 000 (la sol) 217/ --- N204/NH2-NH(CH3'2 Diamant В 41 000 (in vid) 265/ --- SEPR 1500 Europa 1 Rolls Royce RZ 2 2 • 68 000 -/150 2 • 680/1 130 LOX/petrol „ (RFG) 2 300 -/350 N204/aerozina „ SSME 282 000 459/500 4000/3730 LOX/LH naveta spatiala Viking --- --- --- N204/aer ozina-50 Ariane Not2L: HNO3 (acid azotic); NH2 — H(CH3)2 (dimetilhidrazinS. asimetric&); LOX(oxigen lichid); LH(hidrogen lichid); NH2 —NH(CHg) (monb-metilhidrazinS); C10H46 (terebentinS); N204 (oxid de azot). 241 motor MOTOR 242 Fig. 112. Motorul-racheta american J-2 : 1,6 — conducte pentru carburant; 2 — supapa pentru comburant; 3 — generator de gaze; 4 — echi-pament electric de comanda; 5 — pompa de carburant; 7 — supapa pentru retinerea comburantului; 8 — supapa principaia pentru carburant; 9 — colector de carburant; 10 — colector de evacuare; 11 — schim-bator de caldurS,; 12 — pompa de comburant; 13 — dispozitiv de dozare a componentilor propergolului; 14, 15 — conducte pentru comburant; 16 — sistem de suspensie cardanica. cimpuri electrice) a jetului de plasma ejectat, in functie de care pot fi electroiermice, electromagnetice (sau magnetohidrodinamice) si electrice; in m.-r. electrotermice (fig. 115) (testate in laborator) plasma este inc&lzita la temperaturi ridicate cu ajutorul unui arc electric, iar in m.-r. electromagnetice (fig. 116) si electrice (testate in spatiu) este accelerate cu ajutorul unor cimpuri electromagnetice sau electrice. M.-r. ionice (fig. 117) funcfioneaza, prin accelerarea unui amestec de ioni pozitivi (de mercur, de argon sau de metale alcaline) cu ajutorul unor cimpuri electrostatice, prin ejectarea acestuia dezvoltindu-se forj:a de tractiune; ele se mai numesc m.-r. electrostatice si au fost testate in spatiu. M.-r. cu plasma si ionice au impuls specific ridicat, forta de tractiune redusa si durata mare de functionare. M.-r. fotonic, propus de E. Sanger in 1939, se bazeaza, pe dirijarea prin „ajutaj" a unor fascicule de fotoni a caror vitezS, de ejectie este egala cu cea a luminii; impulsul sau specific este maxim, forta de tractiune mica, iar durata de functionare indelungata. M-r. termosolar, propus de 1.1. Perel-man in 1915, utilizeaza energia solara pentru incalzirea unui fluid de lucru (ex. hidrogen); acest m.-r. prezinta tractiune mica, dependents, de depax-tarea fatS, de Soare, si duratS, de functionare practic nelimitata,. Ulti-mele doua, tipuri dem.-r. sint in faza de proiect, presupunindu-se cS,, odata, cu perfecjionarea tehnicii spatiale, vor putea fi utilizate in zborurile interplanetare din viitor. (F.Z.) motor reactiv-* motor cu reactie MSFC (Marshall Space Flight Center), centru de cercetari spatiale al NASA plasat in apropierea localita,tii Huntsville (Alabama) si profilat pe conce-perea, construirea, testarea si omo-logarea rachetelor spajiale si a motoa-relor acestora. Instalat pe locul ansamblului Arsenalului Redstone al Agentiei militare pentru rachete ba-listice, M. a primit aceasta, denumire in anul 1960; aici au fost realizate numeroase categorii de rachete spatiale, ca: Jupiter C, cu care, la 1 feb. 1958, a fost lansat primul satelit artificial american; Redstone, care a asigurat primul zbor cosmic al unui astronaut american (A. She^ pard, 5 mai 1961); Atlas, Agena, 243 MSFC Fig. 113. Motoare-racheta cu propergoli [lichizi (de la stinga la dreapta) Navaho 1949(Redstone), SLV-2J (Thor), LR-89 (Atlas), H-l (Saturn IB), F-l (Saturn 5), J-2 (Saturn 5), SSME (naveta spatiala). Fig. 114. Schema de principiu a motorului-racheta nuclear cu com-bustibil solid: 1 — rezervor de pro-pulsant; 2 — turbina; 3 — pompa; 4 — reactor nuclear; 5 — ajutaj; 6 — conducte pentru propulsant; 7 — bare de comanda ale reactorului nuclear. Saturn si, in special, Saturn, 5, care a permis coborirea omului pe Luna in cadrul programului spatial Apollo. De la infiintarea sa, M. a fost condus de Wernher von Braun si de Ernest Stuhlinger (unui dintre autorii pri-melor rachete cu propulsie electro-magnetica si coautor al programului „zborul spre Marte"). M. se intinde pe citeva zeci de hectare, fiind apre- Fig. 115. Schema motorului-racheta electrotermic cu arc electric: 1 — anod; 2 — catod; 3 — carcasa; 4 — admisie propulsant; 5 — sursa de energie; 6,7 — lichid de racire. ciata ca о „baza gigantica" de cer-cet&ri si constructii de rachete spatiale, avind cele mai mari standuri MUSCA Fig. 116. Schema motorului-racheta electromagnetic (magnetohidrodina-mic): Г — generator de plasma; 2 — anod;'3 — catod; 4 — sursS, electrica; 5, 6 — anodul si catodul camerei de accelerare a propergolului; 7 — di- rectia cimpului electric; 8 — cimp magnetic (omogen); 9 — propergol; 10 — ajutaj. de testari pentru motoare-racheta din S.U.A. (F.Z.) Musca (Musca), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, traversata de Calea Lactee. Este invizibila din Romania. Contine 4 stele mai stralucitoare, de magnitudine aparenta 3. (G.S.) 244 Fig. 117. Schema de principiu a unui motor-racheta ionic: 1 — propergol; 2 — sursa de ioni; 3 — cimp electric de focalizare; 4 — cimp electric de accelerare; 5 — cimp electric de neutralizare; 6 — propulsant ac- celerat; 7 — generator electric. Mustel, Evald Rudolfovici (n. 1911), astrofizician sovietic, prof. la Univ. din Moscova. Contributii la studiul eruptiilor solare, al structurii stelelor si in fizica solar-terestra. A elaborat о teorie a echilibrului radia-tiv in atmosferele stelare. (E. T.) N nadir, punct pe sfera cereasca diametral opus zenitului, situat la intersectia verticalei unui loc de pe Pamint cu emisfera opusa locului respectiv; nu poate fi observat direct din locul considerat. (G.S.) Nadolski, Victor (n. 1911), astronom готйп, prof. la Univ. si dir. al Obs. din Iasi. Lucrari in domeniile fizicii solare (statistica petelor solare, eclipsele de Soare), mecanicii ana-litice, statisticii stelare, opticii astronomice, precum si de populari-zare a astronomiei. (E.T,) NASA (National Aeronautics and Space Administration), organizajie guvernamentala americana, fondata la 1 oct. 1958, avind drept obiective: studiul atmosferei si al spatiului cosmic, perfecjionarea tehnicii aero-spatiale, studiul aplicatiilor acesteia, coordonarea activitatilor dife-ritelor organisme pentru utilizarea eficienta a resurselor americane in aceste domenii, colaborarea cu alte tari si societati etc. Are centrul la LJSC (v.) si coordoneaza retelele de urm&rire a satelitilor artificiali si de legatura cu astronautii, precum si toate centrele de cercetari si proiectari spatiale (ex. Jet Propulsion Laboratories, Ames, Langley, Lewis) si complexele de lansare (KSFC, Wallops Islands, MSFC). N. a proiectat si organizat in ansamblu toate pro-gramele spatiale americane cu sco-puri §tiin$ifice, de la lansarea pri-mului satelit american (1958) si pina la zborul spatial comun Soiuz-Apollo (1975), folosind ulterior datele obtinute in cadrul acestora. (F.Z.) nava spatiala, vehicul spatial locuit, destinat zborurilor circumterestre sau interplanetare, capabil sa asigure existenta si activitatea normala a echi-pajului pe о anumita perioada de timp, revenirea acestuia pe Paroint, precum si comunicarea cu baza de lansare terestra. Sin. nava cosmica, astronava sau cosmonava. Poseda sisteme de orientare, de comanda si de control, motoare-racheta principale si auxiliare (destinate modificarii traiectoriei si altor manevre), aparatura de navigatie spatiala si de cercetare, rezerve de hrana, apa $i sisteme de regenerare a microclima-tului cabinei spatiale locuite. Pina in prezent, au fost plasate pe orbite circumterestre n.s. sovietice: Vostok, Voshod, Soiuz si Saliut si n.s. americane: Mercury, Gemini, Apollo §i Skylab; dintre acestea, n.s. Apollo au fost pilot ate si pe traiectorii trans- si circumlunare, asigurind vizita primilor oameni pe Luna. V. si astronautica. (F.Z.) naveta spatiala, vehicul spatial cu echipaj, prevazut cu motoare-racheta si conceput astfel incit sa decoleze si sa evolueze in spatiul cosmic ca о nava cosmica in condij:ii de confort sporit, revenind apoi pe Pamint prin aterizare. Sin. naveta cosmica. Este destinata unor misiuni cosmice in spatiul periterestru, cum sint: repararea sau readucerea pe Pamint a unor sateliti artificiali, pla- NAVIGAJIE 246 Fig. 118. Utilizarile navetei spatiale: 1 — lansare; 2 — plasarea pe orbit a a sarcinii utile; 3 — statie temporara; 4 — laborator spatial; 5 — satelit artificial; 6 — laborator spatial modular. sarea pe orbita a unor sateliti sau laboratoare spatiale, asigurarea lega-turii cu laboratoarele orbitale (apro-vizionare, schimbarea echipajelor) etc. (fig. 118). О astfel de n.s. americana, a carei constructie este condusa de M. Malkin, urmeaza sa devina ope-rationale, in anul 1980; pentru primele echipaje ale n.s. ce vor efectua zboruri experimentale in cursul anului 1977, au fost desemnati astronautii: F. Haise si J. Engle, comandan^i, si Ch. Fullerton si R. Truly, piloti. N.s. are forma unui avion cu aripile strinse in prelungirea fuselajului este formata din doua etaje reactive suprapuse, aproape complet recupe-rabile (fig. 119). Dintre acestea, primul contine doua motoare-racheta (v.) acceleratoare de start, cu propergol solid, si un mare rezervor pentru propergolii lichizi ai motoarelor-ra-cheta cu care este dotat etajul al doilea; primul etaj nu are aripi si este partial recuperat cu ajutorul parasutelor, la о altitudine de c. 80 km, dupa atingerea unei viteze ridicate. Al doilea etaj reactiv (denu-mit orbiter), cu aripi si cu un echipaj, format din pilot, copilot si 2—5 tehnicieni, este dotat cu trei motoare-racheta cu propergoli criogenici des- tinate plasarii n.s. pe orbita si re-aducerii ei, dupa terminarea misiunii, pe о traiectorie de reintoarcere pentru aterizare. In scopul aterizarii n.s., in apropierea celor doua complexe de lansare de la Capul Canaveral (Florida) si Vandenberg (California) vor fi amenajate piste speciale din beton armat, cu grosimea de 40 cm, latimea de 100 m si lungimea de c. 5 km. Manevrele de aterizare vor fi asigurate cu ajutorul unor motoare-racheta cu о forta de tractiune ridicata (peste 24 • io4 N). Se apre-ciaza c& n.s. va putea transporta о masS, de 29 500 kg pe о orbita circulara si de 14 500 kg pe о orbita eliptica, iar misiunile spatiale vor dura intre .7 si 30 d; ea permite c. 100 de reutilizari, ceea ce, impreun& cu partiala recuperare a primului etaj, face ca aceasta sa constituie un prim sistem economic de transport spatial. Printre viitoarele utilizari ale n.s. se vor putea numara: plasarea pe orbita a laboratorului spatial americano-european Spacelab, lansarea de statii spatiale interplanetare, recuperarea unor astronauti in difi-cultate etc. (F.Z.) navigatie spatiala, controlul miscarii, comanda si dirijarea vehiculelor spa- 247 23,8m a Fig. 119. Organizarea schematica a navetei spatiale: 1 — modul orbital; 2 — motoare; 3 — motoare-racheta acceleratoare de start cu propergoli solizi; 4 — rezervor central. liale. Sin. astronavigatie. In functie de metodele folosite, exista trei tipuri principale de n.s.: astronomicA, inertialA si radio. Uneori, se face apel la combinatii ale acestor tipuri, cum sint: n.s. astroinertiaia si n.s. radio-inertialA. In plus, n.s. poate fi auto-noma, cind se realizeaza numai cu mijloace de la bord, sau neautonoma. In n.s. astronomica, orientarea se face cu ajutorul corpurilor ceresti (ex. Soare, planete, stele), masurindu-se unghiurile formate de directiile vehi-cul-astru. In n.s. inertiaia se determina pozitia si directia miscarii vehiculului prin determinarea acceleratiei acestuia NAVI G ATI? cu ajutorul unor accelerometre ase-zate pe platforme stabilizate; pentru eliminarea erorilor (ale caror valori se insumeaza in timp), se face apel la n.s. astroinertiaia, care permite corectia astronomica a platformelor stabilizate giroscopic. In n.s. radio (sau radionavigatie), pozitia unui vehicul spatial poate fi obtinutA cu precizie prin urmArirea deplasArii sale cu ajutorul undelor radio; asi-gurarea manevrelor in acest fel este insA prea lentA, intrucit semnalele radio emise de statiile terestre de. urmArire trebuie corelate cu prelu-crarea informatiilor in calculator. Aceste deficiente ale n.s. inertiale si radionavigatiei sint eliminate de n.s. radioinertiald, care imbinA metodele celor douA n.s., permi^ind astfel obtinerea de informatii asupra manevrelor spatiale ale vehiculelor, asupra corec|iilor traiectoriilor, ca si asupra unor etape ale zborului, de duratA foarte scurtA, dificil de urmArit prin alte metode. V. si orientarea vehiculului spatial. (F.Z.) nebuliu, gaz ipotetic 'din nebuloasele (v.) gazoase, cAruia ii erau atribuite liniile intense prezente in spectrele acestora. In realitate, asa cum a arAtat (1928) I. S. Bowen, liniile spectrale intense sint linii interzise apartinind in special atomilor de oxigen, azot si neon, aflati in stadii inalte de ionizare datorita excitArilor prin ciocnire ale unor stAri metastabile. (C.P.) nebuloasa, obiect ceresc de strAlucire slabA, cu aspect difuz. In aceasta acceptiune (mai veche, cind nu era cunoscutA componen^a Galaxiei), pe lingA n. propriu-zise erau cuprinse si n. extragalactice, denumite actual-mente galaxii (v.). N. propriu-zise sint formate din gaze sap pulberi aflate in spatiul interstelar. N. planetare, denumite astfel din cauza asemAnArii lor (pecer) cu planetele, de forme circulare, eliptice sau ine-lare, sint rezultatul expulzArii pAtu-rilor de gaze din unele stele aflate NEPTUN 24$ in stadii finale ale evolutiei lor; aceste gaze se extind in jurul stelei centrale, care le emite in continuare, luminind prin procese de fluorescent datorate emisiei ultraviolete intense a stelei (cu temperatura cuprinsa intre 30 000 si 500 000 K). In cazul exploziilor de supernove (ex. n. Voal din constelatia Cygnus), p&rtile externe ale stelei sint aruncate in spatiu, for-mind n. care se extind uneori pe regiuni mari ale cerului. IV. gazoase au forme neregulate si se intind uneori pe mai mul£i parseci (ex. n. din constelatia Orion are diametrul de 2—5 pc). Compozitia chimica a n. este caracteristica populatiei stelare de tip I, acestea fiind caracterizate printr-o abundenta mare a hidrogenului, care este urmat de heliu, elementele mai grele constituind 3 — 4% din masa lor. In functie de originea radiatiei lor, n. pot fi de emisie sau de reflexie. N. de emisie lumineaza datorita proceselor de fluo-rescenta produse in gazele componente de radiatia (cu lungimea de und& mai mica de 91,2 nm a) unor stele fierbinti, de tip spectral O-B, care ionizeaza in special hidrogenul (regiuni H II); electronii proveniti din aceste ionizari sint recapturati ulterior pe diferite nivele de energie ale altor ioni pozitivi, emitind radiajiile observate (H. Zanstra, 1927). In afara de un spectru continuu slab si de liniile luminoase ale seriei Balmer (a hidrogenului), se observe si linii corespunzind unor tranzi^ii interzise intre diferite nivele metastabile si nivelele fundamental ale atomilor, linii atribuite in trecut unui element denumit nebuliu (v.). Cind stelele care lumineaza n. au temperaturi mai mici si spectre mai tirzii ca cele de clas& В1, intensitatea radiatiei ultraviolete a stelei este prea mica pentru a produce procese de fluorescenta; in acest caz, n. sint de rejlexie> luminind datorita reflec-tarii radiatiei stelare pe praful interstelar continut (ex.: n. din Pleiade), iar spectrele lor sint asemanatoare celor ale stelelor care le lumineaza. Daca norul de praf interstelar este atit de dens incit opreste complet trecerea luminii stelelor (aflate mai departe de acel nor), n. este denumita obscurd. Radiatia termica a n. gazoase de tip H II si a n. planetare apartine domeniului radioundelor, in special al lungimilor de unda decimetrice, iar resturile supernovelor prezinta о radiatie sincrotrona (ex. n. Crab emite in domeniile optic si radio). Spectrele norilor de hidrogen neutru H I contin radiolinia de 21 cm, care serveste la trasarea bratelor spirale ale Galaxiei. In spectrele optice se observa, de asemenea, unele linii ale calciului dublu ionizat, ale fierului neutru, ale unor molecule bi-atomice din gazul interstelar etc., care se suprapun peste spectrele stelelor indepartate. In ultimii ani, prin identificarea radioliniilor emise de n. (ex. n. din constelatia Orion), s-a observat un mare numar de molecule complexe si unele molecule organice (v. molecule inter stelare). Intre n. gazoase si stelele din vecinatate au loc doua procese opuse: formarea stelelor din norii interstelari de gaze si de pulberi si expulzarea gazelor din stele prin procese explozive sau mai putin violente (ex. vint stelar). (C.P.) Neptun, a opta planeta (v.), in ordinea departarii de Soare, a sistemului planetar, invizibila cu ochiul liber. Existenta acesteia a fost prezisa teoretic inainte de descoperirea ei (1846), care a constituit un mare succes al mecanicii ceresti. In sec. 18 si 19 au fost constatate abateri de peste 2' intre pozitiile reale ale planetei Uranus §i pozitiile prevazute prin calcul, abateri pe care majoritatea astronomilor le-au atribuit in-fluentei perturbatoare a unei planete mai indep&rtate de Soare decit Uranus. Problema dificil& a stabilirii teoretice a caracteristicilor acestei planete — masa si elementele orbitei — a fost rezolvata, in mod independent, de J. C. Adams la Cambridge (1845) si de U. J.Le Verrier la Paris 249 NEUTRALIZAREA (1846). Confirmarea calculelor a fost facuta la 23 sept. 1846 de J. G. Galle (la Berlin), care a observat prima oara planeta N. in regiunea cerului indicate de Le Verrier. Valorile actuale ale orbitei si masei lui N. difera de cele prevazute de Adams si Le Verrier; astfel,distanta medie a planetei fata de Soare era considerate, potrivit legii Titius-Bode, egala cu 38,8 UA, in timp ce in prezent ea este evaluata la numai 30,2 UA (c. 5 miliarde km). N. se misca in jurul Soarelui pe о orbita cu excentricitatea de numai 0,0086 (a doua dupa cea a planetei Venus), cu viteza medie de 5,43 km/s, perioada sa de revolutie fiind de 165,51 ani (de la descoperirea sa pina in prezent nu a efectuat inca о revolutie completa). Diametrul ecuatorial al lui N. este estimat la 46 000 km (3,84 diametre terestre), cel polar avind cu c. 900 km mai putin, masa la 17,22 mase terestre, volu-mul sau fiind de c. 42 de ori mai mare decit al Pamintului; a,ceasta cores-punde unei densitati de c. 1,65 g/cm3 (cea mai mare pentru planetele gigante) si unei acceleratii gravitationale de c. 15 m/s2. Perioada de rotatie a lui N. in jurul axei sale, inclinata cu 30° fajra de planul orbitei, este de 15 h 40 min, valoare determinate! spectroscopic. Pentru departarea la care se afla N., iluminarea produscl de radiatia solara este de c. 900 de ori mai mica decit in cazul Pamintului; de aceea, temperatura teoretica la suprafata planetei este de — 200°C, valoare pentru care majoritatea sub-stantelor chimice constituente trebuie sa fie lichefiate sau solidificate. Magnitudinea aparenta a lui N. la opozitie este 7,6, corespunzind unui albedo ridicat (0,62) — ce constituie о caracteristic£ generala a planetelor cu atmosferS, densa. Prin telescop N. apare de forma unui disc de culoare verzuie, intunecat in dreptul limbului, pe care se observa regiuni neregulate mai intunecate. Spectrul sau optic este brazdat de berizi de absorbtie intense ale metanului (CH4), (a caror extindere in domeniul rosu constituie о explicatie a culorii pla1-netei). Pe linga metan, care predo-mina in atmosfera, s-a constatat si prezenta hidrogenului molecular. О particularitate deosebita a lui N. о formeaza cei doi sateliti (v.) ai sai, Triton si Nereida. Triton, descoperit la 10 oct. 1846 de W. Lassell, are magnitudinea aparenta la opozitie 13,6 si о masa mai mare decit a Lunii, diametrul sau fiind de doua ori mai mare decit al acesteia (c. 4 000 km); este considerat cel mai mare satelit din sistemul solar. El descrie in 5,877 d о orbita circulars,, al carei plan este inclinat cu c. 20° fata de planul ecuatorial al lui N. si avind raza de c. 353 400 km. Spre deosebire de majoritatea celorlalti sateliti din sistemul solar, Triton prezinta о miscare de revolutie in sens retrograd; de asemenea, aproape toti satelitii au planele orbitelor situate in apropierea planelor ecua-toriale ale planetelor respective. Nereida, descoperit fotografic la 1 mai 1949, de G. P. Kuiper, prezinta о orbits, foarte alungit&, de excentri-citate 0,75, si о magnitudine aparenta la opozitie de 19,5. Diametrul sau este de c. 300 km, perioada de revo-lujie de 359,881 d, iar distanta sa medie fata de N. de c. 5,56 mil. km. Planeta N. si satelitii sai sint inca putin cunoscuti. (G.S. ) Nereida, satelit (v.) al planetei Neptun (V.). (G.S.) Nestor v. planete troiene Neujtnin v. cometa neutralizarea rachetei, neutralizare a vaporilor proveniti de la fazele li-chide ale componentilor toxici sau corozivi ai propergolilor lichizi, cu ajutorul unor substante chimice cores-punzatoare, prin metoda arderii totale sau cu agenti de absorbtie a vaporilor in diferite solutii. De regula, cosm©-dromurile sint dotate cu instalatii speciale in vederea n.r. transportabile NEUTRIN 250 la rampele de lansare sau in incinte. (F.Z.) neutrin, particula elementara stabila, neutra din punct de vedere electric si cu masa de repaus neglijabila, f&cind parte din categoria leptonilor. Existenta sa a fost postulate de W. Pauli in 1931, pentru a restabili legile conserv&rii energiei si momentului cinetic in dezintegrarea (3, conform reactiilor: {p -* Jn + e+ + ve; Jn -► Jp + e“ + ve, in care ve este n. si ve antineutrinul. In afar& de n. electronic, de mai sus, exist& si n. miuonic, care apare in procesul de dezintegrare a linor mezoni. N. interactioneaza foarte slab cu materia, avind о mare putere de patrundere; aceasta le permite ca, din interiorul Soarelui si stelelor, unde iau nastere prin reactii termonucleare, sa ajunga la Pamint. De asemenea, unii n. provin de la distante considerabile, pe care nu le pot stra-bate radiatiile electromagnetice, si, ca atare, daca ar putea fi detectati, ar furniza informatii cosmologice importante. S-a incercat detectarea n. solari, produsi in lantul p-p, al caror flux a fost calculat in cadrul unor modele solare acceptate in prezent, utilizindu-se constantele ato-mice si nucleare cunoscute in fizica. Fluxul neutrinic observat este cu un ordin de marime mai mic decit cel calculat astfel; aceasta a dus la о controversa astrofizica important;!, care necesita fie о revizuire a modelelor de interior ale Soarelui, fie a valorilor acceptate pentru constantele atomice si nucleare sau a proprietatilor n. (C.P.) Newcomb, Simon (1835—1909), astronom american, prof. la Univ. Johns Hopkins (Baltimore, Maryland). Cercetari privind miscarile stelelor, planetelor, asteroizilor si satelitilor planetelor. A determinat constantele astronomice si a intocmit tabele ale miscarii planetelor (unele fiind utili-zate si in prezent). Op.pr.: Elements of the Four Inner Planets and the Fundamental Constants of Astronomy, 1895; The Stars, 1895. (G.S.) Newton, Sir Isaac (1642—1727), fizi-cian, matematician si astronom englez, prof. la Univ. Cambridge. A pus bazele calculului infinitesimal (concomitent cu Leibniz) si ale mecanicii clasice (principiul inertiei, principiul actiunii si reactiunii, legea fun-damentala a dinamicii); a descoperit (1687) legea atractiei universale, pe care a dedus-o din legile lui Kepler. In mecanica cereascci a aratat ca misc&rile satelitilor planetelor permit determinarea maselor planetare si a explicat precesia echinoxurilor prin abaterea de la sfericitate a globului terestru. A explicat mareele prin efectul atractiei Lunii si Soarelui si a observat ca miscarile cometelor se supun acelorasi legi ca si cele ale planetelor. Studiind dispersia lumi* nii, a explicat curcubeul, compozitia luminii, ca si natura sa corpuscula-гй,, introducind notiunea de foton. N. a inventat telescopul cu reflexie (telescop N.). Op. pr.: Philosophiae naturalis principia mathematica, 1687. (G.S, E.T.) NGC (New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars), catalog de nebuloase si de roiuri stelare, publicat in 1888 de astronomul irlan-dez J.L.E. Dreyer in Memoirs of the Royal Astronomical Society. Cuprinde 13 226 obiecte ceresti, insem-nate prin initialele NGC urmate de num&rul de ordine din catalog. (G.S. ) Nikolaev, Andrian Grigorievici (n. 1929), aviator si cosmonaut sovietic. Pilot al navei cosmice Vostok 3 (11—15 aug. 1962), comandant al navei cosmice Soiuz 9 (1—19 iun. 1970). (F.Z.) Nikolaus (Krebs) din Kues (Nicolaus Cusanus) (1401—1464), filozof ger- 251 N0RII man. Lucrari privind reforma calen-darului, cuadratura cercului si tabe-lele alfonsine. A sugerat ca Pamintul se roteste in jurul axei proprii si in jurul Soarelui. A introdus notiunea de univers cu centrul in orice punct. Op.pr.: De docta ignorantia, 1440. (E.T.) Nimbus, program de cercetari meteo-rologice organizat de NASA, constind din lansarea unei serii de sateliti artificiali (v.). Primul satelit, N. 1, a fost lansat la 28 aug. 1964 si a asigu-rat transmisia unor date foarte clare timp de 26 d; acesta a fost urmat de N.2, lansat la 15 mai 1966 (operational timp de 6 luni), si, dupa о lansare esuata, de N.3, lansat la 14 apr. 1969. Acesti sateliti meteorolo-gici au fost prevazuti cu aparatura de observatie si inregistrare tot mai perfectionata (camere de luat ve-deri, actinometre, radiometre pentru masurarea radiatiei infrarosii a P&-mintului), acoperind intreg spectrul electromagnetic, de la infrarosu la ultraviolet. Masuratorile atmosferice cantitative efectuate cu satelitii N. au furnizat date utilizate in cercetarile meteorologice la scara plane-tara. (F.Z.) noapte, interval de timp cuprins intre apusul si rasaritul Soarelui, a carui durata depinde de longitudinea geografica a locului si de anotimp. Din-colo de cercurile polare, n. de peste 24 h sint din ce in ce mai numeroase in timpul iemii, cu cit este mai mare apropierea de poli (unde noaptea du-reaza 6 luni pe an). N. reald — cu obscuritate completa — incepe dupa apusul astronomic al Soarelui (cind Soarele a coborit cu peste 18° sub orizont) si se termini la rasaritul astronomic al acestuia (cind Soarele se afla din nou la 18° sub orizont). Intervalul de semiintuneric dintre n. si zi este crepusculul (v.). Exista lo-curi pe Pamint, si anume la latitudini geografice de peste 50°, unde о perioada a anului, in lunile iunie si iulie, crepusculul dureaza toata noaptea (n. alba). (G.S.) nod, punct de intersectie al orbitei unui corp ceresc cu planul fundamental al unui sistem de coordonate. De obicei acesta este planul eclipticii in cazul sistemului solar, planul ecuatorului planetei in cazul unui sistem de sateliti, planul tangent la sfera cereasca in centrul de masa al sistemului in cazul unei stele duble. Un corp ceresc traverseaz& planul fundamental de la sud la nord tre-cind prin n. ascendent si de la nord la sud trecind prin n. descendent. Linia care uneste aceste doua puncte de intersectie a planului orbitei cu planul fundamental de coordonate se numeste linia nodurilor. N. orbitei lunare se mai numesc si puncte dra-conitice; denumirea se datoreste fap-tului ca, dupa unele vechi supersti-tii, in timpul eclipselor Luna era inghitita de diavol (eclipsele avind loc cind Luna se afl& in apropierea n.). (G.S.) Norii lui Kordylewski, nori de me-teoriti si praf cosmic care se aflS, in punctele Lagrange ale sistemului Pa-mint-Luna (formind doua triunghiuri echilaterale cu aceste doua corpuri). Au fost descoperiti in 1956 de Kordylewski si fotografiati in 1964 de astronomii americani. (C.P.) Norii lui Magellan, doua sisteme stelare extragalactice (galaxii neregulate) ale grupului local, apropiate de Galaxie, vizibile cu ochiul liber pe cerul austral ca doua mici nebulo-zitati in constelatiile Dorado si Mensa (Norul Mare al lui Magellan) si Tu-cana (Norul Mic al lui Magellan). Diametrul unghiular aparent este de 11°,8 si, respectiv, 4°,2, ceea ce co-respunde la 23 si, respectiv, la 9 diametre ale Lunii pline. N.l.M. se afla la о departare de c. 150 000 a.i., distanta dintre ei fiind de c. 65 000 a.i. Ei sint considerati sateliti ai Galaxiei, cu care formeaza un sistem NORMA 252 triplu. Norul Mare al lui Magellan este alcatuit din stele apartinind populatiei de tip I; cuprinde multe supragigante foarte luminoase, nove, roiuri globulare cu numeroase stele variabile, precum si nori de materie difuza, iar viteza sa radiala fa£a de Soare este de +280 km/s. Norul Mic al lui Magellan este mai putin bogat in materie difuza, cuprinzind in cea mai mare parte stele ce apar-tin populatiei de tip II; confine nebuloase gazoase mari, precum si numeroase roiuri stelare si stele variabile, pentru care H.S. Leavitt a stabilit (1912) relatia perioada-lumino-zitate, iar viteza sa radiala fata de Soare este de c. +160 km/s. Admitind pentru viteza centrogalac-tica a Soarelui valoarea de 220 km/s, pentru vitezele centrogalactice de re-cesie ale N.l.M. se obtin valorile +82 sd, respectiv, +15 km/s. Studierea NJ.M. a dovedit asemanarea dife-ritelor sisteme stelare, in privinta elementelor ce le compun, a diferite-lor tipuri de stele si a materiei stelare. (G.S.) Norma (Echerul) , constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, traversal de Calea Lactee, cuprinzind stele putin stralucitoare. Este invizibila din Romania. (G.S.) nor stelar, aglomerare de stele dintr-o anumita regiune a cerului. Astfel de aglomerari din unele regiuni ale bra- telor Galaxiei (ex.: din constelatia Scutum) apar pe cer ca n. s. (G.S.) Notara, Hrisant (Hrysanthos Nota-ras) (?—1731), carturar roman de origine greaca. A contribuit la orga-nizarea Academiei domnesti din Iasi si a publicat la Paris, unde a fost elevul marelui astronom G.D. Cassini, Introductio ad geographiam et sphaeram (1716, in limba greaca); cartea cuprinde probleme de astronomie de pozitie si da valorile lon-gitudinii si latitudinii oraselor Bucuresti si Tirgoviste, determinate prin observatii astronomice. (E. T. ) nova, stea variabila apartinind populatiei de tip I, a carei stralucire creste brusc de 103— 106 ori, ca urmare a unei explozii interne. In sta-diul de prenova steaua are о magni-tudine absoluta vizuala Mv de c. + 5, pentru ca in doua-trei zile sa ajunga la Mv сирппвй intre —6 si —8,5; inainte de explozie, n. fac parte din clasele spectrale timpurii, in special О —B, si, in timpul explo-ziilor, prezinta un spectru de supragi-gantaA—F, cu expansiuni de mase gazoase avind viteze pina lac. 2000 km/s (la n. rapide). In cazul n. din 1918 din constelatia Aquila, paturile gazoase in expansiune au fost urmarite si fotografie. Curbele de lumina ale n. difera dupa rapiditatea cu care se produce variatia stralucirii (fig. 120). Astfel, exista: n. rapide, la care, Timp Fig. 120 253 nucleosinteza dupa о crestere rapida, magnitudinea aparenta scade cu 3 si chiar mai mult in 100 d; n. incete, la care scaderea se produce dupa mai mult de 100 d; n. extrem de incete, care pot ramine la maximum mai multi ani. Dintre acestea, primele sint la maximum cele mai stralucitoare si mai fierbinti, iar ultimele cele mai putin stralucitoare. DupA citiva ani (mai multi la ultima clasa), steaua ajunge о postnova (sau exnovd), cu aprox. aceeasi stralucire ca prenova (situata, in diagrama H—R, in regiunea de deasupra piti-celor albe), dar prezentind unele mici variatii de stralucire. Unele n. repeta exploziile dupa mai multi ani (ex. T Pyx, la c. 10 ani). Pe an, apar in Galaxie de la 30 la 50 n., dintre care numai un mic numar pot fi observate; de asemenea s-au obser-vat n. si in alte galaxii. In ultimii ani s-a descoperit ca multe n., in special din cele recurente, sint stele duble. In cursul exploziei de n., se elibereaza о energie de с. 1038 J si о masa de c. 10 ~3 din masa stelei este expulzata, astfel incit fenomenul poate fi considerat de suprafata. Se con-sidera ca producerea sa s-аг datora unei combinatii dintre instabilitatea vi-brationala (schimbarea structurii sau a compozitiei chimice in timpul evolutiei stelare) si generarea explo-ziva de energie (termonucleara si gravitationala), fara ca in prezent sa existe о teorie satisfacatoare privind acest fenomen. In ultimul timp, datorita faptului ca n. sint deseori sisteme binare strinse, s-a emis ipoteza ca fenomenul de n. s-ar produce din cauza acrefiei materiei unei gigante, care umple lobul Roche (v. limita Roche), de о pitica din celalalt lob. Exista anumite stele Variabile asemanatoare n. — novoide — (ex. va-riabilele SS Cyg sau U Gem, denumite si n. pitice), care prezinta unele cresteri bruste de stralucire, de 2— — 6m, la intervale neregulate, de la о luna pina la un an. In acest caz, este vorba de stele duble pitice foarte strinse (in contact). Altele dintre ele sint stele simbiotice, cu о compo- nents, de clasa spectrala О—В si о giganta de tip M, invAluite de un halo. Cresterile de str&lucire ajung la unele pina la 5m, iar ciclul de variatie pina la 400—800 d (ex. stele de proto tip Z And). Steaua P Cyg este prototipul altor novoide; ea a avut о vie activitate la inceputul sec. 17, iar acum este linistita. Analiza spec-trului sau indica expulzari de gaze cu mari viteze, care formeaza о ne-buloasA invaluind sistemul, iar de-dublarea liniilor sale poate fi о do-vada a faptului ca P Cyg este о binara. (C.P.) nucleosinteza, formare a nucleelor de elemente chimice, in urma reac^iilor termonucleare din stadiile initiale ale expansiunii universului si din interiorul stelelor. Pentru a se explica abundenta cosmica (v.) a elementelor chimice, micsorarea acesteia cu cresterea greutatii atomice, prezenta unor maxime secundare in curba abundentei relative, unele valori mici ale abundentei etc., au fost emise о serie de teorii privind n. Aceste teorii au un caracter ipotetic, referindu-se la nuclee usoare (incepind cu cele dedeu^ teriu, tritiu si heliu), care au luat nas-tere din protoni si neutroni in primele minute de la inceputul expansiunii universului (G. Gamow, 1946), si la nucleele mai grele, care s-au sintetizat ulterior in interiorul stelelor (F. Hoyle, 1954). Prima teorie explica valoarea de c. 25% a procen-tului de heliu din majoritatea corpurilor ceresti, inclusiv din stelele batrine apartinind populatiei de tip II, desi determinarea abundentei heliului intimpina dificultati (asa-numi-ta problema a heliului). Reactiile termonucleare din stele (lantul p — p si ciclul C —N) due intii la formarea heliului din hidrogen, dar ele continua mai departe, la temperaturi tot mai mari, prin: procese de ardere a heliului si carbonului, procese de captare a heliului si procese de e-chilibru sub actiunea cuantelor у prin care se sintetizeaza (in regiunile centrale ale supernovelor) nuclee cu numa- NUCLEU 254 rul atomic apropiat de cel al fierului (situate lamaximul corespunzStor in curba abundentei), la temperaturi de ordinul 4 • 109 K. Nucleele mai grele se sintetizeazS prin procese de capturS a neutronilor, fie intr-un interval de 100— 100 000 ani (procese incete), cind se formeaza nuclee pina la cel de bismut (29|Bi), fie in citeva secun-de (procese rapide), cind iau nastere nuclee grele, pina la cele transuranie-ne; exista, de asemenea, si alte procese care intervin in n. In ceea ce priveste nucleele usoare de litiu, be-riliu si bor, care sint relativ rare, se pare ca procesele de formare a lor au loc fie in atmosferele unor stele cu cimpuri magnetice intense, fie in spatiul interstelar. (C.P.) nucleu de cometa v. cometa nucleu de galaxie, portiune centrala a unei galaxii (v.), cu aspect compact. Astfel, in centrul Galaxiei se afla о formatie aplatizatS de c. 1200 pc diametru, in rotatie rapidS, prezen-tind о concentrate mare de hidrogen neutru si urme de hidrogen ionizat, iar in spectrele regiunilor invecinate se observa linii de absorbtie ale mole-culelor de hidroxil (OH), amoniac (NH3) si aldehida (CHzO). In centrul discului de hidrogen se afla о sursa intensS de radiounde, Sag A, iar in vecinStatea ei о sursa compacts, de radiatii infrarosii, cu diametrul de ordinul a 10 pc; aceasta are, la rindul ei, un nucleu luminos cu diametrul de 1,5 pc, pSrind sa fie un roi de stele cu masa totala de c. 3 • 107 mase solare. in galaxia M 31 din constelatia Andromeda exista, de asemenea, о mare concentrate de stele in centru. Galaxiile Seyfert au nuclee foarte active, caracterizate si prin linii spectrale de emisie foarte largi, unele dintre aceste galaxii emitnd si radiounde. Diferite forme de activitate, mai mult sau mai putin intensa, se observa la mai toate n. de g., ca si la quasari (unde aceste forme au cea mai mare intensitate). Exists, evidente ca din ele este ejectatS materie (ex. particule relativiste), ca in nuclee exista radiosurse putin intinse si mici surse intense de radiatii infrarosii. Spectrul electromagnetic al celor mai active n. de g. si obiecte cvasistelare, ca si strSlucirea lor totala, prezinta variatii. Originea activitStii si energiei n. de g., natura §i roiul lor in formarea galaxiilor constituie proble-me deosebit de importante ale astro-fizicii contemporane. (C.P.) numaratoare inversa, denumire data graficului desfSsurSrii in timp a ope-ratiilor pregStitoare pentru lansarea unui vehicul spatial, grafic adoptind ca variabila independents intervalul de timp (in secunde) ce desparte momentul curent de momentul pla-nificat pentru lansare. Pentru ca lansarea sS aibS loc la data si ora pre-vSzute, este absolut necesarS inde-plinirea riguroasS a tuturor activi-tStilor cuprinse in grafic, cu respec-tarea strictS a succesiunilor si simul-taneitStilor obligatorii. (F.Z.) numarul Mach, raportul dintre viteza de deplasare (a unui vehicul aerospatial) si viteza de propagare a sune-tului, in conditiile mediului nepertur-bat in care are loc deplasarea. In conditiile curgerii locale, se defineste n.M. local, ca raportul dintre viteza unui fluid intr-un anumit punct al dome-niului in care are loc miscarea si viteza sunetului in acelasi punct. (F.Z.) nutatie, fenomen astronomic con-stind dintr-o serie de mici oscilatii cu perioade scurte ale axei de rotatie a PSmintului, in jurul pozitiei ei definitS de fenomenul precesiei echinoxurilor. A fost descoperitS in 1747 de J. Bradley. Avind perioade si amplitudini diferite, aceste oscilatii sint provocate de for^ele de atrac-tie exercitate de LunS si Soare asupra PSmintului, variabile in functie de pozitiile lor relative fa^S de acesta. N. duce la variatia pozitiei punctului 255 NYSA vernal pe ecliptica, ceea ce provoacS, modificarea longitudinii ecliptice (latitudinea ecliptica raminind neschim-bata), precum si a inclinarii eclipticii pe planul ecuatorului, ceea ce modified coordonatele ecuatoriale. Cea mai mare oscilatie este produsa de va-riatia cu putin peste 10° a inclinarii planului orbitei lunare fata de planul ecuatorului terestru, in legaturd cu miscarea retrograda a nodurilor orbitei lunare in timp de 18,6 ani — perioada principala a n. Influenta maxima produsa de atractia Lunii asupra Pamintului are loc atunci cind Luna se afla la о departare unghiulara de 90° de nodul ascendent al orbitei sale si acesta coincide cu punctul vernal, in care caz declinatia Lunii este egald cu inclinarea orbitei lunare fata de ecuatorul terestru. Luna nu ocupa о asemenea pozitie extremd dupa fiecare revolutie, ci numai о data la 18,6 ani. Termenii principali ai n. sint — 17",23 sin Q (n. in longitudine ) si -j-9",21 cos П (n. in incli-nave), unde П este longitudinea no-dului ascendent al orbitei lunare. О expresie riguroasa a n., stabilita in 1953 de astronomul american E. Woo-lard, contine 109 termeni periodici — functii de longitudinile medii ale Lunii si Soarelui, nodului ascendent, perigeului orbitei lunare si perigeu-lui orbitei solare (relative) geocentrice. (G.S.) Nysa v. asteroid о ОАО (Orbiting Astronomical Observatory), program de cercetari spatiale organizat de NASA, constind in lansarea unei serii de sateliti artificiali prevazuti cu telescoape si spectrografe, in scopul cercetarii stelelor si materiei interstelare. Au fost plasati pe orbite circumterestre in-cepind de la 8 apr. 1966 cu ajutorul unor rachete de tip Atlas-Centaur si Atlas-Agena. Satelitul 0. 3, lansat in nov. 1972, a fost prevazut cu un telescop de 82 cm deschidere ?i 3 m distanta focal& si un spectrograf in ultraviolet. In cadrul 0. este studiat& radiatia obiectelor ceresti in dome-miile у, X si ultraviolet (care este absorbita de atmosfera terestra). (F.Z.) Oberon, satelit (v.) al planetei Uranus (v.). (G.S.) Oberth, Hermann (n. 1894), fizician originar din Romania. Pionier al tehnicii reactive si al astronauticii. A experimentat (1929) primele motoare-racheta cu propergoli lichizi (ga-zolina, aer lichid), descoperind (1930) un efect ce-i poarta numele. A elaborat о serie de teorii originale, fun-damentind constructia, zborul si utilizarea motoarelor-rachetS. in astronautica si in tehnica militara. Numele sau a fost atribuit unei medalii create in 1951 de Societatea astronautica vest-germana. Op. pr.: Die Rdkete zu den Planetenrdumen, 1923; Wege zur Raumfahrt, 1929; Menschen im Weltraum — neue Projecte fUr Ra-keten und Raumfahrt, 1954. (F-Z>) obiect ceresc, orice corp sau sistem de corpuri din spatiul cosmic (ex. stea, nebuloasS, galaxie), de anu-mite dimensiuni unghiulare, a carui prezenta pe bolta cereasca poate fi semnalata datorita radiatiilor electromagnetice pe care le emite, le reflects. sau le absoarbe. (G.S.) obiect cvasistelar, obiect ceresc avind aspectul unei stele si dimensiuni unghiulare reduse, dar care emite о mare cantitate de energie. Sin. QSO (Quasi Stellar Object); quasistea. Astfel de o.c. sint quasarii (v.), ca-racterizati printr-o emisie intensa, de radiounde, si quasagii (QSG = Quasi Stellar Gallaxy), caracterizati printr-o emisie pronuntata in domeniul ultraviolet si prin mari deplasari spre rosu ale liniilor lor spectrale. Primii qua-sagi aii fost descoperiti in 1965 de A.R. Sandage. (C.P.) obiect Herbig-Haro, obiect ceresc ce consta dintr-o mica concentrare ne-bulara (fig. 121), continind un nucleu cu aspect de stea si prezentind un spectru continuu slab, brazdat de linii luminoase intense; se afla in regiuni interstelare in care predomina, materia sub forma de praf cosmic absorbant. Dupa unii astro-nomi, aceste obiecte ar fi protostele (nucleele stelare aparind in interiorul unor o.H.-H. ale nebuloasei din constelatia Orion la un interval de timp de numai 7 ani), insa varia-j;iile stra-lucirii lor nu confirms, aceasta in-terpretare. (C.P.) 257 OBSERVATOR Fig. 121 oblicitatea eclipticii, unghiul cu care este inclinat planul^ eclipticii fata de cel al ecuatorului. In prezent, valoarea sa este apropiata de 23°27'; a-ceasta inclinare nu ramine constanta, ci variaza periodic foarte lent, intre 21°59' si 24°36'. In prezent o.e. se micsoreaza cu c. 47" pe secol. (G.S.) observator (astronomic), institutie in cadrul careia se efectueaza observatii asupra obiectelor si fenomenelor ceresti, precum si cercetarile stiintifice in vederea interpretarii rezulta-telor acestor observatii. In functie de domeniul de activitate, este in-zestrat cu diferite instrumente de observatie (telescoape), adapostite in pavilioane speciale (cupole), instalatii speciale pentru determinarea si pastrarea timpului, aparate auxi-liare pentru prelucrarea rezultatelor, mijloace de calcul. Pina la sfirsitul sec. 19 o. posedau, de regula, citeva (douct—trei) instrumente principale, in general lunete si, uneori, alte citeva instrumente de acelasi tip mai mici, un cerc meridian, un serviciu orar posedind pendule pentru pastrarea orei si cronografe pentru in- registrar ea momentelor observajiilbiv о serie de aparate anexa (micrometre, fotometre, earnere fotografice etc.) ,са* si masini de masurat clisee, un atelier electromecanic,^biblioteca, un servb. ciu de calcul. In epoca actuals, au, fost inlocuite sau perfectionate unele-instrumente si metode de investiga*. tie (ex. mijloacele de calcul §i de-prelucrare a datelor) si s-a pus pro*, blema gasirii celui mai favorabil loc geografic pentru construirea si dez» voltarea unui o. Toate acestea au dus la infiintarea de o. specializate, dupa domeniul pe care $i-l propun sa-1 cerceteze, denumite: astronomice4 astrojizice, solare, radioobservatoar» etc.; de asemenea, au fost create institutii care se ocupS, cu prepon» derenta, sau chiar exclusiv, cu cer<« cetari astronomice teoretice $i a ap2U rut о generatie intreagS, de o. in cen-trele universitare sau in vecin&tatea acestora. O. moderne sint inzestrate cu instrumente optice sau radio, dup& specificul lor, au un inalt grad de automatizare a observatiilor $i a mijloacelor de prelucrare a lor, iar unele sint inzestrate cu servicii orare posedind orologii cu cuarf; sau ata. Observator 258 truce $i cu statii pentru difuzarea timpului exact. In scopul organiza-rii optime a cercetarilor astronomice, este necesara о distribute cit mai Uniforma a o. pe suprafata Pamintului, conditie care nu este deloc tndeplinitS, in prezent (cind peste 2/3 din num&rul o. se gasesc in emisfera nordicS,). Intre o. existente au fost stabilite legaturi strinse privind cercetarile stiintifice, schimburi de rezultate ale observatiilor astronomice sau de publicatii, care accelereaza progresul astronomiei moderne si al astronauticii. Colaborarea internatio-tiala in domeniul astronomiei se face sub egida UAI sau a altor organisme specializate. In Romania exista o. la Bucuresti, Cluj-Napoca, Iasi si Timisoara. V. si Observatorul astronomic din Bucuresti. (G.S.) observator international lunar, state complexa de perspective, cu sediul pe Luna, al carei proiect este dezb&tut periodic cu ocazia simpo-Eioanelor cu acelasi nume finute odata cu congresele FIA §i destinate co-laborarii international in vederea exploatarii in scopuri pasnice a re-surselor lunare. Ideea acestui proiect й fost emisa in sept. 1964, cu ocazia celui de-al 15-lea Congres al FIA, cind s-a apreciat ca о asemenea state este realizabiia pina in 1990. O.i.1. va furniza informatii ?i despre fenomenele meteorologice din atmosfera Pamintului, despre radiatia cos-micci primara, despre vintul solar, despre sursele cosmice de raze X etc. (F.Z.) Observatorul astronomic din Bucu-fe?ti, principal observator romanesc, in cadrul c&ruia se efectueaza о ga-mS, larga de cercetari in domeniile astronomiei fundamentale si astrofi-fcicii, precum si о serie de cercet&ri spafiale. A fost intemeiat sub con-ducerea lui N. Coculescu in 1908, apartinind mai intii de Universita-tea din Bucuresti, apoi de Academie (1951 — 74) si^ ulterior de Ministerul Educafiei si Inv£t&mmtului. Instru- mentele mai importante de care dis-pune in prezent sint: un cerc meridian (19/235 cm), un ecuatorial du-blu vizual-fotografic (38/600 cm), о luneta meridiana pentru determinari orare, orologii cu cuart, un telescop Cassegrain (50/750 cm), un ecuatorial solar (13,5/195 cm) cu filtru mono-cromatic Ha, о camera AFU, un microfotometru inregistrator pentru spectre Lirpfo 2 etc. In O.a.d.B. se efectueaza lucrari privind rotatia Pamintului, cataloagele stelare (in le-gatura cu sistemele de referinta iner-tiale), pozitiile si miscarile unor aste-roizi, fizica solara si solar-terestra, stelele variabile si binarele cu eclipsa, aplicatiile in geodezie si in studiul atmosferei inalte ale observatiilor satelitilor artificiali. De asemenea, observatorul este angajat in numeroase lucrari de colaborare internationala, bilaterale si multilaterale, si participa la numeroase programe internatio-nale (ex. AGI, AISC etc.). Situarea lui in oras prezinta unele inconve-niente; de aceea, problema construi-rii unui observator bine dotat si situat in conditii climatice favorabile este de mare actualitate. (C.P) Octans (Octantul), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, in care se afla polul ceresc sud, cuprinzind pu-tine stele slab stralucitoare. Este in-vizibila din Romania. (G.S.) octant, vechi instrument asemanator sextantului (v.), ce serveste la masu-rarea distantelor unghiulare, conti-nind un sector circular de 45°. Era folosit in trecut in astronomia nau-tic&, avind un cimp vizual de 90°. (G.S.) ocultatie, eclipsare temporara, pentru un anumit observator de pe Pamint, a unui astru de catre un altul datorita miscarii lor relative, ince-pind prin imersiune si sfirsind prin emersiune; ex.: o. unei stele de catre Luna sau о planeta, o. satelitilor lui Jupiter sau Saturn de catre planeta 259 OPPOLZER respectiva, о. unei componente de stea dubla de catre cealalta component!. (G.S.) Odysseus v. planete troiene Ofiucus —> Ophiuchus О GO (Orbiting Geophysical Observatory), program spatial organizat de NASA, constind din lansarea unei serii de sateliti artificiali (v.)(fig. 122) destinati cercet&rilor geofizice (mag-netosfera, radiatii etc.). Au fost lan-sati incepind de la 5 sept. 1964, de regula cu ajutorul unor rachete de tip Thor-Agena D sau Atlas-Agena B, pe orbite circumterestre. (F.Z.) Olbers, Heinrich Wilhelm Matthaus (1758— 1840), astronom si medic german. A descoperit 7 comete si aste-roizii Pallas (1802) si Vesta (1807). A elaborat (1779) о metoda de calcul al orbitelor . cometelor din trei observatii. A incercat о explicatie (1826) a paradoxului ce-i poart! numele (v. paradoxul luiO.), prin absorb-tia luminii in mediul interstelar. (E.T.) Oort, Jan Hendrick (n. 1900), astronom olandez, prof. la Univ. si dir. al Obs. din Leiden. A descoperit (1932) rotatia diferentiala a Galaxiei (formulele de rotatie ale lui O.) si a studiat structura si dinamica siste* melor stelare. A elaborat о teorie privind originea cometelor. A cer* cetat hidrogenul interstelar, obser-vind radiatia acestuia cu lungimea de unda de 21 cm, si polarizatia radia» tiei emise de nebuloasa Crab, con* firmind originea sincrotrona a aces* teia. (E. T.) Ophiuchus (Ofiucus), constelatie (v.) intinsa din regiunea ecuatorial! a cerului, traversata de Soare in luna dec., ce separa constelatia Serpens in doua parti. Este vizibila din Romania in timpul verii, Calea Lactee traverseaza partea sudi* ca a acestei constelatii, care este foarte bogata in stele, roiuri stelare si nebuloase obscure. In .0. se g!-seste si steaua lui Barnard, desco* perita in 1916, care prezint! cea mai mare miscare proprie (c. 11" pe an), fiind in acelasi timp si una dintre stelele cele mai apropiate de Soar© (c. 6 a.i.). Cea mai stralucitoare stea a constelatiei se numeste Eds Alha* gue (v.). Desi este traversata de ecliptica, O. nu este considerate conste* latie zodiacal!. (G.S.) opozitie v. configuratie astronomic! Oppolzer, Theodor Egon von (1841— 1886), astronom austriac, prof. la Univ. din Viena. Contributii in me* Antena extensibila 10m Antena omnidirectionala 400 MHz fcRA 260 'canica cereasca. A calculat eclipsele tie Soare (8000) si de Luna (5200) tlin perioada 1207 i.e.n. —2163. A studiat orbitele cometelor si planete-Iot. in 1874, O. a venit la Iasi pentru U observa trecerea planetei Venus prin dreptul discului solar. Op.pr.: Lehrbuch der Bahnbestimmung der Hometen und Planeten, 2 vol., 1870; Canon der Finsternisse, 1887. (E.T.) Ъгй (h ), unitate de masura a timpu- iui, submultiplu al unei zile I — I si U 41 Riultiplu al secundei (3600). Diviza-tea duratei unei zile in 24 de parti fi fost fS-cutA din vechime, in astronomie ea fiind legata de diviziunea •eercului in 360°; o. constituie si unitate de unghi, fiind egala cu 15°. (G.S.) Orbita, re^ea spatiala sovietica de telecomunicatii, folosind satelitii arti-liciali de tip Molnia (v.); pe tingA ace?ti sateliti, lansati periodic feicepind din anul 1965, cuprinde statii de emisie (cu puterea de 40 kW) $i de recepfie care asigura in ansamblu tetransmisii de programe de televi-fciune, precum si legaturi bilaterale telegrafice, telefonice si telefoto. Trans-tnisiile au loc pe banda de frecvente tie 800— 1000 MHz, statiile fiind echi-pate cu antene Cassegrain orientabi-5e, de 12— 15 m diametru, si cu ampli-ticatori parametrici, avind puteri de emisie in regim normal de 5 kW, •ce urmAresc automat satelitii; cali-tatea programelor retransmise este ^siguratA pentru videofrecvente pina la 5 MHz, statiile O. fiind conectate prin semnale radio cu statiile de te-ieviziune locale. (F.Z.) orbita, traiectorie descrisa in spatiu {о. reala) sau pe bolta cereasca f o. aparenta). de catre un obiect ceresc sau de catre un vehicul spatial care se rniscA intr-un cimp gravitational. O. aparenta constituie pro-iectia o. reale pe sfera cereasca si este determinata de miscarea reala a corpului si cea relativa a observa-torului in spatiu. In functie dereperele considerate, traiectoria unui corp in spatiu prezinta diferite aspecte. Astfel, traiectoria descrisa de Pamint constituie о о. eliptica fata de Soare si (abstractie facind de influenta Lunii si planetelor), datorita depla-sarii acestuia in Galaxie, este aprox. elicoidala fat& de un sistem centro-galactic etc.; in mod asemanator, majoritatea o. corpurilor ceresti din sistemul solar sint aprox. eliptice, traiectoriile lor in Galaxie fiind aprox. elicoidale. In cazul stelelor duble fiecare components. descrie о о. relativa, de formS, elipticA, in raport cu centrul de masa al sistemului. O. reala, descrisa de un corp ceresc in jurul altuia, prezinta abateri de la forma de conica datorita atractiilor exer-citate de alte corpuri ceresti din ve-cinatate; perturbatiile produse de acestea pot fi determinate prin calcule de mecanica cereasca. (G.S.) orientarea vehiculului spatial, ansamblu de manevre si operatiuni comandate automat sau manual, care se finalizeaza in mici deplasari un-ghiulare ale unui vehicul spatial, pin& la obtinerea unei anumite atitudini (in raport cu astrii-reper). Vehiculului spatial i se ataseaza un triedru ale carui axe sint alese dupa modelul axelor de tangaj, ruliu si giratie din aeronautica (fig. 123). Pozitia acestui triedru in raport cu axele de refe-rinta sau cu platformele stabilizate (v.) de la bordul vehiculului spatial respectiv poate fi stabilita cu ajutorul unor instrumente speciale (ex. opti-ce). Cuplurile de forte aplicate vehiculului spatial in timpul manevrelor de orientare sint produse, in general, cu ajutorul unor jeturi dispuse in anumite puncte si indreptate in anumite directii; aceste jeturi sint integrate in sistemul activ de orien-tare. Anumite forte, de valoare re-dusa, necesare o.v.s. pot fi obtinute si cu ajutorul unor cimpuri de forte externe (ex. gravifice, magnetice, de presiune a radiatiei), alcatuind ast- I Axa de giratie Giroscop de ruliu Fig. 123. Orientarea vehiculului spatial: a — orientarea vebj* culului spatial la lansare; Ъ — platforma stabiliza!#. ORIGINEA 262 Orion (Orion), constelatie (v.) (fig. 124) foarte bogata in stele, din regiunea ecuatoriala a cerului. Este vizibila din Romania in timpul iernii. Constituie una dintre constelatiile cele mai frumoase si cel mai usor de recunoscut de pe intregul cer. Contine stele foarte stralucitoare: Ri-gel (v.), Betelgeuse (v.), Bellatrix (v.), care, impreuna cu steaua x, formeaza aprox. un dreptunghi avind in centru alte trei stele stralucitoare ($, e, Q, aliniate. Putin mai la sud de aceste trei stele se afla steaua 0, un sistem multiplu format din sase stele (patru dintre ele, cele mai stralucitoare, formind figura cunos-cuta sub numele de Trapez), dintre care doua sint duble cu eclipsa, precum si vestita nebuloasa. luminoasa din 0. M 42; constelatia cuprinde si nebuloasa obscur& Capul de cal. (G.S.) oriGnide v. curent meteoric Fig. 124 fel sistemul pasiv de orientate. Mici modificari ale o.v.s. sau, in special, tnen^inerea unei anumite atitudini pot fi realizate prin mijloace interne constind din modificarea momentelor cinetice ale unor rotoare asezate in vehicul pe axe convenabil alese, acfio-nate de motoare speciale; variatia comandata a turatiilor rotoarelor pro-voac& anumite cupluri de for{:e reactive care, conform legii de conser-vare a momentului cinetic, rotesc ve-hiculul in sens contrar rotoare-ior. In vederea alegerii unui anumit sistem de orientare se tine seama de precizia operatiilor, de randamentul lor, ca §i de necesitatea asigur&rii sta-bilita^ii pe traiectorie a vehiculului spatial. (F.Z.) originea sistemului solar v. cosmogonie orizont, cerc mare de intersectie al unei sfere ceresti cu un plan perpendicular pe verticala locului (planul o.). Planul o. adevarat (sau matematic) trece prin centrul Pamintului, cel al o. aparent inter-secteaza verticala locului in locul de observatie. in raport cu aceste doua plane, se definesc coordonatele geo-centrice si, respectiv, topocentrice ale corpurilor din sistemul solar. 0. fizic (sau vizibil) (ABC — fig. 125) este linia dupa care cerul pare ca se intilneste cu suprafata Pamintului ; departarea sa d, adica distanta pina la cele mai indep2,rtate puncte observate direct de pe P&mint, ce depinde de inclltimea hm la care se aflci observatorul deasupra nivelului regiunii inconjuratoare (deci, si de relief), este data, de formula: d = 3,S3\hm km. Unghiul $ dintre directia o. fizic si planul o. aparent se numeste depre- Fig. 125 siunea о. si este, in prima aproximatie, dat de formula: 8 = Punctele de intersectie ale o. aparent cu meridianul locului de observatie se numesc puncte cavdinale nord (N) si sud (S). Intre acestea, la intersectia o. aparent cu ecuatorul ceresc, se gasesc punctele cavdinale est (E) (aflat la dreapta observatorului cu fata spre nord) si vest (V) (aflat la stinga lui). Directiile nord-sud (NV) si est-vest (EV) sint perpendiculare. (G.S.) orologiu, aparat sensibil special, de dimensiuni mari, care indica ora, plasat, de regul&, inlocuri unde temperatura si presiunea se mentin constante. Prin cabluri speciale, o. sincronizeazS, pendulele care afi^eaza ora sub forma obisnuita sau inregis-treaza timpul pe cronograf. Functio-Пагеа o. are la baza un fenomen periodic, care se repeta identic dup& intervale regulate de timp, ca: oscilatiile unui pendul (o. cu pendul), oscilatiile unui arc sau balansier (o. cu arc sau cu balansier), oscilatiile unei lamele de cuart (o. cu cuart) sau oscilatiile proprii ale atomilor sau mole-culclor (o. atomic ). Cu cit constanta perioadei acestor oscilatii este mai oso riguroasS,, cu atit o. merge mai uniform. Pentru utilizarea in bune conditii a unui o. astronomic, tre* buie cunoscuta nu numai ora exacts,, pe care acesta о indica cu о anumita precizie, ci si eroarea exacta a indica* tiilor sale. Un o. bun trebuie s& aib^ un mers constant (uniform), adic& sa avanseze sau sa intirzie de la о zi la alta cu о cantitate constants,, care trebuie insa sa fie redusS la valoarea minima, posibila,. Prin apli« carea corectiei se poate afla in orice moment ora exacts,. Dintre o. exis* tente, cele cu pendul au eroarea cea mai mare, astfel cS, nu mai prezint4 interes in astronomie. O. cu cuart: se bazeaza, pe oscilatiile unui cristal de cuart situat intr-un cimp electric alternativ; frecventa proprie (con* stanta,) a acestuia devine astfel un adevaxat etalon de frecventS,, cu о eroare relativa, de ordinul 10~10— 10“n. In cazul o. atomice, folosite din ce in ce mai des in ultimul timp, frecventa etalon este aceea a radiatiei proprii emise sau absorbite de parti* culele unui anumit corp; constanta acestei frecvente este cu mult mai mare decit in cazul o. cu cuart, eroarea relativa, fiind ' de numai 10-12- 10-13. (G.S.) Orologiul—» Horologium Oscar, serie de sateliti artificiali (v.) americani, plasati pe orbite circum* terestre incepind de la 12 dec. 1961 si destinati telecomunicatiilor dintre radioamatori. Pentru lansarea lor au fost folosite, in general, rachete de tip Thor-Agena B. (F.Z.) OSO (Orbiting Solar Observatory), program de cercetari spatiale orga-nizat de NASA, constind din lansarea unei serii de sateliti artificiali (v.) americani destinati observarii Soarelui si a surselor ceresti de raze X. Au fost plasati pe orbite circumterestre incepind de la 7 mart. 1962, de regulS,, cu ajutorul unor rachete de tip Thor-Delta. (F.Z.) t)TERMA 264 Oterma v. cometd ’oxigen lichid, comburant criogenic foarte eficient destinat motoarelor-racheta, termochimice cu propergoli (v.) lichizi. Este utilizat impreuna cu diferi^i carburanti, ca alcool, petrol, amoniac, dimetilhidrazin2, asimetrica, 'h.idrogen lichid. (F.Z.) *Oxigen medicinal, oxigen cu un grad *inalt de puritate, obtinut prin elec-’troliza apei si destinat regenerarii ;aerului din cabina spatiala. Ca impu-ritAfi ale o.m. se admit argon, azot (max. 1,5%) si apa (max. 0,07 g/m3). (F.Z.) Ozma, program de cercetari in vede-fea descoperirii eventualelor radio-semnale provenind de la unele civi-^iza^ii extraterestre, indeplinit in I960 sub conducerea astronomului F. Drake la Obs. radioastronomic de 4a Green Bank (S.U.A.). In cadrul lui tiu au fost detectate semnalele caudate (de la т Cet si e Eri). Programul % fost ulterior repetat utilizindu-se 'o aparatura imbunatatita (1973), dar tot f£ra succes. (F.Z.) ozn (obiect zburStor neidentificat), ■obiect de provenienta necunoscuta pentru unui sau mai multi observa-tori tere^tri, ce strabate atmosfera terestrS,; este banuit ca ar constitui un presupus vehicul extraterestru Venit s5, viziteze P&mintul. Sin. UFO illndentified Elying Object); (partial) farfurie zburatoare. Existenta unor fcsemenea obiecte este putin proba- bila, intrucit calatoriile unor fiinte din afara sistemului solar pina in vecinatatea Pamintului ar prezenta dificultati foarte mari. Astfel, ar fi necesara solutionarea unor probleme deosebit de grele, cum sint: durata foarte mare a acestor calatorii, care ar trebui s& fie efectuate cu viteze apropiate de viteza luminii; atingerea unor valori ridicate ale energiei prin folosirea unor reactii ipotetice de anihilare a materiei cu antimateria; asigurarea securitatii la astfel de viteze. De aceea, potrivit cunoasterii stiintifice actuale, originea extra-terestra a o. nu poate fi admisa. (C.P.) ozonosfera, zona a atmosferei terestre (v.) situata intre c. 25 si c. 55 km altitudine, caracterizata printr-o con-centratie relativ ridicatS, a ozonului (03) al carei maxim se afla la c. 35 km altitudine. Are proprietatea de a absorbi radiatia ultravioleta, facind posibilcl existenta vietii pe Pamint. Acest fenomen de absorbtie a fost pus in evidenta in 1880, prin desco-perirea benzilor lui Hartley, cuprinse intre 0,21 si 0,32 p., in spectrul Soarelui. In o. temperatura prezinta un maxim local (c. 0°C), corespunza-tor concentratiei maxime a ozonului, care determine incalzirea mediului. Formarea acestui element in atmosfera constituie un proces reversibil, ce poate fi afectat prin poluarea o. de catre produsele de ardere ale motoarelor-racheta chimice ale vehiculelor spatiale (in special, oxizi de azot), de exploziile nucleare, de marile eruptii solare etc. (F.Z.) р Pallas, al doilea asteroid (v.) descoperit (de H. W. M. Olbers la 28 mart. 1802), cu diametrul de 492 km si magnitudinea aparenta la opozitie 8,6. Se roteste in jurul Soarelui cu о perioada siderala de 4,61 ani, orbita sa avind inclinarea de 34°, 85, excentricitatea de 0,236 si semiaxa mare de 2,769 UA. (E. T.j paradoxul lui Lane, paradox constind in faptul ca stelele in contractie gravi-tationalS, se incalzesc, desi pierd caldura, parind a avea о caldura specifics, negativa. Enuntat in 1870 de fizicianul american Jonathan Homer Lane, acest paradox este numai aparent deoarece, potrivit teoremei virialului, numai j umatate din energia potentials de contractie este pierduta prin radiatie, cealalta j umatate ser-vind la cresterea temperaturii stelei. (C.P.) paradoxul lui Olbers, paradox cosmo-logic constind in faptul cS, cerul nocturn este intunecat, fenomen ce pare de neexplicat in cazul unui univers care se intinde la infinit, fiind populat mereu de stele (ale caror radiatii, suprapunindu-se, ar da un fond luminos continuu). A fost enuntat de H. W. M. Olbers in 1826. Absorb^ia radiatiilor electromagnetice de catre materia interstelara nu rezolva p.l.O., intrucit aceasta absorbtie ar fi urmata de reemisie intr-o altS, lungime de undS,. S-a demonstrat cS, intr-un univers in expansiune nu mai intervine nici о contradicjie, p.l.O. constituind о veri- ficare a teoriei expansiunii universului. (C.P.) paradoxul timpului, consecintS, a teoriei relativitS/tii restrinse, conform careia timpul se scurge mai incet intr-un sistem de referinta mobil decit intr-un sistem fix, durata fenomenelor din sistemul mobil (urmS,rite din sistemul fix) apS,rind dilatatS,; intrucit miscarea este relativS, situa-tia se inverseazS, cind sistemul mobil este considerat fix, iar cel fix mobil. Sin. paradoxul ceasornicelor; paradoxul gemenilor. Astfel, atit un observator de pe Pamint cit si un astronaut ce cSiatoreste cu о rachetS, cosmicS. ar putea considera cS timpul lui se scurge mai incet decit al celuilalt. Ritmul scurgerii timpului in sistemul mobil (urmSrit din sistemul fix) este incetinit proportional cu mS,rimea II----------| , unde v este I c4 viteza acestuia, iar с viteza luminii in vid. DacS, douS, orologii, initial sincronizate, s-аг deplasa unui fatS, de cela,lalt un anumit timp, cu о vitezS, foarte mare, la revenirea lor in acelasi sistem indicatiile lor ar trebui sS, difere. In mod analog, dacS, dintre doi fraj:i gemeni unui ia parte la un zbor spatial, la intoarcerea din cS,13,toria cu mare vitezS, ar trebui sS, constate cS, fratele sS,u a imbS,-trinit mai mult. P.t. poate fi deposit in teoria relativitajii generalizate, in care se iau in considerare accele-ra^iile intervenite in miscSrile celor douй sisteme, pentru ca acestea sS, PARALAXA 266 coincida din nou. Toate procesele, inclusiv cele fiziologice. ce se desfa-soara intr-un sistem mobil sint inceti-nite fata de sistemul fix. Acest fapt, bazat pe unele temeiuri experimentale (ex. viata medie a particulelor rela-tiviste), a determinat avansarea ideii ca zborul cu viteze relativiste ar constitui о metoda de prelungire a vietii astronautilor de pe navele cosmice, care ar reusi astfel sa explore-ze relativ mai adinc spatiul in timpul unei vieti normale. (C.P., F.Z.) paralaxa, unghiul format intr-un anumit loc de directiile spre doua puncte diferite; este egal cu unghiul sub care este observat din locul respectiv segmentul, numit baza, ce uneste cele doua puncte. Pentru о baza fixa, p. unui punct este cu atit mai mica cu cit acesta este mai depar-tat. Astfel, prin masurarea p. se pot determina^ distantele (ex. departarile astrilor). In observatiile astronomice se tine seama de faptul ca pozitia unui observator fata de un anumit corp ceresc se modifica datorita: rotatiei Pamintului, revolutiei Pamintului in jurul Soarelui si miscarii Soarelui impreuna cu sistemul planetar fata de stelele apropiate. Datorita acestor pozitii relative diferite, corpurile ceresti se proiecteaz& pe sfera cereasca in puncte diferite. Corespunzator celor trei misc&ri relative, in astronomie se deosebesc trei feluri de p.: diurna, anuaia si seculara. P. diurna reprezinta unghiul cu virful in centrul corpului ceresc si cu laturile indreptate spre centrul Pamintului si spre punctul de obser-vatie de pe suprafata Pamintului (fig. 126); in ipoteza Pamintului sferic, este egala cu diferenta dintre distanta zenitaia topocentrica z si distanta zenitaia geocentrica z0 a corpului respectiv. Datorita miscarii diurne a observatorului in jurul axei Pamintului, p. diurna oscileaza periodic intre о valoare minima, cind corpul ceresc se afla la meridian, si о valoare maxima, cind el se afla la orizont; in ultimul caz, p. orizon- a tala, 7Г este data de relatia: sin n = — > r unde a este raza terestra, iar r distanta dintre corpul ceresc si centrul Pamintului. Considerind Pa-mintul elipsoidal, daca punctul de observatie se afla pe ecuator a reprezinta raza ecuatoriaia, iar p. este orizontala ecuatoriaia. In cazul Soarelui valoarea acest ei p. este de 8",794. In cazul Lunii, din cauza apropierii sale de Pamint, se ia in considerare abaterea Pamintului de la forma sferica. Astfel valoarea medie a p. lunare, p. orizontala ecuatoriaia, este 51 '2", 5. Cunoasterea p. diurne este necesara in vederea reducerii coordonatelor corpurilor din sistemul solar, obtinute in diferite puncte de pe suprafata terestra, la centrul Pamintului; datorita depar-tarii lor mari, in cazul stelelor, p» Fig. 126 267 PARALAXА Elipsa de oaralaxa pe sfera cereasca diurna nu are nici о influenta asupra coordonatelor lor. P. anuald reprezinta unghiul к avind virful intr-un anumit obiect ceresc si laturile in-dreptate spre PAmint si spre Soare (fig. 127). Ca urmare a miscArii anuale a PAmintului in jurul Soarelui, marimea acestui unghi variaza periodic. Astfel, vazuta in decursul unui an din diferite puncte ale orbitei terestre, о stea va descrie pe sfera cereasca о elipsa aparentA numita elipsa de p. DacA aceastA stea se aflA in planul eclipticii, elipsa respectivA degenereazA intr-un segment de dreaptA (miscare aparentA de pendu-lare continuA), iar dacA ea se aflA intr-unul din polii eclipticii, elipsa devine un cerc (miscare aparentA circularA). Semiaxa mare a elipsei de p. exprimatA in secunde (de arc) a fost luatA drept valoare pentru p. anualA; aceasta este egalA cu unghiul sub care se vede din stea semiaxa mare a orbitei terestre, cind triun-ghiul stea-PAmint- Soare este drept-unghic in PAmint. P. anualA serveste la determinarea depArtArilor stelare (v. tabelul 17) care, exprimate in parseci, reprezintA inversul p. (in secunde de arc a) stelelor respective. Prima determinare a valorii unei p. stelare a fost efectuatA in 1838 de V. I. Struve, pentru steaua Vega. Un an mai tirziu, au fost determinate p. stelelor 61 Cyg si oc Cen. P. seculara constituie deplasarea unghiularA a unei stele in decursul unui an, ca urmare a miscArii Soarelui (impreunA cu sistemul planetar) cu о vitezA de c. 20 km/s, fatA de stelele apropiate; este determinatA de asa-numita deplasare paralactica seculara, care creste continuu cu scurgerea timpului. Dato-ritA faptului cA fiecare stea are miscarea sa individualA ce se proiecteazA pe sfera cereascA ca miscare peculiarA, p. secularA poate fi determinatA numai in mod statistic, pentru grupuri de stele (presupunindu-se cA miscArile peculiare ale stelelor grupului sint in medie nule). Observatiile au arAtat cA p. secularA depinde in primul rind de magnitudinea aparentA a stelei si de latitudinea ei galacticA. DacA se cunoaste viteza spatialA a Soarelui fatA de grupul de stele considerat, atunci intre p. anualA medie p a stelelor grupului (exprimatA in se- h cunde de arc) si p. secularA — (p P fiind distanta de la Soare pinA la grupul de stele, iar h lungimea drumului parcurs de Soare in timp de un an), existA relatia: P = — (-) • "©Ы unde v Qeste viteza Soarelui (expri-matA in km/s). P. secularA se folo-seste pentru evaluarea depArtArilor stelare mari, in acest mod obtinin-du-se distanta medie a grupului de stele considerat. Prin extensie, in functie de metodele de determinare a distantelor ceresti, existA: p. foto-metrice, p. dinamice, p. de linii de absorbtie interstelarA, p. de diametre, p. din deplasarea spre rosu a galaxiilor etc. (G.S.) PARALEL 268 ТаЪе Stelele cele mai apr Nr. 1 Magnitudinea Clasa crt. Numele stelei aparenta spectrala 1. a Cen С (Proxima Centauri) 11,30 M5 2. a Cen A 0,06 G2 3. a Cen В 1,38 К 5 4. BD + 4°3561 (Steaua lui Barnard) 9,54 M5 5. Wolf 359 13,66 M8 6. BD + 36°2147 7,47 М2 7. a CMa A (Sirius) -1,46 Al 8. a СМа В 8,67 A5 9. Luyten 726 ---8 A 12,50 M6 10. Luyten 726---8 В (UV Cet) 12,95 M6 11. Ross 154 10,60 M5 12. Ross 248 12,24 M6 13. e Eri 3,73 K2 14. Luyten 789 --- 6 12,58 M6 15. Ross 128 11,13 M5 16. 61 Cyg A 5,19 К 5 17. 61 Cyg В 6,02 K7 18. e Ind 4,73 К 5 19. a CMi A (Procyon) 0,36 F5 20. a CMi В 10,80 F 21. BD +59° 1915 A 8,90 M4 22. BD +59° 1915 В 9,69 M5 23. BD +43°44 A 8,07 Ml 24. BD Hr 43°44 В 11,04 . M6 25. CD -36° 15693 7,39 М2 26. т Cet 3,50 C8 27. BD +5° 1668 9,82 M4 28. CD -39° 14192 6,72 M 1 29. CD -45° 1841 (Steaua lui Kapteyn) 8,80 M0 30. Kruger 60 A 9,82 M4 31. Kruger 60 В (DO Cep) 11,40 M6 1 paralel ceresc, oricare cerc (mic) de pe sfera cereasca paralel cu ecuatorul, cu ecliptica sau cu ecuatorul galactic. P.c. ecuatoriali sint cercuri de decli-natie. (G.S.) paralel terestru, oricare cerc mic de pe Pamint paralel cu ecuatorul terestru; constituie un cerc de latitudine. (G.S.) parametri osculatori, element ele orbit ei unui corp ceresc considerate in functie de timp, cu ajutorul carora coordonatele si viteza acestuia in cazul unei miscari cu perturbatii pot 2G9 parenago lui 17 opiate de Soare Departarea Magnitudinea Luminozi- Paralaxa fata de Soare absoluta tatea pc L Q 0",762 1,31 15,4 0,00006 751 1,33 4,5 1,3 751 1,33 5,9 0,36 552 1,81 13,2 0,00044 431 2,32 16,7 0,00002 402 2,49 10,5 0,0052 375 2,67 1,4 2,5 375 2,67 11,2 0,0028 365 2,74 15,3 0,0C005 365 2,74 15,8 0,0С0Э4 345 2,90 13,3 0,0001 317 3,15 14,7 0,00011 305 3,28 6,1 0,30 302 3,31 14,6 0,00012 301 3,32 13,5 0,00033 292 3,42 7,5 0,083 292 3,42 8,3 0,040 291 3,44 7,0 0,13 287 3,48 2,6 7,6 287 3,48 13,1 0,0005 284 3,52 11,2 0,0028 284 3,52 12,0 0,0013 282 3,55 10,4 0,0058 282 3,55 13,3 0,00040 279 3,58 9,6 0,012 273 3,66 5,7 0,44 266 3,76 11,9 0,0014 260 3,85 8,8 0,025 256 3,91 10,8 0,0040 254 3,94 11,7 0,( 017 254 3,94 13,2 0,C0C44 fi exprimate cu ajutorul acelorasi formule ca §i in cazul miscarilor neperturbate. Sin. elemente oscula-toare. In lipsa unor forte perturba-toare, p.o. sint constanti, iar in sistemul solar orbita corpului ceresc va fi о conicA (ex. elipsa). P.O. defi-nesc orbita osculatoare kepleriana, orbita variabila in timp datorita perturbatiilor. (F.Z.) Parenago, Pavel Petrovici (1906 — 1960), astronom sovietic, prof. la Univ. din Moscova. Studii asupra stelelor variabile si absorbtiei luminii in mediul interstelar, precum si PARKER 270 asupra structurii, cinematicii si dina-micii Galaxiei. Op. pr.: Stroenie Galaktiki, 1948. (E.T.) Parker, Eugen Newman (n. 1927), astrofizician american, prof. la Fermi Institute (Chicago). Cercetari asupra dinamicii gazelor, cimpurilor magnetice solare si stelare si particulelor de mare energie. A prezis teoretic (1958) existenta vintului solar, ipoteza confirmata (1962) de statiile automate Mariner 2 si Luna 2. Op. pr.: Interplanetary Dynamical Processes, 1963. (E.T.) parsec (pc), unitate de masurS, pentru distante, folosita in astronomie la exprimarea departarilor obiectelor ceresti; reprezinta distanta la care se afla un astru a carui paralaxa heliocentrica este 1" si este egal cu: 206 264,8 UA, cu 3,0856 • 1013 km sau cu 3,2615 a.i. Multiplii sai sint kiloparsecul (103 pc) si megaparsecul (106 pc). Se foloseste si pentru exprimarea dimensiunilor galaxiilor, nebuloaselor, roiurilor de stele etc. (G.S.) Pasarea Paradisului —► Apus Pasiphae, satelit (v.) al planetei Jupiter (v.). (E.T.) pata solara, fiecare din formatiunile mai intunecate, cu sediul in foto-sferS,, de temperatura mai coborita decit regiunile invecinate, avind dia-metre ce pot atinge sute de mii de kilometri si durate de la citeva zile la citeva luni. P.s. au fostv observate pentru prima oara de G. Galilei si J. Fabricius in 1610 si de C. Scheiner in 1611. Orice p. s. apare intii sub forma unui por, care se extinde, sau a mai multor pori, care se unesc astfel incit dau nastere unei regiuni centrale mai intunecate (umbra), inconjurata de о regiune mai putin intunecate (penumbra), strabatuta de striatii radiale. Majoritatea p.s. alcatuiesc grupuri cu о structura unipolara, bipolar& sau complexa, fiecare grup continind una sau mai multe p.s. principale si una sau mai multe p.s. secundare, diferind prin polaritatea lor magnetica (v. magnetism solar). Aceste grupuri sint constituents regiunilor active solare, unde se manifesta in special activitatea solara (v.). In functie de stadiile lor evolutive, exista 9 categorii de p.s. notate in ordine alfabetica de la A la I (fig. 128), potrivit sistemului international al Obs. din Zurich, astfel ca oricare p.s. trece succesiv prin toate cele 9 secvente sau numai prin unele dintre ele. Prin observarea continua a p.s. s-au dedus legile statistice ale activitatii solare, existenta ciclului solar de 11 ani, a cimpului magnetic solar, ca si miscclrile de deriva ale p.s. (v. diagrama fluture). In general, se consi-dera ca p.s. constituie sectiuni ale unor tuburi magnetice la nivelul fotosferei, atunci cind acestea sint indreptate catre exterior. V. si efect Evershed. (E.T.) A В С D ®r-.*<£> E F 5 .... a Coma Berenices patrar v. fazele Lunii Paunul —> Pavo PC A v. perturbatii ionosferice Peenemiinde, centru german de lansare experimental a rachetelor mi-litare V-l si V-2; a fost creat in 1937 sub conducerea tehnica a lui W. von Braun si desfiintat in 1945. In 1942 de la P. a fost lansata prima racheta cu propergol lichid, de tip V-2. (F.Z.) Pegasus (Pegas), constelatie (v.) (fig. 129) foarte intinsa, dar cu un numar redus de stele, din emisfera nordica a cerului. Este vizibila din Romania in timpul toamnei. Cuprinde trei stele mai stralucitoare, de magnitudine aparenta 3, care impreuna cu steaua a din constelatia Andromeda (Alpheratz) formeaza un patrat. (G.S.) Pegasus, serie de sateliti artificiali (v.) americani ai Pamintului, destinati cercetarii pericolului meteoritic asu- PERELMAN 274 pra vehiculelor spatiale cu echipaj; au fost lansati incepind din 16 feb. 1965. (F.Z.) Perelman, Iakov Isidorovici (1882 — 1942), inginer sovietic, constructor si popularizator al rachetelor cosmice. Membru al LenGIRD. A propus pentru zborurile interplanetare un proiect de motor-racheta termosolar (1915). Numele sau a fost atribuit unui crater de pe fata invizibila a Lunii. Op. pr.: Mejplanetme putesest-vita, 1915. (F.Z.) pericentru, punct de pe orbita unui corp ceresc, ce se afla la cea mai mica depSxtare de corpul central in raport cu care se face miscarea. La miscarea unei planete in jurul Soarelui, ia denumirea de periheliu, la miscarea Lunii sau a unui satelit artificial in jurul Pamintului, de perigeu, la miscarea unui satelit artificial in jurul Lunii, de periluna (periseleniu), la miscarea satelitului unei stele duble in jurul stelei principale, de periastru etc. (G.S.) perioada de revolutie (siderala), interval de timp necesar unui corp ceresc pentru a efectua о revolutie completa (de 360°) in jurul altui corp ceresc. (G.S.) perioada de revolutie (sinodica), interval de timp dupa саге о planeta sau Luna revine in aceeasi pozitie relativa in raport cu Soarele (observata de pe Pamint). (G.S.) perioada de rotatie, interval de timp necesar unui corp ceresc pentru a efectua о rotatie completa in jurul axei sale. (G.S.) Perla—* Gemma Perseus (Perseu), constelatie (v.) (fig. 130) din emisfera nordica a cerului, traversal de Calea Lac-tee. Este vizibila din Romania in timpul iernii. Este bogata in stele, printre care se numara steaua dubla cu eclipsa (3, numita Algol (v.). Tot in aceasta constelatie se afla roiurile deschise h si vizibile cu ochiul liber, care contin 350 si, respectiv, 300 de stele si se afla la о departare de c. 8000 a.i. (G.S.) perturbatii (ale orbitei), abateri pre-zentate de miscarile reale ale corpurilor ceresti de la forma ideaia, corespunzatoare miscarii lor in cimpul gravitational al unui singur corp. In cazul a doua corpuri care se atrag potrivit legii atractiei universale, miscarile lor relative se desfasoara in jurul centrului comun de masa, pe traiectorii de forma unor conice (ex.: elipse, parabole, hiperbole); cu astfel de miscari pot fi asimilate, intr-o prima aproximatie, miscarile planetelor in sistemul solar sau ale satelitilor unei planete in jurul corpului central (masele lor fiind negli-jabile fata de masa acestuia). Fiind de un ordin de marime mic, atrac-tiile exercitate de celelalte corpuri ceresti — planete sau sateliti — asupra unuia dintre ele pot fi introduse in calcul sub forma unor perturbatii ale fortei de atracjie centrale; ana- 275 PERTURBATII litic, aceste perturbatii se expriina cu о functie perturbatoare, care poate fi dezvoltata in serie dupa puterile unor parametri mici, ce contin ma-sele planetelor sau satelitilor (exprimate in functie de masa corpului central), excentricitatile si inclin&rile orbitelor. Termenii dezvoltarii constituie p. (sau inegalitdti) de diferite ordine (in functie de puterile mase-lor) si sint de forma Atm si A sin (at -f- (3), unde coeficientii A contin diferiti multipli ai maselor planetelor, t reprezinta timpul, iar m este un numar intreg pozitiv. Termenii de forma Atm se numesc p. secular e, iar cei de forma A sin (at + (3) p. per iodic e; dintre acestea din urma, cele pentru care coeficientul a este foarte mic prezinta о perioada ----------- a foarte mare in comparatie cu perioada de revolutie a corpului ceresc respectiv si se numesc p. de lunga perioada. P. survenite in miscarile corpurilor ceresti, in primul rind ale celor artificiale, se datoresc atractiilor exercitate de celelalte corpuri ceresti, abaterilor acestor corpuri de la forma sfericS,, frinarii produse de mediul in care are loc miscarea, variatiei in timp a maselor corpurilor, presiunii luminii etc. (G.S.) perturbatii geomagnetice, variatii zil-nice, anuale, seculare sau intimpla-toare ale elementelor cimpului geomagnetic. Prezinta о distributee nere-gulata in timp si aparitii in general simultane pe intregul glob terestru, avind amplitudini ce depind de locul geografic. P.g. detin un roi prepon-derent in centrul activitdtii geomagnetice (v.) si, in cazul unor amplitudini deosebite, ansamblul lor formeaza furtuni geomagnetice (v.). Odata cu declansarea p.g., in legatura directa cu pozitia relativa a Pamintului fata de Soare si cu activitatea solara (sub actiunea vintului solar), in ionosfera au loc perturbatii ionosferice (v.), uneori de amploare deosebita. (E.T.) perturbatii ionosferice, abateri ale parametrilor ionosferici de la valorile normale, produse datorita cresterii intensitatii radiatiei solare ultra-violete, X si corpusculare (vintul solar) incidente. Sin. SID (Sudden Ionospheric Disturbances). Incep odata cu declansarea unei eruptii solare sau citeva minute mai tirziu, datorita cresterii ionizarii stratu-rilor superioare ale ionosferei (v.), uneori pina mai jos de 80 km, si se manifests, prin: a) efecte de absorbtie constind din intreruperea transmi-siunilor radio pe unde scurte (SWF— Short JFave Radio Fade-out), la frecvente de 5 — 20 MHz (lungimi de undS, de 15—60 m) pentru locuri geografice situate la distante mai mari de 1000 km, pe fata luminata de Soare a globului terestru. Inceputul acestor intreruperi (cunoscut si sub numele de efect Mogel-Dellinger) este simultan cu declansarea eruptiei solare si dureazS, 5—10 min, dupa care receptia radio revine la normal. Cu cresterea ionizarii, ca urmare a producerii unei eruptii solare, straturile ionosferice reflectante ale undelor radio, E si F, „cad" (cu c. 15 km) mai jos, in straturi unde densitatea aerului este mai mare si frecventa ciocnirilor mult mai ridicata; astfel, aceste unde sint atenuate, ele fiind practic absorbite in straturile mai joase ale ionosferei; b) disparitia reflexiilor undelor radio pe straturile ionosferice E, F2 si F2 si absorbtia brusca a zgomotelor radio cosmice (SCNA — Sudden Cosmic iVoise A b-sorbtion), explicate in mod analog ca mai sus; c) aparitia unor crosete magnetice (GC — Geomagnetic Crochets), provocind deplasari de micS. amplitudine ale componentelor cimpului geomagnetic. Cresterea intensitatii curentilor electrici indusi, cores-punzatoare cresterii prin ionizare a conductivityi straturilor joase ale ionosferei, influenteaza cimpul geomagnetic. Aparitia brusca a crosetelor este corelat& in timp cu faza maxima a eruptiei solare; d) int&rirea brusca a parazitilor atmosferici (SEA — PESTELE 276 Sudden .Enhancements of atmospherics) ; in acest caz, cresterea zgo-motelor radio pe lungimi de unda mai mari de 10 km (c. 27 kHz), emise uneori de furtunile tropicale indepartate, poate fi folosita pentru detectarea eruptiilor solare. Aceasta crestere este datorata maririi reflec-tantei stratului ionosferic D (ce reflecta aceste unde radio) ca urmare a cresterii ionizarii, insotitS, de cobo-rirea acestui strat mai jos de 80 km; e) anomalii bruste de faza (SPA — Sudden Phase Anomalies), cuprinse intr-un domeniu larg de frecvente (16 kHz — 25 MHz), ce apar ca urmare a „caderii" straturilor iono-sferice in timpul unei eruptii solare, producind о diferentcl de faza intre undele radio directe si cele reflectate; f) anomalii bruste ale intensitatii cimpului magnetic (SFA — Sudden Pield Strength Anomalies), datorate interferentei dintre undele terestre si cele cosmice in stratul D; g) absorb-tia puternica a undelor radio stelare si galactice de inalta frecventa de catre calotele polare (PCA — Polar Cap Absorption), datorata gradului inalt de ionizare, in dreptul regiunilor polare, a stratului D; este produsS, de protonii components ai vintului solar (provenind dintr-o eruptie pro-tonica). Spre deosebire de p.i. datorate radiatiei solare electromagnetice (ultraviolete si X), care dureaza numai citeva minute, PCA dureaza mai multe zile. (E.T.) Pestele Austral—> Piscis Austrinus Pestele de Aur —> Dorado Pestele Zburator—► Volans Pe^tii—► Pisces Petrescu, Gheorghe (1905—1965), astronom si seismolog roman, prof. la Univ. din Bucuresti. Cercetari de mecanica cereasca (orbitele primilor sateliti ai lui Jupiter), astrometrie meridian&, precum si asupra activitatii seismice si structurii scoartei terestre pe teritoriul Romaniei. Op. pr.: Cutremnre de pamint, 1959; Astronomie elementard, 1962. (E.T.) Phecda v. Ursa Major Phobos, satelit (v.) al planetei Marte (v.). (E.T.) Phoebe, satelit (v.) al planetei Saturn (V.). (G.S.) Phoenix (Phoenix), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, con-tinind citeva stele mai stralucitoare. Este invizibila din Romania. (G.S.) Piazzi, Giuseppe (1746—1826), astronom italian, prof. la Univ. din Palermo si dir. al Obs. din Palermo si Neapole. A elaborat un catalog de stele. A descoperit primul asteroid — Ceres (1 ian. 1801) — si ca steaua 61 Cyg este о dubla fizica. Numele sau a fost atribuit asteroi-dului cu numarul de ordine 1000 (Piazzia). (E.T.) Picard, Jean (1620— 1682), astronom si geodez francez, prof. la College de France. P&rintele astronomiei mo-derne in Franta. A aplicat pentru prima data luneta ca dispozitiv de vizare pentru determinarea pozitiilor stelare. A determinat valoarea exacta a gradului de meridian (rezultat folosit de Newton la fundamentarea teoriei gravitatiei). A pus bazele (1679) publicatiei anuale Connaissance des Temps. Op. pr.: La mesure de la Terre, 1671; Traite dunivellement, 1684. (E.T.) Pickering, Edward Charles (1846 — 1919), astronom american, frate cu W. H. V.; prof. si dir. al Obs. Harvard. A initiat si condus suprave-gherea fotografica a cerului. A descoperit prima binara spectroscopic^,, Mizar (impreuna cu H. K. Vogel), si о serie de stele variabile in roiurile globulare. A efectuat numeroase observatii fotometrice si spectroscopice, care au servit la alcatuirea cataloagelor 277 pilA stelare Revised Harvard Photometry (9100 de stele) si Henry Draper Catalogue (cu clasificarea spectrala a 225 000 de stele). (E.T.) Pickering, William Henry (1858 — 1938), astronom american, frate cu E.C.P., a efectuat observatii privind Luna (comparind ulterior craterele lunare cu cele din insulele Hawaii), eclipsele solare, cometele si planeta Marte. A descoperit al 9-lea satelit al lui Saturn (1898) si 1-a prezis pe cel de al 10-lea. A prev&zut (1909) existenta planetei Pluto, stabilindu-i pozitia. Op. pr.: Visual Observations of the Moon and Planets, 1900; The Moon, 1903; A Search for a Planet beyond Neptun, 1909. (E.T.) Pictor (Pictorul), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, cu foarte putine stele stralucitoare. Este invizibila din Romania. (G.S.) pila de combustie, generator electric funcjiionind prin alimentare continua, in care energia rezultata prin oxidarea unui combustibil este convertita in energie electrica de curent continuu. Sin. pila cu combustibil. Un astfel de generator a fost propus de H. Davy in 1802, fiind realizat practic prima oara de W. R. Grove in 1839. Ran-damentul p. de c. este de c. doua ori mai mare decit al turbogeneratoarelor, a caror functionare este limitata de ciclul Carnot. Fiind inca nerentabile pentru a inlocui generatoarele electrice clasice (datoritS, pretului de cost ridi-cat al combustibililor utilizati), p. de c. si-au dovedit utilitatea in astronautica, datorita greutatii reduse si puterii ridicate pe care о dezvoltS,. In principiu, о p. de c. se compune din doi electrozi — anodul (electrodul de combustibil), unde are loc oxidarea substantei combustibile (ex. hidrogen molecular H2, alcool metilic CH3OH, N2H4), si catodul (electrodul de oxidant), unde are loc redu-cerea oxigenului molecular — sepa-rati printr-un electrolit sau printr-o membrana schimbatoare de ioni si EiectFolit sau membrana schimbatoare de ioni b Fig. 131. a — Schema unei pile de combustie hidrogen-oxigen. b — Miscarea particulelor in interiorul pilei de combustie. legati la bornele receptorului de curent. In fig. 131 este redata schema unei p. de c. cu hidrogen (a), in cadrul careia este pus& in evident^ deplasarea particulelor electrizate (b). La anod, moleculele de hidrogen sint ionizate potrivit reactiei: 2H2 —* 4H+- + 4e“. Hidrogenul ionizat patrunde in electrolit, iar electronii liberi tree prin circuitul exterior aj ungin d la catod, unde are loc reactia: 4П+ + 4e~ + 02-> 2H20. Astfel, bilantul reactiilor chimice este: 2H2 + 02-> 2H20; in p. de c. cu hidrogen are loc astfel о reactie chimica controlata, inversa electrolizei, apa fiind sintetizata din hidrogen si oxigen cu eliberare de PIONEER 278 Fig. 132 energie electricS. si caldura. P. de c. de acest tip au fost utilizate in cazul navelor spatiale Gemini si Apollo, greutatea lor fiind de 6—10 ori mai mica decit a celor mai perfectionate baterii chimice disponibile; in plus, ele prezinta caracteristici remarcabile de fiabilitate si stabilitate, putind constitui totodat& surse de apa pota-bil&. Pentru zborurile spatiale inde-lungate s-a emis ideea cuplarii p. de c. cu instalatii de regenerare a combustibilului si oxidantului prin disociere termica sau prin. electroliza produselor de reactie finale, folosind energia solara sau nucleara. (F.Z.) Pioneer, serie de statii spatiale (v.) automate americane (fig. 132), lansate incepind de la 11 oct. 1958, cu scopul studierii din imediata vecina-tate si al transmiterii de date asupra Lunii, Soarelui si planetei Jupiter. Ultimele doua statii, P. 10 si P. 11, au fost dotate cu aparatura de masura, observatie, analiza si teletrans-mitere a imaginilor si informatiilor (ex. fotopolarimetre, magnetometre, fotometre, radiometre in infrarosu, detectori de radiatii) privind planeta Jupiter (v.). Lansat la 1 mart. 1972, P. 10 a survolat planeta Jupiter (v.) la c. 130 000 km (dec. 1973) si a transmis: date despre magnetosfera planetei (intensitatea cimpului magnetic, centurile de radiatii etc.) ; harta termica a suprafetei survolate; imagini ale planetei si ale Petei Rosii etc. Lansat la 6 apr. 1973, P. 77 a survolat planeta Jupiter la c. 45 000 km (dec. 1974) si a transmis: c. 500 imagini alb-negru si color ale planetei; date despre atmosfera planetei si, in special, despre compozitia si miscarile straturilor de nori; primele fotografii ale polului sud etc. In 1979, cind P. 10 urmeaza a survola planeta Uranus, P. 11 va ajunge in apropierea planetei Saturn, despre care va furniza probabil primele informatii de la „fata locului". In 1978 este prevazut& lansarea a doua statii P. in directia planetei Venus, prima destinata sa devina satelit al acesteia la о altitudine de 200 km, iar a doua s§, plaseze trei capsule in atmosfera venusiana si о capsula pe solul planetei (prin aterizare lina). Acestor statii (incarc&tura utilS,: 517 kg) le va urma statia VOIR (incarcatur& util&: 832 kg) ce va deveni satelit artificial al planetei si va efectua cartografierea suprafetei acesteia. In continuare sint progra-mate si doua statii P. in directia Jupiter-Uranus (1979) si Jupiter (1981). (F.Z.) pirheliometru, aparat pentru masu-rarea intensit3J:ii radiatiei solare di-recte, bazat pe determinarea canti-tatii de c&ldura rezultate prin absorb-tia acestei radiatii; poate fi absolut (sau etalon) sau relativ (numit si actinometru). Primul tip de p. absolut, bazat pe principiul calorimetric, a fost inventat in 1839 de fizicianul francez Claude Servais Matthias Pouillet si const& dintr-un recipient de sticla umplut cu ap& si prev&zut la un capat cu un strat de argint innegrit. Din cresterea temperaturii a-cestui recipient pe minut rezulti intensitatea global^, a radiatiei solare 279 piticA (absorbite de stratul de argint), de unde, tinind seama de absorbtia in atmosferS,, se poate deduce valoarea constantei solare (v.). Pouillet a obti-nut astfel pentru constanta solara valoarea de 1,76 cai • min/cm2. Va-riante imbun&t&tite de p., folosite indeosebi de C.G. Abbot, se bazeaza pe egalizarea energiei solare absorbite cu energia furnizata de substan-ta calorimetriccl, prin metode meca-nice sau electrice. (E.T.) Pisces (Pestii)t constelatie (v.) (fig. 133) zodiacala din regiunea ecuatoriaia a cerului, cu stele numeroase, dar putin stralucitoare, traversata de Soare in lunile mart. — apr. Este vizibila din Romania in timpul toamnei. (G.S.) Piscis Austrinus (Pestele Austral), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, continind о singura stea mai stralucitoare, Fomalhaut (v.). Este vizibila din Romania putin deasupra orizontului. (G.S.) pitica alba, stea aflata in stadiul final al evolutiei sale, caracterizata prin-tr-o luminozitate mica, magnitudinea sa absoluta fiind cu 8—12 unitati mai mare decit a stelelor secventei principale cu spectre asemanatoare, datorita dimensiunilor sale mici, mai apro- piate de cele ale planetelor decit de ale Soarelui. Primele pitice descope-rite aveau tipuri spectrale de la В la F, corespunz&toare unor tempera-turi superficiale ridicate (de unde provine numele lor de albe). Unele p.a. sint componente ale unor sisteme de stele duble (ex. Sirius B), prin determinarea maselor lor ob£i-nindu-se valori de ordinul masei Soarelui (0,3—1 Mq) ; rezultao densitate de ordinul a 105— 10s g/cm3. In astfel de stele, cu densitati mari si temperaturi nu prea ridicate, elec-tronii formeaza un gaz degenerat, in care, conform principiului lui Pauli si statisticii Fermi, aproape toate st&rile cuantice sint ocupate; presiunea acestui gaz nu depinde de temperatura si este proportional cu densitatea lui la puterea 5/3 pentru degenerarea simpla si 4/3 pentru cea relativista, opunindu-se contractiei stelei. Din calcul s-a obtinut pentru p.a. о relatie masa-raza, maximul masei posibile pentru о raza care tinde catre zero fiind 1,44 Mq (limita lui Chandrasekhar). In cazul unor mase mai mari, contractia nu poate fi oprita de presiunea gazului electronic degenerat, iar steaua poate deveni о stea neutronica sau о gaura neagra. P.a. stralucesc racindu-se treptat; ele nu detin surse de energie interna, hidrogenul lor central fiind epuizat si reactiile termonucleare ne-putind avea loc din cauza temperaturii lor insuficient de ridicate. La suprafata unor p.a., a caror atmosfere au о grosime foarte mica, hidrogenul care exista prezinta linii foarte 1йг-gite si deplasate spre rosu, conform efectului Einstein; in atmosferele altor p.a. a fost observat heliul. In interiorul stelelor cu mase mai mici de 0,07—0,09 Mq nu se pot amorsa reactii termonucleare din cauza cresterii insuficiente a temperaturii prin contractie gravitajionala, iar acestea sfirsesc ca pitice negre (compuse din gaze degenerate). Stelele cu mase mai mari ca 1,44 Mq pot sa-si incheie evolutia devenind p.a. prin pierderi de masa sau procese explozive. De PITICA 280 asemenea, p. a. pot lua nastere si in sisteme duble, in urma unor procese de transfer de masa. Se apreciaza ca, in cazul stelelor din vecinatatea Soarelui, numarul p.a. este 1—10%. In prezent, numarul p.a. observate ajunge la c. 1000. (C.P.) pitica ro?ie, stea din secventa principaia, de clasa spectrala G, К sau M. Astfel de stele au raze mici, cuprinse intre 1 si 1/10 din raza Soarelui, si temperaturi efective cobo-rite, luminozitcltile lor fiind mici, cuprinse intre 1 si 1/100 din luminozi-tatea Soarelui. (C.P.) Pirvulescu, Constantin (1890— 1945), astronom roman, prof. la Univ. din CernAuti, Timisoara si Cluj; dir. al Obs. din Cluj. Contributii la studiul galaxiilor, al roiurilor globulare, al stelelor duble §i al structurii Galaxiei. A scris cursuri si lucrari de populari-zare a astronomiei. (E.T.) planetariu, mecanism ce reproduce pe о cupola (v.) bolta cereasca si miscarile (aparente ale) astrilor. Contine un ansamblu de aparate de proiectie, dintre care unele formeaza imaginea cerului instelat boreal sau austral, iar altele imaginile Soarelui, Lunii, planetelor, satelitilor naturali si artificiali si redau miscarea acestora print re stele. Un sistem de iluminare progresiva a bol£ii, la baza c&reia se poate figura panorama unui oras, permite trecerea lenta de la zi la noapte si invers. P. permite re-darea aspectului cerului in diferite anotimpuri, demonstrarea miscarii diume, a fenomenului precesiei echi-noxurilor etc. Primele p. moderne au fost construite in 1925 de firma C. Zeiss din Jena. (G.S.) planeta, corp ceresc f&r& lumina pro-prie, care graviteaza in jurul Soarelui (sau al unei alte stele), observat de pe P&mint datorita luminii solare (sau stelare) pe саге о reflects,. In sistemul solar (v.) exista p. mari (sau p. propriu-zise), de dimensiuni comparabile cu ale Pamintului, si mici p. (sau aster oizi), de dimensiuni mult mai mici (v. asteroid). Sistemul solar cuprinde 9 p. (mari) care, in ordinea departarii de Soare, sint (v. tabelul 18): Mercur, Venus, Pamint, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun si Pluto. In functie de a-ceasta departare se deosebesc p. inte-rioare (sau inferioare), mai apropiate de Soare decit Pamintul, si p. exte-rioare (sau superioare), ale caror orbite se afla in afara orbitei terestre. Prin luneta, spre deosebire de stele (ce prezinta aspect punctiform), a-ceste p. apar de forma unui disc lu-minos mai mic sau mai mare (in functie de distanta lor fata de Pamint). Stralucirile lor sint foarte diferite; astfel, Venus este cea mai stralucitoare, Marte si Jupiter devin uneori mai stralucitoare decit cea mai stralucitoare stea, Sirius, Mercur si Saturn au straluciri aprox. egale cu cele ale stelelor Vega sau Arctu-rus; Uranus mai este inca vizibil cu ochiul liber, in timp ce Neptun si Pluto pot fi observate numai cu luneta sau fotografie. De asemenea, stralucirea fiecarei p. variaza in timp (ex. in cazul lui Marte, cu 5m), datorita modificarii distantelor fata de Pamint si de Soare, precum si a fazei sale (ex. cazul p. Mercur si Venus). Aspectul colorat al unor p. se datoreste structurii suprafetei lor si compozitiei chimice a atmosferei. Dupa dimensiuni, se deosebesc p. asem&n&toare PAmintului sau te-lurice (Mercur, Venus, Marte si Pluto) si p. asemanatoare lui Jupiter sau gigante (Saturn, Uranus si Neptun); p. din prima categorie prezint& mase si volume apropiate de cele ale Pamintului, densitati mari, viteze de rotate mici si atmosfere nu prea dense, in timp ce p. din cea de-a doua categorie au mase si volume mari, densitati mici, viteze de rotate foarte mari si atmosfere foarte dense. Toate p. prezinta mi§ciiri de revolutie in jurul Soarelui pe orbite aprox. eliptice, conform legilor lui Kepler (v.). In decursul miscarilor, ele ocupa Tabelul 18 Planetele sistemului solar Obiectul Sim- Distanta Raza Inversul Perioada si- Perioada Excentrici- Inclinarea Densi¬ Albedoul bol medie km masei deral& de rota¬ tatea fata de pla¬ tatea UA 1/M0 ani tropici tie (1900,0) nul eclipticii g/cm3 d (1900,0) Soare О - 695 980 1 - 25,36 - - 1,41 - Mercur 7 0,3871 2 439 6 025 000 0,241 59,7 0,20561 7°00'10" 5,42 0,058 Venus 9 0,7233 6 050 408 520 0,615 243,16 0,00682 3 23 37 5,25 0,76 P&mint 6 1,0000 6 378 332 945 1,000 1,00 0,01675 0 00 00 5,52 0,39 Marte 6 1,5237 3 394 3 098 000 1,881 1,03 0,09331 1 51 01 3,96 0,15 J upiter 4 5,2037 70 850 1047 11,865 0,41 0,0484 1 18 1,33 0,51 Saturn 5 9,5803 60 000 3 498 29,650 0,43 0,0558 2 29 0,68 0,50 Uranus t 19,1410 25 400 22 900 83,744 0,89 0,0472 0 46 1,60 0,66 о Neptun \ \ s 30,1982 23 076 19 400 165,510 0,53 0,0086 1 46 1,65 0,62 + Pluto p 39,4387 6 800 4 000 000 247,687 6,39 0,2486 17 09 - 0,16 281 PLANETA PLANETE 282 pozitii caracteristice (speciale) in raport cu Soarele si Pamintul (v. con-figuratie astronomica), miscarile lor aparente fata de un observator situat pe Pamintul mobil fiind deosebit de complexe. In proiectie pe sfera cereasca, traiectoriile aparente ale p. au forma unor curbe foarte complicate, cu bucle ce sint descrise cind in sens direct, cind retrograd. In punctele de intoarcere dintre cele doua sensuri miscarea este stationara, intr-un asemenea punct p. prezentind о statie. Ca si in cazul Lunii, la p. se deosebesc о revolutie siderala si una sinodica, definite in mod ase-manator. Majoritatea p. au sateliti naturali, Saturn prezentind in acest sens о particularitate unica — inelul. P. cele mai apropiate de Pamint au inceput sa fie studiate cu ajutorul statiilor automate interplanetare; astfel, statiile spatiale de tip Marte, Mariner, Venus, Pioneer si Viking au transmis date si imagini privind p. Marte, Venus si Jupiter. Au fost emise ipoteze potrivit carora, in afara celor 9 p., in jurul Soarelui s-ar roti si alte p. mai indepartate; neputind fi observate la о asemenea departare, existenta lor ar putea fi pusa in evidenta prin calcule de mecanica cereasca. (G.S.) planete troiene, grup de 14 asteroizi (v.) care se misca foarte aproape de orbita planetei Jupiter, in punctele de libratie, precedind sau urmind planeta la о distanta unghiulara de 60° si pastrind continuu a-ceeasi configuratie fata de Soare si Jupiter. Este probabil ca in aceste puncte sa existe si alti asteroizi mai mici, care n-au fost inca detecta Ji. P.t. executa miscari complicate, cu perioade intre 12 si 148 ani, in jurul acestor puncte. De asemenea, aceste miscari se complica si din cauza co-mensurabilitatii de 5/2 a miscarii medii a p.t. cu aceea a planetei Saturn. Dimensiunile p.t. variaza intre 86 (Ajax) si 272 km (Patroclus); alte caracteristici ale p.t. sint pre-zentate in tabelul 19. (E.T.) planetoid —► asteroid planetoid artificial, vehicul spatial care, dupa ce i s-a imprimat о viteza cel putin egala cu a doua viteza cosmica, evolueaza pe о orbita helio-centrica aprox. eliptica. Primul p.a. a fost statia automata sovietica Luna 1 (ian. 1959) (fig. 134); aceasta a fost urmata de Luna 4 si 6, Venus 1 si 2, Marte 1, Zond 1, 2, 3 si 4, Pioneer 4 — 9, Ranger 3 si 5, Mariner 2 — 7 etc. (F.Z.) planetologie, ramura a astrofizicii pla-netare, ce studiaza stractura planetelor si a satelitilor lor, precum si evolutia acesteia in timp; constituie о extindere a geologiei la seara pla-netara. Atmosferele si miscarile planetelor nu formeaza obiectul p. (C.P.) plan galactic, planul de simetrie al sistemului stelar in care se afla Soarele — Galaxia —, caracterizat prin cea mai mare concentrare a materiei stelare si interstelare. Sin. planul ecua- Tabelul 19 Magnitu¬ Descoperitorul si dinea fo- Nr. Denumirea descoperirii anul tograficfi la opozitie 588 Achilles M. Wolf 1906 16,0 617 Patroclus Kopff 1906 15,8 624 Hector Kopff 1907 15,2 659 Nestor M. Wolf 1908 16,3 884 Priam M. Wolf 1917 16,5 911 Agamemnon A. Reinmuth 1919 15,4 1143 Odysseus A. Reinmuth 1930 16,0 1172 Aeneas A. Reinmuth 1930 16,0 1173 Anchises A. Reinmuth 1930 16,6 1208 Troilus A. Reinmuth 1931 16,4 1404 Ajax A. Reinmuth 1936 16,8 1437 Diomedes 15,8 1583 Antilochus 16,5 1647 Menelaus 18,2 Diame¬ Orbita Perioada semiaxa excentri- in din a- mare citatea rea UA 118 5,211 0,148 10°, 32 11,94 272 5,207 0,140 22 ,08 1 1,84 216 5,121 0,025 18 ,28 1.1,67 118 5,237 0,110 4 ,52 11,93 142 5,216 0,120 8 ,89 11,98 172 5,154 0,067 21 ,89 11,62 136 5,208 0,092 3 ,15 11,76 118 5,165 0,102 16 ,71 11,91 104 5,094 0,136 6 ,98 11,50 98 5,161 0,092 33 ,70 1 1,74 86 5,209 0,113 18 ,09 11,63 130 5,083 0,046 20 ,61 11,95 5,277 0,054 28 ,30 5,222 0,028 5 ,65 PLANETE PLAN 284 tor ului galactic. Este perpendicular pe axa de rotatie a Galaxiei, Soarele fiind situat la c. 15 pc de acest plan. P.g. constituie planul fundamental al sistemului ceresc de coordonate astronomice (v.) galactice, fiind incli-nat fat3, de planul ecuatorului ceresc cu un unghi de 62°,6. (G.S.) plan meridian, orice plan continind axa polilor (axa lumii); atunci cind contine verticala locului, este denu-mit p.m. al locului. (G.S.) plan orar, plan format de axa lumii si о anumita stea, definit prin unghiul (orar) pe care-1 face cu planul meridian al locului. (G.S.) planul orizontului v. orizont plasma, substanta constind dintr-un amestec de particule electrizate (electroni si ioni) si neutre (atomi si molecule), din care sint constituite stelele, nebuloasele planetare, pulsarii, ionosfera terestra, spatiile interplanetare, interstelare, intergalactice etc. Poate fi considerate in echilibru termodinamic local, la temperatura T, si este adesea caracterizata de un cimp magnetic de intensitate H. Particulele componente — electroni (e), ioni (i), atomi (a) sau molecule (M) —, de mase m, Mi, Ma, Mm si sarcini electrice e, Ze si 0, prezinta densitati Ne, Nt, Na siNm\ valorileunora dintre acestea, pentru anumite plasme cunoscute in astrofizica, sint redate in tabelul 20. Cind drumul liber mijlociu depaseste cu mult ceilalti parametri liniari (ex. in vintul solar, stelar sau galactic, sau in magneto-sfera), p. este practic fara ciocniri. P. fcira ciocniri „captata" intr-o cap-can& magnetic^ este preconizata drept combustibil in viitorii reactori nu-cleari cu fuziune. (E.T.) platforma stabilizata, dispozitiv component esential al sistemelor de orien-tare ale vehiculelor spatiale, care nu-si modifica pozitia unghiulara in raport cu anumiti astri de referinta, indiferent de miscarea in care este antrenat. Avind la baza principiul giroscopului (v.), p.s. poate sustine accelerometre, detectori optici ai astri-lor, antene de mare directivitate si alte aparate care nu trebuie sa par-ticipe la miscarile unghiulare ale vehiculului spatial. Intrucit precesia gi-roscoapelor duce treptat la deregla-rea p.s., acestea necesita un control periodic insotit de reglarea pozitiei lor in functie cu reperele astrale. V. si orientarea vehiculului spatial. (F.Z.) Platoul—> Mensa Pleiade, roi stelar deschis (fig. 135) din constelatia Taurus, situat la Ascensie dreapta Fig. 135 285 Tabelul 20 PLEIADE Plasma Me Na + Nm Те H cm-3 cm'3 к A/m Ionosfera D ^ 70 km 103 2 • 1015 2 • 102 ~ 25 E ^ 100 km 105 ziua 6 • 1012 (2-3) • 102 ~ 25 103 noaptea Fj ^ 200 km 105 ziua 1010 103 ---• 25 '**'-'0 noaptea F2 ~ 300 km 106 ziua 109 (1-3) • 103 ~ 25 105 noaptea Spatiul interplane¬ 1-104 0 CO о tar О Г *-4 о J i о со о Coroana solara 1 0 103- 106 10-3- 102 41 О Cromosfera solara 1012 0 104 10-2 Interiorul stelelor 1027 0 107*5 - Nebuloase plane¬ 103- 105 0 о 1 tare Г 0 ч 7 IN 1 о Regiuni H II 102- 103 0 103- 104 ~10~4 Pitice albe 1032 0 107 ~ 108(supra- fata) Pulsari 1042 (centru) 0 ~ 1014 (supra¬ 1012 (supra¬ 0 fata) fata) 0 i Spatiu interstelar CO 10-2- 105 108 ~10'4 1 О Spatiu intergalactic ^ IO"5 0 105 --- ^ 10~6 c. 400 a.i. de Soare. Cu ochiul liber in acest roi sint vizibile 9 stele mai str&-lucitoare, denumite (in ordinea magni-tudinilor aparente): 3 — Alcyone, cea mai stralucitoare (2, 8), 2 — Atlas {3,6), 8 — Electra (3,7), 5 — Maja (3,8), 4 — Merope (4,2), 7 — Tayge-ta (4,3), 7 — Pleione (5,1), 9 — Ce-laeno (5,5), 6 — Aster ope (5,8). Nu-тйги! total al stelelor din P. este apreciat la 300—500, ele fiind cuprin-se intr-un spatiu de diametru unghiular sub 2° si diametru liniar de aproape 10 pc. Abia in 1874 s-a constatat ca intregul roi constituie nucleul unei nebuloase difuze, vizibila mai ales in jurul stelelor mai stralucitoare саге о ilumineaza. Datorita distantelor unghiulare mici dintre stelele principale, acestea ser- PLEIONE 286 vesc la etalonarea micrometrelor cu fir. (G.S.) Pleione v. Pleiade Pluto, planeta (v.) cea mai indepar-tata de Soare a sistemului planetar. Pe baza calculelor care au interpre-tat perturbatiile lui Neptun si unele perturbatii slabe ale lui Uranus (ne-explicate de prezenta lui Neptun), in 1919 au fost realizate fotografii ale unei anumite regiuni a cerului in care planeta a aparut ca un astru cu magnitudinea aparent& aproape 15; abia in 1930 a fost identificata ca planets de astronomul american Clyde William Tombaugh care, po-trivit indicatiilor lui P. Lowell, 1-a denumit P. Descoperirea lui prin calcul, ca si unele anomalii observate in miscarea sa, au incurajat continua-rea c&utarii in acelasi mod a unei a zecea planete, pina in prezent fara un succes clar. P. se roteste in jurul Soarelui cu о vitezS, mijlocie de c. 4,74 km/s, descriind in timp de c. 247,7 ani orbita planetarS, cu cea mai mare excentricitate (0,248) din sistemul solar, situate intr-un plan cu cea mai mare inclinare fata de planul eclipticii (17°9'). Distanta sa fata de Soare variaza intre 29,7 (la periheliu, cind planeta se afla in interiorul orbitei planetei Neptun) si 49,3 UA (la afeliu), avind о valoare medie de 5,766 miliarde km. De pe Pamint, P. poate fi observat numai cu ajutorul marilor telescoape, diametrul s&u aparent fiind mult mai mic de 1" (c. 0",3), ceea ce ii confers, un aspect cvasistelar, iar albedoul sau fiind de 0,16. La temperatura extrem de joasa, corespun-zind dep&rtarii sale mari de Soare, majoritatea gazelor de la suprafata planetei trebuie sa fie condensate; prin masuratori efectuate asupra undelor reflectate de P. s-a apreciat (M. Hart, 1975) totusi ca aceasta are о atmosfera destul de densa, alc&tuita aproape in intregime din neon. Variatia stra,lucirii sale prezinta, о perioada, de 6 d 9 h, care poate fi considerata, perioada de rotatie a planetei in jurul axei proprii. Necunoscindu-se nici un satelit al planetei P., determinarea masei sale este dificila; aceasta a putut fi totusi evaluate, prin studierea perturbatiilor slabe ale miscarii planetelor Uranus si Neptun, stabilindu-se ca este mai mica decit cea a PSmintului (cu c. 0,18 mase terestre). Pe baza masuratorilor diametrului sau unghiular, diametrul liniar al lui P. s-a apreciat a fi de c. 13 600 km. Au fost emise ipoteze explicative dintre care una, privind supraestimareamasei planetei P., pare verosimila. О precizie superioarS, in determinarea acestei mase pe baza perturbatiilor miscarii lui Neptun ar putea fi obtinuta dupa, ce Neptun si P. vor descrie arce mult mai mari ale orbitelor lor (masurate de la data descoperirilor lor). (G.S.) Pogson, Norman Robert (1829— 1891), astronom englez, dir. al Obs. Hartwell. Cunoscut mai ales pentru in-troducerea scalei de magnitudini, dupa care diferenta de 5 magnitudini stelare corespunde la un raport al stra-lucirilor lor de 1/100. A descoperit 9 asteroizi si 7 stele variabile. In colaborare cu G.B. Airy a determi-nat (1854) densitatea Pamintului. (G.S.) Poincare, Jules Henry (1854— 1912), matematician, astronom si filozof francez, prof. la Univ. din Paris; membru al mai multor academii, printre care si Academia Romana. Pe linga, lucrarile sale deosebit de valoroase din domeniile matematicii (ecuatii diferentiale, algebra, geometric), fizicii, filozofiei, a adus contributii importante in cosmogonie si mecanica, cereasca. Op. pr.: Les me-thodes nouvelles de la Mecanique celeste, 1892—1899; Lessons sur les hypotheses cosmogoniques, 1911. (E.T.) 287 POPOVICI pol, punct de pe sfera, situat la distanta unghiulara de 90° de toate punctele unui cerc mare; punctul diametral opus indeplineste aceeasi conditie. Astfel, p. ceresti se afla la 90° de orice punct al ecuatorului ceresc. In mod similar se definesc, in raport cu ecliptica si cu ecuatorul galactic, p. ecliptici si p. galactici. P. nord ecliptic si p. nord galactic se afla pe aceeasi emisfera cereasca cu p. nord ceresc. In cazul planetelor, satelitilor sau Soarelui, p. sint situati la intersectia axei de rotatie cu suprafata planetei, satelitului sau Soarelui, p. nord fiind acela din care miscarea de rotatie are loc in sens direct. (G.S.) Polaris (Steaua Polard), steaua cea mai stralucitoare — a — din constelatia Ursa Minor, de magnitudine aparenta medie 2,12, situata la c. 650 a.i. de Soare. Este о supragi-ganta de clasa spectrala F8 si, fata de Soare, are luminozitatea de c. 5000 de ori si diametrul de c. 100 de ori mai mari. P. este о variabila de tip 8 Cep, cu о perioada de aproape 4 d si, in acelasi timp, о dubla spectroscopica cu perioada de c. 30 ani, avind un companion vizual (de magnitudine 8,8) situat la о distanta unghiulara de 18" (fiind deci, de fapt, о stea tripla). Numele ei provine de la faptul ca se afla la distanta unghiulara de numai 55' fata de polul ceresc nord. Datorita precesiei echinoctiilor, aceasta distanta se va micsora pina la 28' prin anul 2100, dupa care incepe sa creas-ca; peste c. 5300 ani roiul de stea polara va fi al stelei Alderamin si prin anul 13500, al stelei Vega, iar peste 25 700 ani, P. va indica din nou polul nord ceresc. (G.S.) Poliot, serie de sateliti artificiali so-vietici ai Pamintului, lansati incepind din nov. 1963 in scopul incer-carii unor noi sisteme de pilotaj si navigatie spatiala. (F.Z.) Pollux, cea mai stralucitoare stea — P — din constelatia Gemini (v.), situata la c. 35 a.i. de Soare. Este cea mai apropiata stea giganta, de clasa spectrala K0 si magnitudine aparenta 1,15, avind luminozitatea de 32 ori mai mare decit a Soarelui. (G.S.) polodie, curba complicate (fig. 136), putind fi inscrisa intr-un patrat cu latura de c. 25 m, descrisa pe suprafata Pamintului de polul nord in-stantaneu de rotatie (v. miscarea po-lilor Pamintului); perioada cu care acest pol descrie о rotatie completa in jurul unei pozitii mijlocii variaza in timp. (G.S.) Pons-Winnecke v. cometa Popovici, Calin (1910— 1977), astronom roman, prof. la Univ. Bucuresti. Lucrari de fotometrie stelara, fizica solara si solar-terestra, astronomie geo-dezica, triangulatie cosmica si filozofie a astronomiei. A initiat si dezvoltat cercetarile astrofizice si spatiale de la Obs. din Bucuresti. A conceput me-toda cercului de simultaneitate (v.) si a efectuat studii asupra meteorilor, miscarii Soarelui in spatiu etc. A publicat numeroase lucrari de popu-larizare a astronomiei. Op. pr.: Stelele. Date fizice, structura interna, ori-j>inea si evolutia lor, 1958. (E.T.) Popovici, Constantin (1878— 1956), matematician si astronom roman; prof. la Univ. din Iasi si din Bucuresti, membru al Academiei Romane. A contribuit la infiintarea Obs. din Iasi (1913), pe care 1-a condus. Ulterior, a fost dir. al Obs. din Bucuresti. A scris lucrari matematice in domeniul ecuatiilor functionale, e-cuatiilor integrale si sistemelor de ecua^ii diferentiale. A efectuat studii privind distributia pulberii cosmice in jurul unei stele, formarea cozilor de comete, virsta sistemului solar, presiunea luminii in mecanica cereasca. (E. T.) POPOVICI 288 Fig. 136 Popovici, Pavel Romanovici (n. 1930), aviator si cosmonaut sovietic. A fost pilot pe nava cosmica Vostok 4 (12 aug. 1962) si comandantul echipa-jului Soiuz 14 (4—19 iul. 1974), care a efectuat experience in interiorul laboratorului spatial Saliut 3. (F.Z.) populatie (stelara), categorie de obiecte ceresti, care se aseamanS, prin abundenta elementelor grele, prin dispunerea lor in Galaxie si vitezele lor fata de planul acesteia, precum si prin virsta. Notiunea a fost^ intro-dusa in 1944 de W. Baade. In prezent se admite existenta a 5 p., denumite: extrema de tip I (materie interstelar^ si obiecte ceresti tinere, concentrate in planul galactic, cum sint stelele din bratele spirale, cele de clase spectrale О si В etc.); de tip I sau de disc (stele din nucleu, nove, nebuloase planetare etc.); virst-nica de tip I (stele cu intense linii ale metalelor, stele de clasa spectrala A, roiuri galactice virstnice, ca M 67, etc.); de tip II (diferite tipuri de stele variabile de perioada lunga, stele rapide etc.); extrema de tip II sau de halo (cele mai batrine obiecte, situate in Galaxie sub forma de aureola sau de halo: roiuri globulare, subpitice, stele RR Lyr cu perioada mai mare de 0,4 d etc.). P. extreme de tip I este dispusa in forma de disc plat, la distante medii de planul galactic relativ mici, de c. 120 pc, obiectele ceresti din aceasta categorie fiind caracterizate prin: diagrame H—R asemanatoare, viteze normale pe planul galactic mici, de c. 8 km/s, concentrare slaba spre centrul Galaxiei si abundenta relativa normala a elementelor grele j(0,04); printre sM>®. ##<• Luneta de la Obs. Yerkes (Chicago — S.U.A.) Radiotelescopul de la Obs. Parkes (Australia) Telescopul (reflector) cel mai mare din lume, plasat in muntii Caucaz linga Zelenciuk-skaia (U.R.S.S.) Racheta Vostok pe rampa de lansare Citeva minute inainte de startul rachetei Soiuz Racheta Saturn 5 la start Satelitul artificial Nimbus 5 Satelitul artificial Statia interplanctara Marte 1 Statia interplanetara Mariner 4 Statia interplanetara Venus 8 Stafia interplanetara Pioneer 10 Modulul de explorare al statiilor interplanetare Viking Skylab Stadia terestra de urmarire a sateli^ilor meteorologici Tiros 289 PRECESIE aceste obiecte se numara roiurile ste-lare deschise, asociatiile stelare etc. P. extrema de tip II este dispusa sub forma unui halo putin turtit, la distance medii de planul galactic de c. 2000 pc, obiectele ceresti respective fiind caracterizate de : diagrame H —R asemanatoare, viteze normale pe planul galactic de c. 75 km/s si •abundenta relativa mica a elementelor grele de (-i--------din cea normala) • 200 5 Cele mai batrine stele se afla in roiurile globulare in care nu exista materie interstelara si sint caracterizate prin cea mai mica abundenta a elementelor grele. Materia interstelara, imbog&tita treptat cu elemente grele (sintetizata in interiorul stele-lor si expulzata ulterior in spatiu prin explozii de supernove, vint ste-lar etc.), devine materia originara a unei generatii noi de stele, cu о abundenta mai mare a elementelor grele, ceea ce duce la formarea unor generatii succesive de stele. (C.P.) por, formatiune intunecata de dia-metru redus (1500 — 3000 km), care apare in fotosferS, izolat sau in gru-puri. Astfel de formatiuni pot evolua formind pete solare sau grupuri de pete solare, sau pot sa dispara la citeva zile dupa aparitie. In clasi-ficarea petelcr solare (v.), p. ocupa clasele A (grup de p. unipolar) sau В (grup de p. bipolar). (E.T.) Porumbelul —► Columba postcombustie, ansamblul proceselor de ardere complete, a unei cantitati suplimentare de carburant (intr-o camera speciala, situata dupa turbina unui motor aeroreactiv), a gazelor care au servit la antrenarea turbopom-pelor motorului-racheta cu proper-goli lichizi, a propergolilor lichizi re-ziduali ai unui motor-rachetS. chimic sau a resturilor de carburant si gaze incomplet arse (prin injectare de aer in ajutajul motorului reactiv). Sin. ardere suplinientard. Contribuie la cresterea (cu pina la 30 — 40%) a fortei de tractiune a motoarelor cu reactie. (F.Z.J postnova v. nova potential gravitational, potential ai fortei gravitationale, ale carei deri-vate partiale dupa diferite directii sint numeric egale cu componentele acesteia dupa directiile respective. Folosirea p.g. simplifica uneori stu-diul proprietatilor cimpurilor de forte datorita faptului ca acesta este о marime scalara, pentru a carei defi-nire este necesara doar cunoasterea marimii sale. (G.S.) Praesepe, roi deschis de stele, situat in constelatia Cancer la c. 490 a.i. de Soare, cuprinzind c. 350 stele. Este vizibil din Romania cu ochiul liber. (G.S.) praf cosmic v. materie interstelara praf lunar v. Luna prabusire gravitationala —> colaps gravitational precesie (generala), deplasare in lun-gul eclipticii (p. luni-solard ) si al ecua-torului ceresc (p. planetard) a punc-telor echinoctiale (de iritersectie a ecuatorului ceresc cu ecliptica) — vernal si autumnal —, datorita atrac-tiilor Lunii si Soarelui asupra proe-minentei ecuatoriale a Pamintului, precum si influentei planetelor asupra miscarii heliocentrice a acestuia; are loc ca urmare a modificarii pozitiei spatiale atit a ecuatorului ceresc, cit si a eclipticii, fat§, de sistemul ste-lelor. Pentru a interpreta acest fe-nomen, elipsoidul de rotatie terestru (a carui raza polara este cu 21 km mai mica decit raza ecuatoriala) este asemanat unui giroscop. Intrucit planul ecuatorului terestru este incli-nat fata de planul eclipticii cu uri unghi de c. 23°27', fortele de atrac{;ie exercita asupra proeminentei ecuatoriale a Pamintului un moment de PRECESIE 290 Spre polul eclipticii rotatie care tinde sa suprapuna pla-nul ecuatorului peste cel al eclipticii (atit Soarele cit si Luna aflindu-se in planul eclipticii sau in vecinatatea lui). Astfel, axa de rotatie a elip-soidului terestru descrie un con — conul de p. (fig. 137) cu virful in centrul Pamintului si cu axa normala pe planul eclipticii si trecind prin polul acesteia; unghiul dintre cele doua axe este egal cu oblicitatea eclipticii (c. 23°27'). Modificarea po-zitiei axei de rotatie terestre duce la schimbarea pozitiei planului ecuatorului terestru si, implicit, la aceea a planului ecuatorului ceresc (para-lel cu planul ecuatorului terestru). Aceasta atrage dupa sine deplasarea punctelor echinoctiale, in sens invers miscarii aparente anuale a Soarelui (ceea ce face ca anul tropic sa fie mai scurt fata de cel sideral cu 20 min 23 s), cu 50'',40 pe an (din care c. 34" se datoresc atractiei Lunii, situata mult mai aproape de Pamint), denumita p. luni-solara. P. luni-solara a fost descoperita aprox. in anul 150 i.e.n. de Hiparh, care a comparat pozitiile stelelor observate de el cu cele cuprinse in cataloagele alcatuite cu c. 150 de ani inainte. О consecinta a acestui fenomen este deplasarea polilor ceresti pe sfera cereasca; astfel, rolul de stea po-lara revine in decursul timpului unor stele diferite (fig. 138). In prezent, acest rol il joaca steaua a UMi (Polaris), situata la c. 1° de polul nord ceresc (care, in jurul anului 2100, se va apropia pina la c. 28' de aceasta) ; pe la anul 4000 stea polar& va fi steaua у Cep, iar pe la anul 13500 — steaua Vega. Conform teoriei rela-tivitatii, la p. luni-solara se adauga о deplasare suplimentara, p. geodezica, a carei valoare este de 0",02 pe an. Astfel, efectuarea unei rotatii complete pe ecliptica de catre punctul vernal (sau autumnal) dureaza c. 25 700 ani, perioada de timp denumita an platonic. Intrucit planele orbitelor planetare sint inclinate fata de planul eclipticii, for tele de atrac-tie exercitate de planete asupra Pamintului produc о deplasare a pozitiei planului eclipticii, deci a punc-tului vernal, in lungul ecuatorului ceresc; aceasta deplasare, de c. 0", 12 pe an, este denumita p. planetard. Ca urmare a acestei p. oblicitatea eclipticii se modifica periodic, astfel ca in decurs de c. 40 000 de ani variaza intre valorile extreme 21°55' si 24° 18' (in prezent, fiind de 23°26'35//,47 si micsorindu-se cu c. 0",47 pe an). P. luni-solara si planetara produc impreuna о deplasare retrograda pe ecliptica a punctelor echinoctiale, de 50",27 pe an, denumita p. generala in longitudine. Determinarea prin calcul a valorii exacte a p., ca si a \ • 14.800 VtH Fig. 138 291 PROCYON nutatiei (v.), este posibila numai in cazul cunoasterii distributiei demasa a Pamintului; in lipsa acesteia, orice determinare se face cu ajutorul efec-telor p., observate in miscarea aparen-ta a stelelor. In afara deplasarii implicate de p., axa de rotatie teres-tra prezinta о deplasare spatiala unghiulara de mica amplitudine, datorita miscdrii polilor Pamintului (V.). (G.s.j prenova v. nova presiune de stagnare, presiunea unui curent de fluid in punctele in care viteza sa de curgere este nula. Sin. presiune de frinare. (F.Z.) presurizare, mentinere a unei presiuni constante convenabile, in general su-perioara celei din mediul ambiant, intr-o incinta ermetica; egalizarea ulterioara a presiunii din incinta cu presiunea exterioara este denumita depresurizare. Incinte presurizate pot fi: diferite containere, costumele spatiale, rezervoarele de propergol (fig. 139), cabinele spatiale, ca si alte com-partimente ale vehiculelor spatiale. (F.Z.) .G22 presurizat Regulator de presiune Supapa de pornire •!^lLSupape de sens jCamburani] /T\acorduri de umplere-golire Supapa comburant — Camera de ardere Fig. 139. Presurizarea rezer-voarelor de propergoli lichizi. previziune astronomica, prevedere ba-zatS, pe calcule de mecanica cereas-ca, pe unele legi empirice sau pe consideratii teoretice a pozitiilor vii-toare ale corpurilor ceresti sau a unor fenomene astronomice (ex. eclipse, activitatea solara ciclica, ocultatiile stelelor). Una dintre cele mai stra-lucite p.a. a fost descoperirea prin calcul a planetei Neptun (1845 — 46) de catre J.C. Adams si U. J. J. Le Ver-rier (descoperire confirmata de J. Galle in 1846). De asemenea, astro-fizica teoretica a prevazut existenta liniei spectrale de 21 cm a hidroge-nului neutru interstelar (1944), care a fost detectata in 1951, ca si polari-zatia luminii emise de nebuloasa Crab. (C.P.) Priam v. planete troiene primul vertical v. vertical principii cosmologice v. cosmologie prisma obiectiv, prisma de sticla, ase-zata inaintea obiectivului unei lune-te fotografice, cu ajutorul cS-reia se obtin spectrele stelelor. Fata de spec-trograful cu fanta, sistemul cu p.o. prezinta avantajul ca, pe о singura placa fotografica, se pot inregistra spectrele a zeci si sute de stele. (G.S.) problema celor n corpuri, problema determinarii miscarii a n corpuri (n > 3) sub actiunea fortelor gravitational reciproce. La fel cu problema celor trei corpuri, nu este re-zolvabila in termeni finiti. (G.S.) Procyon (Procion), cea mai stralu-citoare stea — a — din constelatia Canis Minor, situata la c. 11,4 a.i. de Soare; este una dintre cele mai str&lucitoare de pe cer, avind magni-tudine aparenta 0,36. P. apartine clasei spectrale F5 si are lumino-zitatea de 7,6 ori mai mare decit a Soarelui. Este о stea dubla vizuala, companionul sau. fiind о pitica alba care efectueaza revolutia in juru, stelei principale in c. 40 de ani. YT. si stralucire. (G.S.) prognozA 292 prognoza solara, prevedere din timp a fenomenelor activitatii solare, ba-zata pe cunoasterea legitatii si me-canismelor lor, in scopul optimizarii unor activitati spatiale si terestre in conditiile unor perturbatii geomag-netice, ionosferice, atmosferice, ale mediului interplanetar etc. Se disting о p.s. de lunga durata, referitoare la activitatea solara cu ciclul de 11 ani sau de 27 d, a carei precizie este in prezent de 90 — 95%, si о p.s. de scurtd durata, referitoare la eruptiile cromosferice, a carei precizie nu depaseste 70%. Exista mai multe centre mondiale specializate in p.s., in general de scurta durata; aceste centre sint asociate cu obs. solare sau geofizice, cu statii meteo-rologice, cu agentii spatiale etc. (E.T.) program spatial, program al princi-palelor activitati aerospajiale si de cercetare, desfasurindu-se intr-o anu-mita perioada de timp de catre о anumita organizatie spatiaia national sau internationaia; ex.: Apollo (NASA — S.U.A.), Intercosmos (U.R.S.S., R.D.G., R.P.P., R.S.C., R. P. B., R. S. R. etc.), Cosmos (U.R.S.S.), EOL (Franta, S.U.A.). (F.Z.) propergol, amestec de substante capa-bil de reactii chimice puternic exo-terme, utilizat in motoarele-racheta (v.); energia chi mica potential a acestor substante este transformata in caidura in interiorul camerei de combustie, de unde produsele de ardere (formind propulsantul) se des-tind si se accelereaza in ajutajul reactiv asigurind forta de tractiune a motorului. Sin. propelant. Poate fi solid, lichid sau hibrid, fiind alcatuit in general din doi componenti: carburantul (care arde) si comburantul (care intretine arderea). P. motoa-relor-racheta chimice prezinta urma-toarele caracteristici: densitate, de-pendenta de coeficientul de amestec, exprimind raportul dintre debitele volumetrice ale comburantului si carburantului in camera de ardere, ce influenteaza randamentul p. si defi-neste dimensiunile rezervoarelor aces-tuia; putere calorica pentru un anumit coeficient de amestec, de a carei valoare depinde impulsul specific al motorului-racheta, fiind de (1—2) • • 103 kcal/kg pentru p. solizi, de (1,5 — 3)* 103 kcal/kg pentru p. li-chizi si de (5 — 6) • 103 kcal/kg pentru p. hibrizi, compusi din metale sau metaloizi si oxigen sau fluor; stabi-litate termica, definind conservabili-tatea compozitiei chimice a p. la temperaturi ridicate; temperatura de ardere (sau temperatura de frinare) la care propulsantul paraseste camera de combustie, masurata in zona mediana a jetului reactiv, ce depinde de natura p., de coeficientul de amestec, de presiunea din camera de combustie etc.; gradul de combustie, reprezentat prin procentul in care p. se transforma complet in produse de ardere; presiunea arderii, din colul ajutajului, utiia in calculul vitezei de evacuare a gazelor arse; viteza de evacuare, definita prin valoarea medie a vitezei particulelor componente ale jetului reactiv in sectiunea de iesire din ajutaj, de care depinde valoarea impulsului specific. In functie de numarul substantelor componente exista p. monocompo-nenti (ex.: perhidrol, nitroglicerina, acid picric), bicomponenti (ex.: oxi-gen-hidrazina, fluorina-amoniac, te-traoxid de azot-petrol), multicom-ponenti (ex.: oxigen-hidrogen-beri- liu, fluor-hidrogen-litiu). P. solizi (v. tabelul 21) se pot prezenta sub forma de pulberi, de paste sau bri-chetati, comp>onentii formind о sub-stanta activa omogena (p. omogeni) sau eterogena (p. eterogeni). In p. solizi omogeni compoiifentul de baza este nitroceluloza C6H702(OH)3_w(N03)7j (cu un numar variabil de gru-pari N03), dizolvata in solvent usor volatili, ca nitroglicerina C3H5(N03)3, cu aditivi ca oxizi mine-rali, pulberi metalice, rasini pentru stabilizare, plastifiere etc. Acesti p. asigura impulsuri specifice ridicate, 293 PROPERGOL Tabelul 21 Caracteristicile unor propergoli solizi frecvent ntilizati Presiunea dezvoltata in Impulsul Densitatea Viteza de Propergolul camera de specific g/cm3 ardere ardere s cm/s at Aminoetan 21-140 200 c. 1,50 0,75-1,5 Balistita 70-210 200 1,24-1,71 - Pulbere neagra 7-70 70 1,24-2,08 0,25-1,25 Cordita 70-210 180 - - Galcit 161 90-260 190 1,84 3,5-3,75 Perhidrol si --- --- polietilen 7-21 160 NDRC-EJA 42-70 180 - 0,5-2,5 Polimetan 35- 140 215 - - Poliuretan, aiumi- niu si perclorat de amoniu 258 1,77 0,4-0,8 WASAG --- DEGN 50-280 180 - 0,5-2,0 Clorura de poli- vinil si perclorat - 0,4-0,8 de amoniu 221 1,66 de 180 — 230 s, pentru grade de destin-dere in ajutajul reactiv pina la 40. Mai raspinditi decit ei sint p. solizi eterogeni, constind din л amestecuri de p. solizi omogeni. In general, comburantul solid, foarte fin frag-mentat (ex.: nitrat de amoniu, perclorat de potasiu), este arnestecat cu carburantul, de obicei lichid, avind rol de liant (asfalturi, bitumuri, poliesteri, uretani, cauciucuri sinte-tice, polietilene, polipropilene, rasini etc.). Acesti p. sint in general elastici, rezistenti la eforturi mecanice, cu alungiri reduse; prin adaugarea unor compusi nitro si pulberi metalice, li se imbunatatesc proprietatile fizi-co-chimice si energetice si, respectiv, impulsul specific. Exista, de asemenea, p. cu compozitie gelatinoasa, meta-stabila, sau semilichida. P. lichizi (v. tabelul 22) sint in prezent frecvent utilizati datoritS, posibilitMii de re-glare a debitului lor; ei trebuie sa nu prezinte pericol de explozie la stocare si manipulare, sa aiba toxi-citate redusci, precum si stabilitate chimica si compatibilitate cu mate- PROPUL SANT 294 Tabelul 22 Caracteristicile unor propergoli lichizi frecvent ntilizati Propergolul Greutatea Tempera¬ Combu- Carburantul rantul amoniac 1,39 19,76 2810 284 alcool etilic 1,80 24,10 3143 276 oxigen hidrazina 0,92 19,37 3125 300 hidrogen 4,00 10,00 3650 388 petrol 2,60 23,30 3371 285 dimetilhidrazina 1,65 21,28 3326 294 amoniac 3,30 19,30 4339 334 alcool etilic 2,50 21,74 4009 318 fluorina hidrazina 2,30 19,37 4457 334 hidrogen 8,00 12,04 4500 388 petrol 2,70 24,56 4060 306 dimetilhidrazina 2,40 21,61 4016 315 amoniac 2,00 21,21 2613 261 tetra- alcool etilic 2,80 25,83 2968 256 oxid de hidrazina 1,33 20,75 2970 281 azot hidrogen 5,20 11,20 2390 340 petrol 4,10 25,72 3167 262 dimetilhidrazina 2,50 23,23 3081 274 rialele utilizate in tehnica spatiala, iar tehnologia de fabricatie sa fie simpla. in constitutia lor intrS, diferiti comburanti (ex.: acid azotic, acid percloric, oxizi de azot, oxid de fluor, oxigen, ozon, tetranitrometan) si carburanti (ex. aerozina-50, alcooli, amine, amoniac, anilina, borani, dietil-amina, dimetilhidrazina asimetrica, metilhidrazina, hidrazina, hidrocar-buri, hidrogen, nitrometan, tere-bentin&, petrol, xilidina). (F.Z.) propulsant, substanta in stare gazoasa sau de plasma, ejectata din motoarele cu reactie (v.) in sens opus directiei lor de miscare, ce asigura forta de tractiune a acestora. (F.Z.) propulsor spatial, sistem utilizat in vehiculele spatiale, capabil sa asigure propulsia spatiala prin dezvoltarea unei forte de tractiune utile. In prezent, ca p.s. se folosesc in exclu-sivitate motoarele-racheta (v.). (F.Z.) protectie antimeteoritica, ansamblu de masuri pentru a reduce la minimum probabilitatea perforarii invelisului unui vehicul spatial de catre micro-meteoriti. Se foloseste in special pentru zborurile de lunga durata si se realizeaza in general cu aju- 295 PROTUBERANTA torul unor ecrane fixate la о anu-mita distanta de invelisul vehicu-lului. In acest fel, este asigurata protectia structurilor interioare ale cabinelor spatiale, containerelor (cu animale de experienta sau cu apa-ratura) si tuturor compartimentelor componente. De asemenea, se prevede consolidarea invelisurilor vehiculelor prin: pereti dubli, straturi metalice rezistente, subdivizarea si comparti-mentarea incintelor etanseizate, suda-rea perforatiilor invelisurilor etc. P.a. se impune cu necesitate in cazul zborurilor indelungate ale navelor spatiale cu echipaj. (F.Z.) protectie contra radiatiilor, ansamblul activitatilor si mijloacelor destinate protectiei echipaj ului unei cabine spatiale, ce evolueaza in spatiu, impotriva radiatiilor daunatoare de origine cosmica, solara etc. in cazul zborurilor de scurta durata, efectele biologice produse de protoni sint cele mai periculoase, in special atunci cind acestia au energii cuprinse intre 100 si 600 MeV (fiind comparabile cu cele produse de radiatiile X si y). in cazul zborurilor de lunga durata este nece-sar sa se tina seama de efectul biologic produs de ionii grei. P.c.r. tre-buie sa fie omnidirectionala, obti-nindu-se cu ajutorul unor straturi de materiale absorbante pentru radiatiile ionizante, care se inglobeaza in invelisurile multiple ale cabinelor spatiale ca si ale costumelor spatiale. V. si medicina spatiald. (F.Z.) Proton, serie de satelit iartijiciali (v.) (fig. 140) sovietici ai Pamintului, lansati incepind din 16 iul. 1965 pentru cercetarea radiatiilor cosmice si a interactiunii acestora cu materia, in scopul cunoasterii regiunii spa-tiului cosmic in care ajung navele cosmice cu echipaj. Aparatura stiin-tifica, cuprinzind calorimetre de ioni-zare (pentru studiul particulelor cu energii pina la 109 MeV), contori de particule, magnetometre, surse de energie, detectori optici, panouri cu baterii solare etc., a ajuns de la Fig. 140 masa de 3,5 t, pentru primii doi sateliti P., la masa de 12,2 t, pentru satelitul P. 4, lansat la 16 nov. 1968, iar masa totala respectiva a crescut de la 12 la 17 t. (F.Z.) protoplaneta v. cosmogonie protostea v. evolutia stelelor protuberanta (solara), formatiune stra-lucitoare care apare la marginea dis-cului solar, avind aspectul unui filament (v.) intunecat cind este proiectata pe disc. Prezinta un spectru de emisie in care sint prezente liniile hidrogenului, heliului, fierului, mag-neziului, calciului ionizat, sodiului etc. P. au fost descoperite la eclipsa totala de Soare din 1868. Cu ajutorul spectrografelor si coronografelor, ele pot fi observate permanent in lumina monocromatica a liniilor de hidrogen (Ha), de heliu (D3) si de calciu ionizat (K). Se disting doua clase de p.: calme si active. P. calme dureaza citeva saptamini si seamana cu niste nori sau draperii de gaz, ce coboara incet din согоапй in cro-mosfera; apar in faza de declin a unei regiuni active solare, cel mai adesea in lungul liniei neutre care separa cele dou& polaritati magnetice ale unei regiuni active bipolare. P. active dureaza numai citeva ore, cele mai active fiind considerate p. bitcla, a caror viata medie este de PROXIMA 296 с. 1 h, ce sint strins legate de eruptiile cromosferice, cind gazul coronal con-densat se deplaseaza in lungul lini-ilor de forta situate deasupra unei regiuni active bipolare. DupS, forme si miscari, exista numeroase clasifi-cari ale p. (E. T.) Proxima Centauri, steaua cea mai apropiata de Soare (c. 4,3 a.i.), situata in constelatia Centaur us (v.), la aproape 2° de steaua principals — a — (facind parte dintr-un sistem triplu). Are magnitudinea aparenta 11,3 si magnitudinea absoluta 15,4, fiind о pitica rosie de clasS spectrala M5. De asemenea, P.C. este о stea variabila cu eruptii. V. §i paralaxa. (G.S.) Ptolemeu, Claudius (c. 90—c. 168), astronom, matematician si geograf egiptean. A trait in Alexandria, fiind cel mai cunoscut astronom al anti-chitatii. Opera sa completeaza lucra-rile cele mai insemnate l&sate de Hiparh. A conceput lucrarea sa Megale syntaxis tes astronomias, in care a strins laolaltS lucrarile ante-rioare ale astronomilor greci. Prin intermediul arabilor, aceasta lucrare a ajuns mai tirziu in Europa sub titlul Almagest (v.). In evul mediu aceasta carte a purtat titlul Kitab al magisti si a constituit tratatul de baza al astronomiei; in ea, P. de-scrie sistemul sau geocentric (sistemul lumii al lui P.); lucrarea cuprinde si un catalog stelar alcatuit pe baza observatiilor facute de P. si care iiiglobeaza si vechiul catalog al lui Hiparh. De asemenea, P. a scris lucrarea Geographia, ce cuprinde harti ale Pamintului pe care sint indicate coordonatele geografice, precum si lucrari de optica, trigonometrie si astrologie. (G.S.) pulsar, obiect ceresc emitator de radiounde sub forma de impulsuri periodice foarte scurte (pulsatii), cu-prinse intre citeva sutimi de secunda si citeva secunde. Primul p. a fost descoperit in nov. 1967 de A. Hewish si colab. de la Obs. de radioastronomie al Univ. din Cambridge; in prezent se cunosc c. 100 p., concentrati in vecinatatea planului galactic in mod asem&nator cu super no vele si popu-latia de tip I. In functie de intervalele de timp dintre sosirile impulsurilor de diferite frecvente si densitatea electronica a mediului interstelar, departarea medie a p. a fost evaluata la c. 600 pc; de aceea, se consider^, ca ei ar intra in categoria obiectelor galactice. Cea mai scurta perioada este a p. NP 0532, ramasi^a a super-novei din 1054 (din nebuloasa Crab), a carei valoare, de 0,033 sin prezent, creste cu 38 ns/d. La unii p. se obser-va micsorari bruste ale perioadei, urmate de cresteri treptate, regulate, ce constituie indicii ale unor cutre-mure stelare. In afara de domeniul radioundelor, p. nebuloasei Crab emite si in domeniile optic, X si у; cu aju-torul satelitului Uhuru s-au identi-ficat mai multi p. ce emit exclusiv in domeniul X. Duratele scurte ale pulsatiilor indica valori mici pentru razele p., de ordinul zecilor de kilo-metri, acestia rotindu-se cu perioade de 0,03 — 4 s (egale cu perioadele de revenire a pulsatiilor observate); altminteri, aceste obiecte s-ar des-compune sub actiunea fortelor centrifuge. P. sint, cel mai probabil, stele neutronice (a caror existenta a fost prezisa teoretic cu 30 de ani inaintea descoperirii lor efective). In stadiile finale ale evolutiei unor stele, in lipsa combustibililor nucleari si in conditiile unor densitati mari — efect al colapsului gravitational —, are loc procesul invers dezintegrarii p, elec-tronii interactionind cu protonii si dind nastere neutronilor (care sint constituentul principal al acestor stele). Datorita presiunii gazului neu-tronic degenerat, colapsul gravitational extrem nu duce la formarea unei gauri negre. Spre centrul ste-lelor, in afara de neutroni, protoni, electrohi, sint si mezorii si hiperoni. Spre exterior materia se comport& ca un cristal, iar spre centru ca un lichid,' - densitatea ei putind atinge 297 PUNCT 1016 g/cm3. La suprafata stelei neu-tronice, cimpul magnetic ajunge la 1014— 1035 A/m, iar intensitatea cim-pului gravitational este atit de mare incit efectele produse nu pot fi decit relativiste. Structura stelelor neu-tronice, ca si masa maximS, pe care о pot avea (ce nu poate depasi insa 3 mase solare), depinde de ecuajia de stare a gazului neutronic, care nu este inc£ cunoscuta cu precizie. Pro-ducerea radioundelor este explicate, prin asa-numitul mecanism far, potri-vit caruia regiunile producatoare de astfel de unde, situate probabil in jurul polilor magnetici, nu coincid cu cele din jurul polilor de rotatie (fig. 141); fiind antrenat in miscarea de rotatie, conul in care are loc emisia undelor intersecteaza directia spre Pamint la fiecare rotatie, producind astfel pulsatiile observate. Particu-lele electrizate, accelerate in lungul liniilor cimpului magnetic stelar, care actioneaza asemenea unei cap-cane magnetice, produc radiatia sin-crotrona a nebuloasei ce lumineaza astfel pe seama energiei de rotate a stelei; dupa unele ipoteze, p. ar produce si radiatii cosmice de mare energie. Ei reprezint& stadii finale ale evolufiei stelelor, provenind fie din supernove de tip I (ex. pulsarul Crab, Vela), fie prin evolutia cu transfer de masa a stelelor duble strinse (ex. unii p. descoperiti cu satelitul Uhuru). Emisia radio are loc numai in faza initiala a existentei p., iar perioada lui creste cu virsta. Radiatia X emisa de p. este datorata acretiei materiei din vecinS-tate, spatiu in care cimpul lor gravitational este extrem de intens. (C.P.) punct autumnal v. echinox punct de culminatie v. culminatie punct de librafie, fiecare din cele 5 puncte (Llt L2, L2, L4 si L5) (fig. 142) ale car or coor donate sint solutii ale ecuatiilor diferentiale de miscare ale unui corp de masa neglijabila mz aflat sub actiunea a doua corpuri de mase finite тг si m2, ce se misca intr-un plan fix, pe orbite eliptice sau circulare, in raport cu centrul lor de masa; pozitiile acestor puncte sint fixe fata de sistemul antrenat, definit de planul de miscare al celor doua PUNCTE 293 corpuri si о axa trecind prin centrul de masa. Sin. punct Lagrange. Acest caz particular al problemei celor trei corpuri a fost considerat de J. L. Lagrange in 1772, care a aratat ca trei puncte coliniare, situate la anu-mite distante sau dispuse in virfurile unui triunghi echilateral, se misca in acelasi plan astfel incit rapoartele dintre distantele lor reciproce ramin aceleasi, corpurile descriind orbite eliptice sau circulare in raport cu centrul comun de masa. Corpul de masa neglijabila m3 se poate afla fie pe dreapta ce uneste celelalte doua corpuri, numai intr-unul din cele trei p. de 1. (interioare) Lv L2 sau Lz, fie intr-unul din punctele L4 sau L3, care formeaza cu corpurile de mase m1 si m2 triunghiuri echilate-rale. Astfel, planetele troiene sint dispuse in doua grupuri, de 9 si, respectiv, de 5 asteroizi, care se misca in vecinatatea punctelor L4 si L5 (impreuna cu Soarele si planeta Jupiter, acestea formind doua, triunghiuri echilaterale). (G.S.) puncte cardinale v. orizont puncte echinoctiale v. echinox * ,5 puncte solstitiale v. solstitiu punct Lagrange—> punct de libratie punct vernal v. echinox \ Puppis (Pupa), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, traversal de Calea Lactee, ce cuprinde о serie de roiuri stelare. Este invizibila din Romania. (G.S.) putere de rezolutie, marime egala cu inversul distantei unghiulare minime (ex. dintre doua stele) pe саге о poate distinge un instrument optic. In cazul telescopului, tinind seama de fenomenul de difractie, pentru un-ghiul minim se obtine expresia: 0 = 1,22 — , d unde X este lungimea de unda, iar d diametrul obiectivului. Pentru domeniul vizibil (X = 550 nm) re-zulta = ---------у d d fiind exprimat in cm. In cazul radiotelescopului se obtine о p. de r. foarte mica. P. de r. spectrald (sau cromatica), definita in cazul unui aparat spectral, este exprimata prin raportul Х/ДХ, dintre lungimea de unda medie si diferenta minima dintre doua linii spectrale ce pot fi reperate. (E.T.) Pyxis (Busola), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, cu stele putin stralucitoare. Este vizibila din Romania in timpul iernii. (G.S.) puncte draconitice v. nod PZT —> tub zenital fotografic quadrant 1. Vechi instrument asem&-nator sextantului (v.) ce servea la masurarea distantelor unghiulare, con-tinind un sector circular de 90°. Sin. ouadrant (cvadrant). A fost cel mai precis instrument astronomic pin& la descoperirea lunetei, constind din-tr-o tija care putea fi inclinata fata de orizontala, intr-un plan vertical, cu un anumit unghi, spre un anumit astru; acest unghi putea fi citit pe un sfert de cerc gradat. Q. foarte mari erau fixate pe ziduri (q. murale ), ale c&ror suprafete verticale erau continute in planurile meridiane ale locurilor respective; acestea constituie „str&mosii" cercului meridian, cu ajutorul lor facindu-se observatii cind astrii treceau la meridian. Alte q.f numite azimutale, puteau fi rotite, astfel incit cu ajutorul lor se putea determina azimutul. (G.S.) 2. Sector circular de 90° al cimpului optic al unui instrument de observatie, utilizat in astrometrie la precizarea unghiurilor de pozitie. Astfel, companionul stelei principale a unei stele duble vizuale se afla in primul, al doilea, al treilea sau al patrulea q. Cind nu se poate stabili cu precizie care din cele doua stele este cea principala, se spune ca se comite о eroare de un q. (G.S.) quadrantide v. curent meteoric quasag v. obiect cvasistelar quasar, obiect cvasistelar avind dia-metrul unghiular in general mai mic de 1", care emite intens radiounde si radiatii apartinind domeniilor ultra- violet si infrarosu si, uneori (ex. q. 3C 273), jeturi difuze nebulare, pre-zentind linii spectrale mult deplasate spre rosu. Sin. QSR (Quasi Stellar i?adio Source). Aceste deplasari spre rosu (v.) au fost identificate prima oara in 1963, deM. Schmidt ^valoarea maxima observata pina in prezent fiind — = 3,4} • datorita unor X j’ astfel de deplasari, linia spectrala ultraviolets, Lyman, cu lungimea deunda X = 121,6 nm, a hidrogenului neutru este vizibila in regiunea verde-galbena a spectrului. In spectrul de emisie al q. se observa linii largite ale atomilor de hidrogen, magneziu etc. si linii interzise ale ionilor oxigen III, carbon III si IV etc., care nu pot apartine decit unor gaze cu densitate mica. La unii q. se observa si linii de absorb-tie prezentind deplasari spre rosu, in general mai mici decit cele de emisie, ce pot forma chiar mai multe sisteme de deplasari ale diferitelor grupe de linii. Dupa distributia spectrala si polarizatia sa, radiatia radio a q. se aseamana cu cea a radiogala-xiilor, fiind sincrotrona. Ca si radiatia optica a q., ea poate varia in intensitate, pina la 1 —3m, perioadele fiind cuprinse intre citeva zile si citiva ani; acestea pot indica limita superioara a diametrelor q., tinind seama de valoarea finita a vitezei de propagare a luminii. Potrivit masura-torilor interferometrice interconti-nentale, unii q. au diametrele unghiulare ale regiunilor radioemi^atoare sub 0",001, aceste regiuni (de obicei, QUASAR 300 numeroase) prezentind о structure, complexa; de asemenea, mul^i q. prezinta о structura dubla (cu doua astfel de regiuni). Natura fizica a q. este inca nelamurit&. Se presupune ca deplasarea spre rosu, observata in cazul lor, este de origine cosmologica, fiind datorata expansiunii universului, iar q. sint obiecte extragalactice. In acest caz, q. permit о sondare mult mai adinca in spatiu si timp a universului decit cea permisa de gala-xiile optice din roiurile de galaxii ^ pentru care deplasarea spre rosu maxima observata pina in prezent este — = 0,4б), ei prezentind stra- luciri de zeci si de sute de ori mai mari decit cele mai mari galaxii si emitind in perioada lor de existenta (in tot domeniul spectral) energii de 1053 — Ю57 J. Originea unor astfel de energii nu poate fi explicate prin reac^ii termonucleare, iar dispersia mare a stralucirilor absolute ale q, face improprie extinderea legii lui Hubble pentru distante foarte mari. Determinari recente indica о stralu-cire suplimentara a lor, produsa de radiatia sincrotrona suprapusa peste cea termicS, obisnuita, a carei valoare difera mult de la un q. la altul. Alte teorii, opuse celei cosmologice privind originea q., incearca sa explice deplasarea lor spre rosu fie ca о deplasare gravitationala Einstein, fie ca rezultat al unei explozii care ar fi imprastiat q. din Galaxie sau din vecinatatea ei (intrucit nu se observa si deplasS,ri spre violet ale liniilor spectrale). Astfel s-ar explica de ce cijiva q. foarte apropiati pe cer de unele nebuloase extragalactice sau de alti q. prezinta diferen^e foarte mari intre valorile deplasarilor lor spre rosu (ceea ce, statistic, prin coincidenta fortuita a directiilor de observare, este foarte greu de expli-cat). Provenienta q. dintr-o explozie in Galaxie ar presupune insa о ener-gie mult mai mare decit aceea continue in masa de repaus a Galaxiei, iar deplasarile spre rosu Einstein nu pot atinge ordinul de marime al valorilor observate la unii q. Totodata, existenta unor deplasari spre rosu diferite pentru liniile de absorbfie fata de cele de emisie este dificil de explicat. Se pare ca norii gazosi care le produc sint fie ejectati de q., fie situati pe parcursul radiatiei acestora pina la Pamint. Ipoteza naturii extragalactice a q. este con-firmata si de asemanarea acestora cu galaxiile Seyfert (in ceea ce pri-veste spectrele, concentrarile ener-getice si variatiile de stralucire), cu unele galaxii compacte sau cu radio-galaxiile (ca energie debitata si natura radiatiei emise). Natura q. si locul lor in evolutia universului constituie о problema majora a astrofizicii §i cosmologiei. (C.P.) R racheta, aparat spatial la care for^a de tractiune este furnizata de motoare-racheta (v.). Se compune din corp, motor- (sau motoare-)г., incarcatura utila (ex.: aparatura stiin^ificS, si de masura, vehicul spatial, substanta. explozibila), rezervoare de propergol, aparatura de dirijare. In functie de modul in care se realizeaza stabili-zarea pe traiectorie se deosebesc: r. cu ampenaj (cu ampenaje plasate in partea posterioara), r. cu aripi sau avion-r. (cu suprafete pqrtante) si r. cu stabilizare giroscopicd (cu platforme stabilizate). R. dirijate, prevazute cu sisteme de comandS, (ex.: suprafete aerodinamice mobile, deflectori de jet, r. vernier), pot fi actionate in vederea modificarii tra-iectoriei sau a legii de miscare de la distanta (dirijare prin radio), din interior (dirijare autonoma sau auto-dirijare) sau mixt (dirijare mixt&). In functie de destinatie, se utilizeaza r. cu un singur etaj reactiv (r. simple sau г. cu о treapta ) sau r. multietajate (r. compuse sau r. cu mai multe trepte); r. multietajate (fig. 143) pot avea etajele reactive dispuse unui dupa altul (r. cu trepte in serie ) sau in jurul unui etaj principal (r. cu trepte in paralel). Primele r. (cu pulbere neagra) au fost folosite inca din sec. 13 in China si apoi in India, pentru focuri de artificii sau ca mij-loace de lupta, aplicarea lor fiind extins& si in Europa in sec. 15. in sec. 16, savantul transilvanean Conrad Haas propune utilizarea r. multietajate in zborurile interplanetare, R. a fost perfectionata in sec. 19 si 20, ca unui dintre principalele mijloace de luptS, in Anglia si Rusia, teoria miscarii sale fiind fundamentata de savantii I. V. Mescerski (mecanica corpurilor de mas& variabila), К. E, Tiolkovski (teoria miscarii reactive, aplicata la zborul r. multietajate cu combustibil lichid), H. Oberth etc. Ulterior au fost realizate primele r. balistice (avind traiectorii balis-tice), prevazute cu ampenaje pentru orientare si stabilizare, ce pot fi r. de lupta (intercontinentale), r. de sondaj (v. sondd spatiald) (desti-nate cercetarilor stiintifice geofizice si meteorologice pina la altitudini de citeva sute de km) si r. spatiale (sau cosmice). intrucit contin la bord rezervoare cu substantele ne-cesare producerii fortei reactive, r. spatiale actuale (v. tabelul 23) sint utilizate in exclusivitate pentru lan-sarea (?i evolutia) satelitilor artificial!, a navelor spatiale, a stajiilor spatiale automate, a laboratoarelor orbitale etc. Caracteristicile unor astfel de r. depind de tipul motoa-relor-r. si al propergolilor (v.j utili-zati, ca si de destinatia pentru care au fost concepute. Ele sint fS^ra ex-ceptie cu cel putin dou& etaje reactive, fiecare cu unui sau mai multe mo-toare-r., ce intra in functiune §i se opresc in mod programat si ale c3,ror forj;e de tractiune sint cuprinse intre citeva sute si citeva mii de daN. Cu ajutorul r. spatiale actuale (ex. Saturn, Soiuz), care contin motoare-r. termochimice, nu se pot atinge vitezele cosmice (de satelizare in jurul Pamintului, al Soarelui etc.) decit folosind о schema de organizare cu cel putin doua etaje reactive. 4 rachetA 302 gerea unei viteze finale mult mai mari (decit daca, avind aceeasi masa initiala, r. ar fi fost organizata cu un singur etaj reactiv). Potrivit formulei lui Tiolkovski, ce stabileste in ce conditii о r. poate atinge una din vitezele cosmice, viteza finala atinsa de aceasta in vid, in absenta oricaror cimpuri de forte (si in conditii le functionarii optime a motoarelor-r.), este : vf i mi i 11 , mV ^ = v In — = v In I 1 H---------------------------— I mf v mf ) unde v este viteza de ejectie a pro-pulsantului prin ajutajul reactiv, iar mi, si mp sint masele initiala si finala ale r. si, respectiv, masa propergolului consumat. In cazul unei r. cu mai multe trepte, aceasta formula devine: Vf = vx In \-v2 ln- mf i mf2 + + vn In Win Fig. 143. Racheta compusa: a — cu dispunerea etaj elor reactive in serie; b — cu dispunerea etaj elor reactive in paralel; 1 — rezervor de propergol; 2 — motoare-racheta; 3 — inc&rca- tura utila; 4 — coif; 5 — echipa-mente; 6 — racordarea etaj elor reactive. In cadrul acestei organizari, prin desprinderea de ansamblul intregii r. a etajului care si-a incetat func-t:ionarea, masa care trebuie accele-rata in continuare se reduce consi-derabil si este astfel posibilS, atin- unde vv v2, ..., vn reprezinta vitezele de ejectie ale propulsantilor din motoarele-r. corespunzatoare etaj elor reactive 1, 2, ..., n, iar mт\2,..., пцп si mflt mf2, ..., nifn masele initiate si, respectiv, masele finale ale acestor etaje reactive. Astfel, s-a dedus ca r. cu doua si cu trei etaje reactive pot atinge viteze finale cu c. 30% si, respectiv, cu peste 45% mai mari decit о r. cu un singur etaj (pentru acelasi consum de propergol). In cazul lansarii unei statii sau a unei nave spatiale in directia unui anumit corp ceresc (ex. Luna, Marte, Venus), ultimul etaj al r. impreun& cu .incar-catura utila este, potrivit tehnicii astronautice actuale, satelizat un anumit timp pe о anumita orbita circumterestra; dupa, aceasta, prin orientarea si repunerea in functionare a motoarelor-r. intr-un anumit punct al orbitei, se imprima vehiculului spatial viteza necesara pentru in- 303 Tabelul 23 Principalele rachete utilizate in astronauticd RACHETA Greu- inal- tatea Tipul si Etajele reactive timea la start provenienta (nr. si tipul mo- (m) (104 N) | Fortade trac¬ Diametrul tiune la start Destinatie, realizari maxim (m) (104 N) ! 1 2 3 4 5 I Ariane L-3S 47,4 201 | Europa de I L-150 (4 motoare 3,8 236 Incepind din 1976 Vest Viking-2) va permite lansari de II (un motor Viking-4) sateliti terestri sub 4,2 t III (un motor NM-7) si de statii interpla- netare sub 1,2 t. Atlas-Agena I Atlas (2 motoare 33,7 125 Utilizata din 1960 in SLV-3A Rocketdyne: LR-89 si 3 192 programele Gemini, Lu¬ S.U.A. LR-105) nar Orbiter, О GO; per¬ II Agena (un motor mite lansari de sateliti Bell LR-81) plnS. la 3,7 t si de statii sub 0,7 t. Atlas-Bur- I Atlas (SLV-3A) 25,3 100 LansatS, din 1968; ner-2 II Burner 2 3 192 permite lansari de sa¬ S.U.A. teliti sub 2,8 t. 34,2 146 Utilizata din 1967 Atlas-Cen- I Atlas (SLV-3A) 3 192 pentru lansarea unorj taur II Centaur (2 motoare sateliti (ex. ATS, ОАО) S.U.A. RL-10-A3) sub 5 t si a unor statii (ex. Surveyor) sub 1,91. Black Ar¬ I (un motor RR-BS- 13 18,1 Derivata din Black row Gamma-8) 2 22,68 Knight si utilizata. din Anglia II (un motor RR-BS 1969 pentru plasarea Gamma-8) unor sateliti sub 0,2 t III (un motor Bristol- pe orbite joase. Aeroj et RPE) Utilizata din 1962 si Cosmos I (un motor RD-214) 30 74 perfectionata ulterior, U.R.S.S. II (un motor RD-119) 2,5 permite lansarea unor sateliti Cosmos sub 0,5t. RACHETA Tabelul 23 (continuare) 304 1 2 3 4 5 Diamant-B I L-17 Amethyste (un 23,2 26 Franta motor LRBA-Valois) 1,4 35 Derivata din Dia¬ II P-2 Topaze (un mant-B si utilizata motor Nord Aviation pentru lansarea unor SEPR) sateliti (ex. Dial, Peole) III P-0,8 (un motor sub 0,2 t. Sud Aviation SEPR) Europa 2 I Blue Streak (2 mo- 31,7 104 Derivata din Europa Europa de toare RR-RZ-2) 3 136 1, va fi utilizata din Vest II Coralie (4 motoare 1976 pentru lansarea Nord Vernon-ATS) satelitilor de telecomu- III Astris (un motor nica^ii Symphonie; ERNO) prezinta 2 motoare de corectie actionind la perigeu si la apogeu; neomologata. MIMS I (un motor central ?i 23,6 39 Derivata din Lamb¬ J aponia 8 motoare de start) 1,4 85 da-4 S, va fi utilizata II din 1978 pentru lan¬ III sarea de sateliti sub IV (un motor sferic) 0,2 t pe orbite joase. Proton I (mai multe motoare, 42 1500 Utilizata din 1965 U.R.S.S. cu forta de tractiune pentru lansarea sate¬ totala de 1500 tf) litilor Proton (sub 23 t) II si statiilor Zond si III Venus (sub 3,2 t); a fost de asemenea utili¬ zata si pentru lansa¬ rea laboratoarelor Sa- liut. Saturn IB 68 590 Derivata din Saturn S.U.A. I S- IB (8 motoare 6,5 745 1, a fost utilizata din Rocketdyne H-l) 1966 pentru lansarea II S-4B (un motor navelor Apollo (sub Rocketdyne J-2) 18 t) pe orbite circum- terestre. Saturn 5 I S-1C (5 motoare 111 2900 Utilizata din 1967 3410 305 rachetA Tabelul 23 (continuare) 1 ! 2 i 3 4 | 5 Scout SLV- I Algol 2B (4 mo¬ 21,9 17,5 UtilizatS. in diverse 1A S.U.A. toare KS) 1,0 52,17 variante din 1965 pen¬ II Castor 2 (un motor tru lansarea unor sate¬ TX-35.4) liti artificiali sub 0,2 t III Antares 2 (un mo¬ (Explorer, San Marco, tor ABL-X-259) FR-1, Secor, Ariel); a IV Altair 3 sau FW-4 fost inchiriata de (un motor SR-57) NASA unor organis- me europene. Soiuz I (4 motoare RD-107) 50 300 Utilizata din 1967 U.R.S.S. II (un motor RD-108) 10 510 pentru lansarea unor III (2 motoare RD- nave (Soiuz, Voshod) si 214) sateliti (Molnia) sub 7,5 t si a unor sta^ii, lunare (Luna) sub 3 t. Thor I Thor (SLV-2H) (un 34 70 Utilizata din 19 66 Agena-D motor MB-3 si 3 mo¬ 2,44 150 pentru lansarea unor DSV-2C toare TX-354-5) sateliti sub 2 t, ca S.U.A. II Agena (un motor Tiros, Discoverer, Tel- Bell LR-81) star, Explorer. Thor-Delta I Thor (SLV-2J) (un 35,4 90,7 Derivata din TAID, DSV-3L motor MB-3 si 3 mo¬ 2,44 150 a fost utilizata din 1972 S.U.A. toare TX-354-5) pentru lansarea unor ^ II Delta (DSV-3) (un sateliti (ex. Heos) sub motor Aerojet Gene¬ 1,5 t si a unor statii : ral Aj-10-118) (Pioneer) sub 0,5 t. j III (un motor TE-364) Titan 3B- I (un motor Aerojet 37,7 155 Derivata din rache-; Agena D LR-87) 3 250 ta balisticd Titan, a S.U.A. II (un motor Aerojet fost utilizata din 1966, LR-91) pentru lansarea unor III Agena (un motor sateliti sub 7,8 t, cu; Bell LR-81) destinatii speciale (Sa¬ mos), si a unor statii; sub 0,8 t. Titan 3C 38,7 680,4 Derivata din racheta S.U.A. I (2 motoare UA- 3 X 10 1302 balistica Titan, a fost" 1205 de start) utilizata din 1965 pen¬ II (2 motoare Aerojet tru lansarea unor sate¬ LR-87) liti sub 14 t pe orbite; III (un motor Aerojet circumterestre si a sta- . LR-91) tiilor (Mariner, Pioneer) III Transtage (un mo¬ sub 4 t. Varianta 3Dj;, tor Bell LR-81) are 3 etaje (fara Tran-j- stage). RACHETA Tabelul 23 (continuare) 306 1 2 j 3 4 5 Titan 3D- I, II, III - la fel cu 700 Utilizata din 1974 1400 Vostok 500 Utilizata din 1961 U.R.S.S. pentru lansarea nave- I (4 motoare RD-107) lor Vostok; cu 2 etaje II (un motor RD-108) 40 a servit la lansarea III (un motor RD- 10,3 navei Sputnik 1, iar 208) ! cu 3 etaje la cea a J sta^iilor Luna si a sa- telitilor Meteor (sub 4,7' t) X I ) cu propergoli 24 Utilizata din 1970, R.P. China II / solizi capabila s& lanseze sa¬ teliti sub 0,5 t. scrierea pe traiectoria prestabilita spre astrul-tinta. Miscarea r. spatiale se analizeaza prin considerarea acesteia drept un corp de masa varia-bila, cu sase grade de libertate; astfel, miscarea se poate descompune in: deplasarea liniara a centrului de masS, si deplasarea unghiulara in jurul acestui centru. In functie de etapa zborului spatial se disting doua faze ale miscarii: faza activa, in care functioneaza motoarele-r., si faza pa-sivd, in care r. se deplaseaza numai sub actiunea fortelor exterioare (gra-vitationale, aerodinamice etc.). In faza activa, miscarea poate fi stu-diat& pornind de la ecuatiile de miscare ale lui Mescerski si tinind seama ca, din cauza consumului de mass, (propergol)^ in timpul zborului, centrul de masa prezinta in general о pozitie variabila fata de cor pul r. In aceasta fazS, se impune controlul permanent al atitudinii r., intrucit de aceasta depind valorile si directiile fortelor ce actioneaza asupra ei (v. orientarea vehiculului spatial); de asemenea, controlul deplasarilor unghiulare in jurul centrului de masa se realizeaza cu ajutorul sistemului de stabilizare (v. stabilizarea vehiculului spatial). Sistemele de orientare si de stabilizare functioneaza de regula corelat, utilizind aceiasi detec-tori de semnale; datele furnizate de acesti detectori sint utilizate in ve-derea corectarii traiectoriei r., ca si in cadrul sistemului de navigatie spatiala (v.) respectiv. (F.Z.) racheta vernier —> micromotor-racheta Racul—> Cancer radar (radio detection and ranging), instalatie capabilS, sa precizeze depar-tarea unui obiect, prin masurarea timpului scurs intre emisia in directia lui a unui semnal radio si receptia ecoului lui dupa reflexia pe obiectul-obstacol; pozitia acestuia estevizua-lizata pe ecranul unui oscilograf catodic. (F.Z.) radiatie cosmica, radiatie corpusculara si electromagnetica de mare energie, provenind direct din cosmos (r.c. primara) sau produsa prin interactia acesteia cu atmosfera terestra (r.c. 307 RADI ATI Е Q PROTON PRIMAR Fotoni Particuie О Reactii nucleare О Oezintegrari Fig. 144 secundara) (fig. 144). Intensitatea sa este mai mare la poli’ decit la ecuator (v. efect de latitudine), dato-rita proportiei mari a particulelor electrizate (protoni si electroni) ce sintdirijate de cimpul geomagnetic, ca si influentei centnrilor de radiatii (v.) ale Pamintului. R.c. primara, ce poate fi deteetata la altitudini de 10—30 km cu ajutorul aerostatelor, rachetelor de sondaj si satelitilor artificiali, con tine particuie electrizate (protoni, nuclee de heliu si de alte elemente usoare) cu energii de 109 — 102° eV; studiul acestei r.c. prezinta о importanta deosebita in astrofizica energiilor inalte, in cadrul acestuia fiind investigata afit compozitia si originea ei, cit si procesele pe care le sufera in spatiul cosmic (accele-rare, polarizare, imprastiere etc.). R.c. secundara, deteetata in cuprinsul HADIATIE 308 •atmosferei terestre, ia nastere la •contactul r.c. primare cu particulele ■din atmosfera, fiind compusa dintr-o componenta tare (sau dura), bogata in mezoni (ji de mare energie, ce pot aiunge pina la suprafata Pamintului (si chiar strabate о patura de apa -de 1000 m), si о componenta moale, mai putin penetranta, formats, in special din mezoni tz°, care se dezin-tegreaza rapid in cuante y; in con-tinuare, aceste cuante у due la for-marea de perechi electron-pozitron etc. alcatuind componenta electromag-netica. De asemenea, sub actiunea ^directs, a r.c. primare se formeaza si componenta nucleonica, compusa -din protoni si neutroni de energii mari. Datorita proceselor pe care le .-sufera in r.c. primara, elementele usoare, ca litiu, beriliu, bor, prezinta -o abundenta de с. 106f iar fierul si nichelul о abundenta de cv 10 ori mai mare decit cea normala. In cazul unor eruptii cromosferice solare (pro-tonice) se produc r.c. de mica energie (109 eV), mecanismul de accelerare a particulelor componente nefiind inca elucidat. In privinta r.c. de mare energie exists, numeroase indicii ca ar lua nastere in exploziile de super-nove. Astfel, supernova din 1054 a dat nastere nebuloasei Crab, care -emite о radiatie sincrotrona in dome-.niile optic si radio. Un mecanism .analog celui de accelerare a electro-nilor relativisti, carora le este atri-buita aceasta radiatie, trebuie sa se produca si in cazul protonilor sau .al altor nuclee si, deci, sa duca la formarea unor r.c. similare. S-a -demonstrat ca astfel s-аг fi putut accelera protonii rezultati din ex-plozia acestei supernove, pina la 1021 eV, si ca frecventa observatS, ..a supernovelor ar explica intensitatea masurata a r.c. De asemenea, s-au dmaginat mecanisme de accelerare a particulelor, in special a electroni-■lor, prin rotatia pulsarilor. Se poate ca о parte a r.c. (in special radiatia protonica) sa aiba origine extraga-lactica. (C.P.) radiatie de fond, radiatie electromagnetics, cu caracter spatial general, fie din cauza imposibilitS,tii de sepa-rare a surselor discrete care о produc sau a imprSstierii pe саге о sufera, fie datoritS, originii extragalactice sau cosmologice. PinS, in prezent, aceasta radiatie a fost pusa in evident a in domeniul X, у si al mioroundelor centimetrice. Cea mai importanta este radiatia centimetricS, termica izotropa de 2,6 K, descoperitS, in 1965, ce prezintS. un maxim de inten-sitate pentru lungimea de undS, de 1 mm. Aceasta constituie о radiatie remanents, a unei stari initiale supra-dense si fierbinti a universului, constituind unui din argumentele cele mai puternice in favoarea teoriei cosmologice Big Bang. In domeniile X si y, r. de f. a fost descoperitS, cu ajutorul rachetelor si sateli^ilor. Astfel, potrivit datelor furnizate de О SO 3, radiatia у cu energia mai mare de 100 MeV are intensitatea de (3,0 ± ± 0,9) • 10“5 fotoni/cm2 • s si ar putea fi emisa la interactia razelor cosmice cu materia interstelarS, sau la dezin-tegrarea mezonilor тг° (potrivit teoriei Big Bang). Radiatia X este izotropa si are lungimea de undS, cuprinsa intre 0,2 si 0,6 nm si intensitatea de 10 fotoni/cm2 • s, fiind probabil de origine extragalactica; ea este considerata un argument impotriva teoriei universului stationar, la care crearea continuS, de materie ar tre-bui sa produca о radiatie X de 5 ori mai intensa. (C.P.) radiatie sincrotrona, radiatie electromagnetics emisa de electroni relativisti (sau de alte particule electrizate relativiste) ce descriu miscari spirale in lungul liniilor de fortS, ale unui cimp magnetic spatial (al unui obiect ceresc). Sin. radiatie netermicd. PrezintS, о mare directivitate si este plan polarizatS, in directie normala la cimpul magnetic. R.s. a fost iden-tificatS, prima oarS, in radiatia opticS. si radio a nebuloasei Crab si constituie sursa principals, a emisiei radiosur- 309 RADIOECOU selor, in special a celor extragalactice. (C.P.) radiatie solara v. Scare radiatie terestra v. Pamint radiatie termica, radiatie electromag-netic& егтвй de corpurile aflate la о temperatura superioara lui zero ab-solut. R.t. de echilibru, obtinuta intr-o cavitate izoterma aflata in echilibru termodinamic, poarta numele de radiatie de corp negru (sau a radiator ului integral) . Legile r.t. (Kirchhoff, Wien, Planck, Stefan-Boltzmann) prezinta numeroase aplicatii in astro-fizica. Astfel, in ipoteza echilibrului termodinamic local, raportul dintre coeficientul de emisie si cel de ab-sorbtie (in punctul considerat al corpului ceresc), pentru о anumita lungime de unda, este dat de formula lui Planck: unde T este temperatura absoluta, h — constanta lui Planck, с viteza luminii, X lungimea de unda, iar k constanta lui Boltzmann. Din stu-diul r.t. a corpurilor ceresti se pot obtine numeroase date definind para-metrii lor de stare (temperatura, densitate etc.). R.t. a stelelor nu este asemanatoare decit intr-o prima aproximatie celei a corpului negru, din cauza gradientului de temperatura caracteristic atmosferelor lor. (C.P.) radioastronomie, ramura a astrono-miei care studiaza obiectele ceresti cu ajutorul radioundelor emise de acestea, precum si prin trimiterea de semnale radio spre ele si receptio-narea radioecourilor (v.) (ultima fiind denumita si astronomie radar). A luat fiinta in 1931, prin cercetarile lui K. Jansky care, in cautarea originii diferitilor paraziji radio, a identificat radia^ia radio a Caii Lactee cu lungimea de unda de 15 m. Lucr3,rile sale au fost continuate de G. Reber (1940), care a determinat prima harta radiogalactica pe 185 cm. In timpul celui de-al doilea razboi mondial (1942) s-a descoperit radiatia radio a Soarelui, iar in 1946 a fost desco-perita prima radiosursd (v.) cereasca. Existenta radiatiei cu lungimea de unda de 21 cm a hidrogenului neutru a fost prevazuta teoretic in 1944, aceasta fiind identificata in 1951. Progresul r. a fost spectaculos, unele dintre cele mai importante desco-periri astronomice (ex. quasarii, pulsa-rii, radiatia de 3 K, moleculele interstelare) din ultimul timp fiind datorate metodelor radio. Instru-mentele folosite in r. sint radiotele-scoapele (v.) si radiointerferometrele. Cu ajutorul acestora se pot localiza radiosursele si alcatui harti ale curbelor de egal§. intensitate a radioundelor emise de acestea pe diferite frecvente, se poate determina spectrul radio-surselor, polarizatia radioundelor, ca si eventuala variatie in timp a flu-xului radio receptionat pe Pamint. In anumite cazuri (ex. hidrogen atcmic, molecule interstelare) se pot obtine liniile spectrale apartinind dome-niului radio, fiind posibila analiza profilului si a eventualei deplasari Doppler a lor. Datorita intensitatii con-siderabile a unor radiosurse (ex. ra-diogalaxii, quasari), care nu mai pot fi observate optic, cu ajutorul radio-telescoapelor se poate investiga spa-tiul cosmic pina la distante mult mai mari decit cele la care se poate ajunge cu telescoapele optice cele mai per-fectionate. R. a furnizat date noi, extrem de importante, asupra Soarelui, planetelor, meteorilor, mediului interstelar, structurii Galaxiei si a diferitelor radiosurse galactice si extragalactice. (C.P.) radiocomunicatii spatiale —> telecomu-nicatii spatiale radioccou, radiounda receptionata du-pa emisie, in urma reflexiei ei pe suprafata unui corp, in particular al unui corp ceresc relativ apropiat, cum RADIOEMISIA 310 este un meteor, un satelit artificial, Luna, о planeta, Soarele etc. Studiul acestuia sta la baza astronomiei radar, un capitol al radiolocatiei si, in acelasi timp, al radioastronomiei, (v.), initiat odata cu detectarea r. lunar in 1946. Cu ajutorul r. s-au putut determina cu precizie valorile unitatii astronomice si perioadei de rotatie a planetelor Mercur si Venus; de asemenea, a fost obtinutS, harta radar a Lunii, a planetei Venus etc. (C.P.) radioemisia Soarelui, emisia unor radiatii electromagnetice cu lungimea de unda cuprinsa intre c. 0,001 si c. 20 m de catre Soare (v.); in timpul unui ciclu solar, prezinta variatii specifice, in concordanta cu activitatea solara maxima (r.S. activ ) si minima (r.S. calm). Radiatia radio a Soarelui activ are doua componente: componenta lent variabila, cu energia maxima in domeniul spectral cuprins intre 10 si 21 cm, si componenta rapid variabila (v. izbucnire radio), cu energia maxima in domeniul lungimilor de unda met rice. Straturile emisive ale at-mosferei solare prezinta diferentieri. Astfel, r.S. pe lungimi de unda milimetrice este localizata in foto-sfera, pe lungimi de unda centime-trice in cromosfera si pe lungimi de unda metrice si decametrice in coroana solara. Dupa mecanismul de emisie se disting radiatia radio termica si cea netermica. R.S. calm este caracterizata de mecanisme ter-mice; de asemenea, componenta lent variabila este de natura termica, ea corelindu-se cu numarul Wolf, ca si cu ariile petelor si ale faculelor. Componenta rapid variabila este emisa prin mecanisme netermice (ex. radiatie sincrotrona, oscilatii ale plas-mei solare, radiatie Cerenkov), ca urmare a producerii eruptiilor cro-mosferice, a filamentelor active, a protuberantelor eruptive etc. (E.T.) radiogalaxie, galaxie (v.) caracterizata printr-o emisie intensa, in special netermica, de radiounde; stralucirea sa radio este de 100 — 1 000 000 de ori mai mare decit cea optica. Prima r. identificata (1950) este Cyg A, iar pina in prezent au fost observate c. 100 r. In timp ce diferenta dintre magnitudinile apa-rente radio si fotografica la galaxiile spirale normale este -j-0m,8, ea poate atinge —4 si chiar —13 la r. Printre r. se numara galaxii duble (ex. Cyg A) sau multiple (ex. Cen A), in care exista una sau mai multe radiosurse dispuse simetric fata de galaxia optica. Astfel, Cyg A — a doua radiosursa, in ordinea intensitatii, de pe intreg cerul — are magnitudinea aparenta 17,9, fiind situata la c. 170 Mpc. Optic, ea apare cu doua nuclee situate la distanta unghiulara de 2", fata de care sint plasati simetric, la c. 100" (80 kpc), cei doi nori de plasma emitatori de radio-unde (cu diametre de cite 20 kpc). fn afara unui fond continuu slab, in spectru apare linia H a calciului ionizat si linii interzise ale oxigenului, azotului, neonului. Structura dubla se observa si la r. Cen A, in care doi nori de plasma sint situati simetric la distanta unghiulara de 3° si alti doi la una de 6'. Potrivit teoriilor actuale, existenta acestor sisteme se datoreste unor explozii uriase in interiorul galaxiilor, explozii care arunca in spatiu, simetric fata de galaxia initial^, nori de plasma, cu cimpuri magnetice si electroni relativisti. In Cen A au avut loc probabil cel putin doua explozii, cele doua perechi de nori de plasma fiind situati la 400 000 si, respectiv, la 13 000 a.i. de centru. Exista si r. prezentind procese explozive (ex. M 82, M 87, galaxiile Seyfert). Astfel este galaxia M 82, care se veae din profil si din care pornesc, in ambele directii ale axei de simetrie, filamente vizibile in special in radiatia monocromatica a hidrogenului Ha, situate la c. 4000 pc de nucleu, unde au viteze de c. 2700 km/s. In timpul exploziei, о masa de c. 6 • 106 mase solare a fost aruncata din nucleu cu c. .1,5 • Ю6 ani in urma, cu о energie cinetica 311 R ADI OSURSA de с. 1047 J. О alta r. este galaxia Vi г A (M 87), la care se observa un jet caracterizat printr-o radioemisie puternic polarizata (indicmd о ori-gine sincrotrona). Galaxiile Seyfert prezinta linii luminoase si largi (largire Doppler) in spectrele nucle-elor lor, unele dintre ele emitind si radiounde de intensitate variabila. Problema majora privind г. о con-stituie, ca si in cazul quasarilor (v.), originea fluxului lor urias de energie (ex. la Cyg A, de ordinul a 1055 J), ce nu poate fi explicate, prin reactii termonucleare. (C.P.) radiointerfercmetru v. radiotelescop radiometru, instrument utilizat pentru detectarea si masurarea presiunii radiatiilor electromagnetice; face parte si din aparatura de zbor a vehiculelor spatiale. (F.Z.) radionavigatie v. navigatie spatiala radioscintilatie v. scintilatie radiosonda, aparat cu ajutorul caruia se pot efectua masuratori directe asupra parametrilor fizico-chimici (pre-sipne, temperatura, umiditate etc.) ai straturilor superioare ale atmosferei, precum si transmiterea automata, prin radiosemnale, a datelor obtinute unor statii de receptie terestre. Echipate cu radioemitatoare si cu aparatura stiintifica, r. sint ridicate pe verticala cu ajutorul baloanelor stratosferice, rachetelor de sondaj sau satelitilor artificiali si sint desti-nate unor cercetari meteorologice, geofizice, de fizica atmosferei etc. (F.Z.) radiostea, denumire improprie a unei radiosurse (v.), folositS imediat dupa descoperirea primelor obiecte astro-nomice de acest fel. R. propriu-zise, adicS stele prezentind о radioemisie apreciabilS, sint: unele stele cu eruptii de tipul T Tau si RW Aur, unele stele duble cu eclipsa (ex. Algol, P Lyr), unii sateliti ai stelelor gi-gante (ex. Antares B), novele si supernovele, pulsarii. (C.P.) radiosursa, obiect ceresc de dimensiuni unghiulare reduse, caracterizat prin-tr-o radioemisie relativ intensa. Desi unele corpuri ale sistemului solar (ex.: Soarele, unele planete) emit radiounde, prin r. se inteleg, de regula, obiecte galactice si extragalactice. Prima r. a fost descoperita in 1946. Initial, r. au primit denumirea conste-latiei respective urmata de о litera majuscula (А, В, С etc.) care indica ordinea descoperirii. In prezent, dato-rita numarului lor foarte mare, r. sint diferentiate prin indicativul unui anumit catalog (in care sint conti-nute) urmat de numarul de ordine respectiv. Radiatia radio observata poate fi continua, variind cu frecventa v dupa о lege exponentials, de forma va' (exponentul # fiind in medie egal cu —0,8, si anume ж = —0,6 la r. galactice si л = — 1,2 pina la —0,9 sau chiar mai mic la r. extragalactice), sau discreta, prezentind un spectru (de emisie sau absorbtie) de linii (ex. radiolinia de 21 cm a hidro-genului neutru, radioliniile molecu-lelor interstelare). Radiatia radio poate fi termica sau netermica. Radiatia termica este emisa prin tranzitii liber-liber ale ionilor de hidrogen, ca in regiunile H II din vecina-tatea planului galactic, in nebuloasele gazoase (ex. nebuloasa din Orion) si in nebuloasele planetare. Invelisurile gazoase expulzate in spatiu emit radiounde netermice. Astfel de r. galactice pot fi resturile unor super-nove, ca Tau A (supernova din 1054 — nebuloasa Crab); aceasta emite о radiatie sincrotrona, in domeni.le optic, radio si X, electronii relativisti ce se misca elicoidal in lungul liniilor de cimp magnetic fiind generati si in prezent. De asemenea, Cas A, cea mai puternicS, r. a cerului, pare sa fi fost supernova din anul 369. Supernovele lui Tycho (1572) si Kepler (1604) emit in domeniile radio si optic. De asemenea, mari nebulo- .RADIOTELESCOP 312 ^itati in expansiune, ca Arcul din •Cygnus (de 3° diametru), par sa fie resturi ale unor explozii de supernove ■de acum c. 100 000 ani. Pulsarii pre-zinta о radioemisie strict periodica, unii fiind resturi de supernove. Exista si r. stelare (v. radiostea), ca satelitul lui Antares (o stea albastra pitica), unele stele variabile cu 0",0005 depeseste cu mult puterea celor mai perfectionate instrumente optice. Re-- glind distanta dintre cele doue ele-mente (antene) ale radiointerfero-metrului (spre ex.: mentinind un element fix si variind pozitia celui-lalt), observatiile pot fi facute succesiv pentru toate valorile posibile, iar re^ultatele lor sint aceleasi ca in cazul unui singur r. compact, de mare deschidere. Acesta este princi-piul sintezei deschiderilor (aperture RAMPA 314 synthesis) al lui M. Ryle, radioin-terferometrul putind avea forme di-ferite, cu doua sau mai multe antene receptoare, si putind atinge puteri de rezolutie de ?------• astfel, radiointer- 0",1 ’ ferometrul de la Cambridge confine trei elemente aflate pe directia est-vest, dintre care doua sint fixe si al treilea mobil. In cazul deschiderilor mari, la aplicarea principiului sintezei se tine seama nu numai de miscarea relativa a elementelor radiointer-ferometrului, ci si de deplasarea lui produsa derotatia Pamintului. (C.P.) rampa de lansare, constructie rezis-tenta aferenta cosmodroamelor (v.), prevazutS, cu un suport plan (plat-forma propriu-zisa), cu instalatii si cu echipamente, de pe care se lan-seaza rachetele spatiale de un anumit tip. Sin. plat forma de lansare. Pe linga platforma propriu-zisa, cuprinde turnul de lansare, deflectoarele de flacara, cablurile si racordurile dife-ritelor legaturi „ombilicale" ale ra-chetei cu instalatiile terestre, echi-pamentele de control si verificari, dispozitive specifice activitatilor in vederea lansari i, precum si echipa-mentele destinate lansarii. Turnul de lansare aisigura verticalitatea rachetei si confine platformele etajate pentru verificari, cuplele legaturilor „ombi-licale", sistemele de iluminare, ali-mentare, automatizare, comanda si blocaj, Sistemul deflectoarelor de flacara trebuie sa asigure accesul rapid spre exterior al jeturilor de gaze arse, divizarea acestora pentru reducerea actiunii lor distructive, izolarea si indepartarea lor de centrul rampei etc., complexitatea sa deter-minind de multe ori inaltimea r. de 1. In unele cazuri asamblarea rachetei, inclusiv a incarcaturii utile (nava spatiala, satelit artificial, statie spa-tiala etc.), are loc chiar pe r. de 1., etajele reactive fiind montate succesiv si verificate intii independent si apoi in ansamblu. Activifutile desfasurate la r. de 1. sint efectuate in conformi- tate cu programul inclus in numara-toarea inversa (v.). (F.Z.) Ranger, program spatial organizat de NASA, constind din lansarea unei serii de statii automate lunare (fig. 146), destinate transmiterii de ima-gini ale suprafetei lunare din imediata vecinatate, pe masura apropierii de Luna si pina la impactul cu aceasta (insotit de sfarimarea statiilor respective). Avind masa de 365 kg, statiile R. erau prevazute cu: sase camere de luat vederi, surse solare si chimice de energie electrica, aparatura de transmisie a imaginilor, antene etc. Programul R. a cuprins nou& lansari de statii spatiale (v.) in peri-oada 1963 — 65, dintre care numai ultimele trei si-au atins telul de ex-plorare a suprafetei selenare. (F.Z.) ranita de supravietuire, ranita cu pereti rigizi si termorezistenti, pe care astronautul о poarta in spatiul cosmic atunci cind foloseste costumul spatial (v.); confine о serie de sisteme, aparate si dispozitive care furnizeaza caldura necesara incalzirii costumului si intretin functionarea tuturor sis-temelor ce concura la asigurarea vielii si fac posibila desfasurarea activitatii astronautilor in mediul lipsit de atmosfera (regenerind microatmosfera costumului spatial, absorbind toate categoriile de dejectii, cuprinzind mijloace de intercomunicatii etc.). (F.Z.) Ras Algethi, steaua a din constelatia Hercules, situata la c. 550 a.i. de Soare. Este о stea dubla, cea mai stralucitoare din componentele sale fiind о giganta rosie (de clasa spec-trala M5) variabila, a carei magnitu-dine aparenta variaza intre 3 si 4; companionul acesteia, situat la о dep&rtare unghiulara de 5", are magnitudinea 5,4 si apartine clasei spectrale F8. (G.S.) Ras Alhague, steaua a din constelatia Ophiuchus, situata la c. 55 a.i. de; Soare. Are magnitudinea aparenta 315 R CORONAE 2,1 si apartine clasei spectrale A5. ('g.s'.; raza gravitationala (a unui astru), raza a unei sfere ipotetice cu centrul in centrul unui astru, in care este concentrate intreaga masa a unui corp ceresc si pe suprafata careia viteza de evaziune este egala cu viteza luminii. Sin. raza Schwarz-schild. Se poate determina cu ajutorul relatiei: 2 GM r= ---------, unde G este constanta gravitatiei, M masa astrului, iar с viteza luminii. In cazul Soarelui r.g. este de 2,5 km. (C.PJ rasarit, aparitia unui astru laorizon-tul unui loc, ca urmare a miscarii aparente diurne a boltii ceresti. (G.S.) R Coronae Borealis (R CrB), tip de stele variabile neregulate asemena-toare stelei prototip; prezinte о stra-lucire maxima un timp indelungat, pentru ca apoi stralucirea lor sa REACTOR 316 Fig. 147. Curba de lumina a stelei R CrB intre anii 1905 si 1923 scada brusc cu citeva unitati (variatia putind ajunge la 8m) (fig. i47). Stele-le de tip R CrB apartin claselor spec-trale F-K sau R. (C.P.) reactor —> motor cu reactie reactie gravitationala, modificare a di-rectiei si a modulului vectorului viteza caracteristic unui vehicul spatial ce trece prin vecinatatea unui corp ceresc, datorit§, cimpului gravitational al acestuia; depinde de pozitia spatiala a vehiculului respectiv si de masa corpului ceresc. In cazul statiei automate interpla-netare Mariner 10, care la 5 feb. 1974 a survolat planeta Venus la о departare de 5300 km, s-a putut folosi foarte favorabil aceasta r.g.; actionind asupra statiei, cimpul gravitational venusian (generat de о masa planetara de c. 81,5% din cea a Pamintului) i-а marit viteza pina la c. 30 000 km/h si i-a schimbat directia astfel incit, la 29 mart. 1974, statia a ajuns in ime-diata apropiere a planetei Mercur, pe care a survolat-o la numai 670 km. (F.Z.) recesie, indepartare de sistemul solar a obiectelor extragalactice (in special galaxii), pusa in evidenta prin viteza radiala pozitiva a acestora. Sin. miscare de recesie. R. galaxiilor este dedusa din deplasarea spre rosu (v.) a liniilor lor spectrale. (C.P.) Redstone, tip de racheta (v.) americana avind motoare cu propergoli lichizi, о forta de tractiune de 36 • 104 N si о raza de actiune care ii permite iesirea in afara atmosferei terestre; are lungimea de 19 m, diametrul de 1,8 m si masa la start de 18 t. Servind ca prim etaj reactiv al rachetei Jupiter-C (al doilea etaj fiind constituit de racheta cu propergoli solizi Sergeant), racheta R. a asigurat lansarea (1 feb. 1958) pri-mului satelit artificial american al Pamintului, Explorer 1, si zborul spatial (5 mai 1961) al primului astronaut american, Alan Shepard, la bordul unei capsule cosmice, (Freedom 7). V. si sonda spatiala. (F.Z.) reflector, telescop (v.) al carui obiectiv este constituit dintr-o oglinda con-cava. Sin. telescop reflector; telescop cu oglinda. Primul r., construit de I. Newton (1671), era prevazut cu о oglinda (confectionata de Newton) cu diametrul de 37 mm si distanta focala de 16 cm. In prezent oricare r. are о oglinda-obiectiv cu diametrul in jur de 1 m (pina la 6 m). Patrunzind in tubul r., lumina care vine de la obiectul ceresc observat se reflecta pe oglinda-obiectiv, imaginea res-pectiva formindu-se in planul focal al obiectivului si putind fi examinata cu ocularul sau fotografiata pe о placa fotografica plasata in planul focal al obiectivului. Unui r. i se pot atasa si aparate auxiliare, ca fotometru pentru masuratori de stra-lucire sau aparat spectral pentru 317 REFRACT O-REFLECT OR Fig. 148 analize spectrale. In general, in interiorul tubului r., razele reflectate de obiectiv cad pe о oglindS, auxiliara ce indreapta fasciculul luminos spre ocular. Exista mai multe sisteme de r., cele de tip Newton, Cassegrain si coude (fig. 148) fiind cele mai frecvent utilizate. In sistemul Newton (1) oglinda auxiliara este plana, inclinata cu 45° fata de axaobiecti-vului si plasata intre obiectiv si focarul acestuia, ocularul fiind situat lateral. Sistemul Cassegrain (2) con-tine о oglinda auxiliara convexa hiperbolica, a carei axa optica coincide cu cea a obiectivului, plasata intre obiectiv si focarul acestuia astfel incit reflecta razele de luminS, ce vin de la obiectiv spre centrul lui optic unde, intr-un orificiu, se afla ocularul; cu ajutorul acestui sistem se realizeaza marirea dis-tantei focale a r. In sistemul coude (3) fasciculul convergent dat de oglinda-obiectiv este reflectat de oglinzi auxiliare, plasate pe direc-tiile axei de declina^ie si axei orare ale monturii (v.) r., astfel incit fasciculul emergent are о directie fixii; acest sistem este convenabil in cazul utilizarii unor aparate auxiliare com-plexe (ex. spectrografe), ca si pentru observarea astrilor situati la distante unghiiilare mici de axa r. Cel mai mare r. din lume, instalat la о alti-tudine de 2100 m in Caucazul de nord (U.R.S.S.),are diametrul oglinzii-obiectiv de 6 m si, spre deosebire de toate celelalte r. mari, este montat azimutal. Al doilea ca marime, r. Hale, instalat la Obs. Mount Palomar din California (S.U.A.) in 1947, are diametrul oglinzii (cu masa de 9 t) de 5,08 m si distanta focala de 16,8 m; pentru observare in sistem Cassegrain, distanta focala este de 83 m, iar pentru observare in sistem coude, aceasta este de 152 m. Toate tipurile de r. mentionate au ca obiectiv oglinzi parabolice, pentru eliminarea aberatiei de sfericitate. (G.S.) refractor, telescop (v.) in care imaginea se obtine cu ajutorul unui obiectiv alcatuit din mai multe lentile. Sin. telescop refractor; luneta asironomicd (v.). (G.S.) refracto-reflector, telescop (v.) al carui obiectiv consta dintr-o combinatie de oglinda si lentile refractoare (menis-curi) (fig. 149), ceea ce permite reali-zarea unui instrument de dimensiuni relativ reduse, dar cu un cimp optic foarte mare; este utilizat in special la fotografierea unor regiuni ceresti intinse. Sin. telescop refracto-ref lector. A fost construit prima oara de B. Schmidt in 1930, la Obs. din Hamburg (v. camera Schmidt), fiind ulterior perfecjionat. Contine (1) о oglin-d3, sfericci (0), a carei abera^ie de sfericitate este eliminata prin pla-sarea in fata ei a unei lame co-rectoare (P), cu diametrul mult mai REFRACTIE 318 cn о J_______Ш 1 1-FT - ’ Mf# 2 3 Fig. 149 mic decit oglinda, de grosime varia-bila de la centru spre margine; oglinda formeaza imagini punctiforme ale stelelor dintr-o regiune de citeva grade diametru unghiular. Sisteme perfection ate de r.-r. sint cele de tip Baker-Schmidt si super-Schmidt; dintre acestea, ultimul (3) consta dintr-o combinatie de: oglinda sferica, lentile-menisc (M) si placa co-rectoare si poate avea cimpuri optice extrem demari. In 1940, D. D. Maksutov a realizat un alt tip de r.-r., aso-ciind о oglinda sferica cu о lentila me-nisc corectoare divergenta (convex-concava) pentru eliminarea aberatiei de sfericitate (2) . R.-r. sint folosite la intocmirea atlaselor ceresti (ex. Mount Palomar Sky Survey), ca $i la detectarea curentilor meteorici, a cometelor, a novelor si supernovelor etc. (G.S.) refractie astronomica, devierea razei de lumina a unui astru de la directia rectilinie, datorita refractiei. sale in atmosfera terestra. Intrucit indicele de refractie al acesteia creste pe masura apropierii de suprafata Pamintului (pe masura cresterii densi-tatii aerului), razele ce vin de la astri urmeaza traiectorii curbilinii, a caror concavitate este indreptata spre P&mint (fig. 150). Pentru un -observator terestru, directia apa-renta, din care vine lumina de la un astru, coincide cu tangenta la tra-iectoria acesteia in punctul de obser-vatie; astfel, astrii apar mai apropiati de zenit decit in realitate (dac3. ar fi observati in absenta atmosferei terestre), distanta zenitala z' apa-renta fiind mai mica decit distanta zenitala adevarata ^ a astrului. Diferenta dintre aceste distante zeni-tale este denumita (unghi de) r.a.: R = z - z'. Valoarea r.a. creste cu distanta zenitala si este maxima cind astrul se aflS, la orizont, r.a. orizontala fiind de Зб'Зб". Stabilirea unei for-mule exacte a r.a. intimpina insa dificultati datorita modificarii para-metrilor atmosferei terestre cu alti-tudinea, densitatea, presiunea, temperatura si densitatea optica a fie-carui strat atmosferic nefiind cunos-cute cu suficienta precizie; о formula admisa, valabila pinS. la distante zeni-tale de 70°, este: R = 60",4 tg z — 0",064 tg3 La determinarea exacta a pozitiilor astrilor trebuie tinut seama de con-ditiile climatice: temperatura, pre-siune si umiditate. In acest scop, se intocmesc tabele de r.a. in functie de parametrii respectivi. Cind exista perturbatii atmosferice (ex. cind stra-turile atmosferice de aceeasi densi-tate nu mai sint paralele cu suprafata terestra) apar anomalii ale r.a. Aceasta poate depinde astfel de azimut (r.a. azimniala) sau poate exista la zenit (r.a. zenitala ). Exista si r.a.de said, ce apare intr-o sala de observatie„ chiar deschisa spre exterior, unde exista 319 REGULUS Zenit un gradient de densitate al aerului. Teoretic, se presupune ca r.a. au loc in plan vertical insa, datorita vintului, reliefului, constructiilor apro-piate, straturile de aer de aceeasi densitate capata о inclinare laterala, producind astfel r.a. laterala. In acelasi timp fenomenul scintilatiei astrilor provoaca modificari rapide ale r.a. Studiul miscarii satelitilor artificiali a pus pentru prima oara problema r.a. pentru un corp ceresc care se deplaseaza la о anumita altitudine in atmosfera terestra. (G.S.) regenerarea aerului si a apei v. cabina spatiala Regiomontanus (pe numele adevarat, Johann Muller), (1436—1476), as-tronom si matematician. Prof. la Univ. din Viena si Nurnberg. Astro-nom al curfii lui Matei Corvin, in Ungaria. A construit la Nurnberg un obs. dotat cu instrumente de precizie. A propus о reforma a calen-darului iulian. A intocmit efemeridele anilor 1474— 1506 si a efectuat obser-vatii asupra cometei din 1472, de-numitS, ulterior cometa Hailey. Lu-crS,ri de algebra si trigonometrie. Op. pr.: Theoricae novae planetar uni; Sphaera mundi, 1531. (E.T.) regula Titius-Bode —► legea Titius-Bode Regulus, steaua a din constelatia Leo, situata la c. 83,5 a.i. de Soare. Are magnitudinea aparenta 1,35 si lumi-nozitatea de 155 ori mai mare decit a Soarelui, apartinind clasei spectrale B7. Este о stea tripla, cele doua componente-satelit aflindu-se la о departare unghiulara de 117" si, respectiv, 3" de steaua principals,. Situata foarte aproape de planul HEINTRARE 320 eclipticii, R. poate fi in conjunctie aproape cu toate planetele si ocultata de Luna. V. si strdlucire. (G.S.) reintrare in atmosfera, revenire din spatiul cosmic a unui vehicul spatial, urmata de patrunderea lui in atmosfera terestrS, in vederea ateri-z&rii. In cazul in care nu a avut loc frinarea misc&rii sale prin punerea in functiune a unor retrofuzee (v.), atunci vehiculul patrunde in atmosfera cu prima sau a doua viteza cosmica, dupa cum revine de pe о orbita Qircumterestra de satelit artificial sau de pe о traiectorie interplanetary. Reducerea vitezei vehiculului spatial care patrunde in atmosfera se poate realiza in mod pasiv, datorita fortei de rezistenta aerodinamica (v.); in acest caz, accelerafia de frinare admisibila este dependents de rezistenta mecanica a vehiculului, de protectia sa contra incalzirii aerodinamice (v.) si ablatiei (v.). precum si de capacitatea sarcinii utile (sau a echipaj ului) de a suporta deceleratii mari fara riscuri. Reali-zarea in bune conditii a r. in a. si strabaterea acesteia in vederea aterizarii implica mari dificultati, legate de eficienta mijloacelor de protectie, de alegerea si respectarea intocmai a parametrilor de miscare prin asa-numitul coridor de reintrare (v.). Tehnica spatiala actuala a rezolvat toate problemele privind r. in a. a vehiculelor automate (si cu echipaj) care revin de pe orbite circumterestre si lunare (v. fig. 151). (F.Z.) relativitate v. teoria relativitatii relatia masa-luminozitate, relatie dintre masele M ale stelelor si lumino-zitatile L ale lor, dedusa (A. Ed-dington) prin determinarea maselor Fig. 151. Reintrarea cabinei Apollo in atmosfera terestra. 321 RELATIA ■ о Stele duble cu eclipsa log -j^ • Stele duble vizuale Fig. 152 si luminozitatilor unor stele ale secventei principale care sint componente de stele duble si au paralaxa cunoscuta (fig. 152). Se poate deduce si din considerajii teoretice, servind totodata ca о verificare a teoriei structurii interne a stelelor. In ge^ neral, pentru stelele secventei principale ce fac parte din populatia de tip I, L este proportional cu Мъ>ъ, exponentul devenind aproape 4 pentru stele masive luminoase (M/Mq > > 0,5, unde Mq este masa Soarelui) si 2 pentru piticele rosii (MJMq < < 0,5). Exista si abateri de la r.m.-l. Astfel, sint piticele albe care au mase in jur de 0,6 Mq, stelele duble strinse, in special la sistemele in contact (spre ex. stele W UMa), ca si stelele populatiei de tip II (cele mai stralucitoare gigante rosii ale roiurilor globulare avind M я Mq. (C.P.) relatia masa-raza, relatie dintre masele M ale stelelor si razele R ale lor, ce caracterizeaza stelele secvente principale. Este de forma: R ^ cMq unde с este о constanta, iar q un exponent (fig. • 153); exponentul q este c. 3/2 la stelele cu spectre tim-purii (0-G4) si c. 1/2 la cele cu spectre tirzii (G7-M). Teoria structurii interne a stelelor explica aceasta relatie, care, dealtfel, se poate deduce din relatiile masa-luminozitate si spectru-luminozitate. Piticele albe, stelele duble strinse in contact, subgigantele etc. nu satisfac r.m.-r. (C.P.) relatia perioada-luminozitate, relatie dintre perioadele si luminozitatile stelelor cu pulsatii de tipul S Cep, RELApA 322 Fig. 153. Relatia masa-raza la stelele din secventa principals. potrivit c&reia magnitudinile lor abso- dele din Micul Nor al lui Magellan, lute M sint aprox. proportionate cu Cunoscind perioadele unor astfel logaritmul perioadelor T (fig. 154). de stele, se pot deduce magnitu- A fost stabilita in 1912 de astrono- dinile lor absolute, care, comparate mul american H. S. Leavitt la cefel- cu cele aparente, servesc la determi- ne Fig. 154. Relatia perioada-Juminozitate la cefeide, stele W Vir si stele RR Lyr (P-perioada exprimatS in zile). 323 RETROGRADAREA narea departarilor sistemelor stelare (roiuri, galaxii etc.) de care ele apartin. Dificultatea construirii acestei curbe consta incalibrareaei, intrucit parala-xele cefeidelor galactice nu pot fi determinate direct, ci trebuie sa fie deduse din miscArile lor proprii. In 1944, W. Baade a arAtat ca exista si cefeide apar^inind populatiei de tip II, ca stelele RR Lyr din roiurile globulare sau steaua V Wir din Galaxie. Acestea sint caracterizate prin-tr-o r.p.-l. deplasata cu c. lm,5 (spre luminozitati mai mici) fata de cea a stelelor 8 Cep I si, ca atare, a fost necesara о revizuire a scarii distantelor stelare bazate pe г.р.-l. corespunzA-toare acestor stele. (C.P.) relatia spectru-luminozitate, relatie dintre spectrele si luminozita^ile stelelor, reprezentata in cadrul diagra-mei H-R (v.). (E.T.) relatii Soare-Pamint, ansamblul in-fluen^elor pe care fenomenele solare le au asupra Pamintului, spatiului periterestru si interplanetar, inclu-zind variable radiatiilor electromag-netice (у, X, ultraviolete) si corpuscu-lare in timpul activitAtii solare; for-meazA obiectul fizicii solar-terestre (v.). Unele din aceste influente se pun in evidenta pe intervale mai lungi, spre ex. perioada de 11 ani a ciclului solar, cum sint variatiile numarului de aurore polare, parame-trilor geomagnetici medii, ritmurilor de crestere a inelelor copacilor etc., care sint corelate cu desfasurarea activitatii solare (v.). Pe de alta parte, eruptiile cromosferice, unele protuberance, jeturi si pete fierbinti coro-nale prezinta influente care au putut fi detectate direct. Fenomenele induse prin varia£ia radiatiei electromag-netice de inaltA frecventA se produc practic concomitent cu fenomenul solar observat (ex. о erup^ie cromo-sferica). Astfel de fenomene sint perturba^iile ionosferice (SID), ca: intreruperea transmisiunilor radio pe unde scurte (SWF), intarirea para-zi^ilor atmosferici (SEA), absorbfia zgomotului radio cosmic (SCNA), anomalii de fazA intre undele directe si cele reflectate (SPA), crosetul geomagnetic (GC) etc., care dureazSL cit fenomenul solar provocator. Efec-tele intirziate se datoresc radiatiei solare de energii mari (raze cosmice si subcosmice solare, ale c&ror particuie au 10® — 109 eV) sau intensificSxii vintului solar. Radiatia cosmica solara emisa in timpul unor erup^ii (pro-tonice) poate ajunge la P&mint in с. 1 h, ducind la cresterea pronuntat& a componentei neutronice, iar radia-tiile subcosmice (de energie mai micA) ajung in regiunile polare producind absorbtia undelor radio (PC A). Intensificarea vintului solar provoacA furtuni geomagnetice cu inceput brusc (SFA) sau recurente (la c. 27 d), aurore polare, ca si variatii ale geo-magnetismului, magnetosferei si cen-turilor de radiatii. De asemenea, radiatia corpuscularA intensA poate duce la о modulare a radiatiei cosmice primare (efect Forbush) ca si la variatia densitAtii atmosferei terestre (v.) inalte (puse in eviden^A de mis-carea satelitilor). Unele fenomene solare au о certA influentA asupra climei terestre, a cArei teorie nu a fost elaboratA cu precizie. (C.P.} Reticulum (Reticulul), constelatie (v.) din emisfera sudicA a cerului, con|:i-nind putine stele, slab strAlucitoare. Este invizibilA din Romania. (G.S.) retrofuzee, motor-rachetA al unui vehi-cul spatial destinat frinArii miscArii acestuia, jetul sAu reactiv fiind lansat in sensul vitezei de zbor. Este utilizat pentru modificarea parametrilor de zbor in scopul trecerii vehiculului pe orbite inferioare, al reintrArii sale in atmosferA, al aterizArii line a lui sau a unei pArti componente recupe-rabile etc. (F.Z.) retrogradarea (liniei) ncdurilor, mis-care de rotate in sens retrograd a liniei nodurilor orbitei unei planete sau a unui satelit in planul eclipticii, datoritA perturbatiilor produse de RETEA 324 atrac^iile reciproce ale celorlalte corpuri din sistemul solar sau de forma nesferica a acestora. In cazul plane-telor, r.n. este mai mica de Г pe an, in timp ce in cazul Lunii este de c. 19°20' pe an, iar in cazul satelitilor artificiali ai Pamintului, este foarte accentuata (si este folosita la deter-minarea turtirii acestuia). (G.S.) retea spatiala, grup de statii terestre si spatiale care, functioning simultari si in mod corelat, asigura realizarea unui program de furnizare a unor date utile de telecomunicatii (ex. Orbita), de meteorologie (ex. Meteor), de navigatie aeriana si maritima etc. (F-Z.) rezervor de propergol, fiecare difttre containerele montate pe vehiculele spatiale sau dispuse in sistemul infrastructurii unui cosmodrom (v.), in care sint depozita# sau stocafi propergolii (v.) motoarelor-racheta. Vehiculele spatiale prezinta r. de p. avind structuri rigide, cu sisteme de asigurare a etanseit&tii si de presuri-zare, cu pere\i exteriori dubli si pereti interiori desp3,r|:itori ce reduc osci-latiile fluidelor continute, in timpul functionariirachetelor. Pentru motoa-rele-rachetS, cu propergoli solizi uti-lizate ca acceleratoare de start si, rareori, chiar pentru motoarele-ra-chetii cu propergoli lichizi, se folosesc r. de p. exterioare structurii vehicu-lelor. In cazul propsrgolilor crio-genici, r. de p. trebuie sa posede izo-latie corespunzatoare din punct de vedere termic. (F.Z. ) rezistenta aerodinamica, for£a care actioneaz& asupra unui corp aflat in miscare relativa fa^a de atmosfera (in general fata de un msdiu gazos), in sens opus deplasarii; este propor-tionala cu densitatea aerului, cu patratul vitezei relative a corpului, cu suprafata sec|:iunii trajisversale a acestuia (sau cu altS, suprafata carac-teristica ds referint^) si cu un coefi-cient (numit coeficientul de rezistenta la inaintare), care depinde de forma corpului, de orientarea sa fata de directia de miscare si de numarui lui Reynolds. Deosebit de importanta in analiza miscarii vehiculelor spatiale printr-o atmosfera planetara, r.a. contribuie la reducerea vitezei de coborire in vederea aterizarii unui vehicul sau a unei parti recuperabile a acestuia (v. reintrare in atmosfera). De asemenea, prin stabilirea modifi-c&rii orbitelor satelitilor artificiali, datorita r.a. se calculeaza densitatea atmosferei la diferite altitudini. (F.Z.) Rhea, satelit (v.) al planetei Saturn (v.). (G.S.) Rhaeticus, Georg Joachim von Lauchen (1514—1576), matematician si astronom german, prof. la Univ. din Wittenberg. Discipol al lui Copernic si continuator al operei lui. A expus sistemul heliocentric al lui Copernic (facindu-1 cunoscut inainte ca autorul sa-1 fi publicat). Op. pr.: Naratio prima, 1540. (E.T.) Rigel (Riegel), steaua cea mai stra-lucitoare — (3 — din constelatia Orion si, in acelasi timp, una din cele mai str&lucitoare stele de pe cer, situata la c. 815 a.i. de Soare. Este о stea dubla, steaua principala — A — fiind о giganta foarte fierbinte, de tip spectral B8, avind magnitudinea aparenta 0,11 si luminozitatea de 81000 de ori mai mare decit a Soarelui, iar satelitul — В —, situat la distanta unghiulara de 9", avind magnitudinea aparenta 7. V. si strdlucire. (G.S.) riometru (Relative Ionospheric Opacity Meter), tip special de radio-telescop acordat pe о frecventa fixa (intre 5 si 10 MHz), avind о antena dirijata spre pol (zenit) pentru a detecta variatia fluxului radiatiei de fond. (E.T.) Ritchey, George Willis (1864-1945), astronom american, cunoscut pro-iectant si constructor de telescoape. 325 ROT ATI А A proiectat si -construit reflectoarele de 1,5 si 2,5 m de la Obs. Mount Wilson si de 5 m de la Obs. Mount Palomar. A inventat telescopul apla-natic si oglinda celulara pentru telescoape. A descoperit trei nove. (E.T.) Rinin, Nikolai Alekseevici (1877— 1942), inginer sovietic, prof. univ. la Leningrad. Specialist in domeniile aeronauticii si astronauticii. Autor al unor studii asupra tehnicii pro-pulsiei prin reactie si a zborurilor in stratosfera. Organizator si presed. al sectiei de comunicatii interplane-tare {1928) din cadrul Inst, de cai de comunicatii din Leningrad. Numele sau a fost atribuit unui crater de pe fata invizibila a Lunii. Op. pr.: Teo-riia aviatii, 1917; Mejplanetnie so-obsceniia, 1932; Proehtirovanie voz-dusnih soobscenii, 1937. (F.Z.) Roemer, Olaf—> Romer, Olaf roi de galaxii v. galaxie roi de stele, grup de stele intre care se exercita forte de atractie reci-proce, ce au о origine Comuna, precum si virsta si compozitie chimica apropiata. Sin. roi stelar. De obicei, r. de s. prezinta un nucleu central mai dens de stele, inconjurat de о regiune cu о densitate stelara mai mica, diametrul lui fiind cuprins intre citiva parseci si 150 pc. Exists doua categorii de r. de s.: deschise si globulare, care se deosebesc prin masa si virsta. Roiurile deschise (ex. Hyade, Pleiade) cuprind, de regul&, zeci sau sute de stele, pe cind cele globulare — zeci sau sute de mii de stele. In Galaxie, roiurile deschise sint concentrate in vecinatatea planului galactic si au viteze mici in raport cu Soarele, de ordinul a 20 km/s; in schimb, roiurile globulare sint distribute intr-un volum sferic, al c&rui centru coincide cu centrul Galaxiei, si sint caracterizate prin viteze mari in raport cu Soarele, de ordinul a 170 km/s. Interpretarea diagramei H-R a stelelor din roiuri, din punctul de vedere al teoriilor moderne asupra evolutiei stelelor, a dus la concluzia ca stelele ce apartin roiurilor globulare sint mai batrine decit stelele roiurilor deschise. In unele roiuri globulare exists, stele variabile de tip RR Lyr si W Vir, iar in roiurile deschise se intilnesc uneori cefeide. (G.S.) roi meteoric —> curent meteoric roi stelar—> roi de stele Romer (Roemer) Olaf (Olaus) (Ole) (1644—1710), astronom danez, prof. la Univ. si dir. la Obs. din Copenhaga. A inventat (1690) cercul meridian, cu care a efectuat numeroase obser-vatii. Stabilind momentele calculate si cele observate ale eclipselor sate-litilor lui Jupiter, a calculat (1675) viteza luminii. (G.S.) rotatia Galaxiei, rotatie efectuata de sistemul stelar din care face parte Soarele — Galaxia (v.) — in jurul axei perpendiculare pe planul galactic. A fost descoperita in 1927 de J. H. Oort, pe baza studiului statistic al vitezelor radiale si al misc&rilor proprii ale stelelor; el a aratat ca Galaxia nu se rote§te ca un solid rigid, ci unele p&r(:i ale ei prezinta viteze unghiulare de rotatie mai mari decit regiunileperiferice. Astfel, viteza de revolutie a unei stele in jurul axei mici a Galaxiei creste cu distanta de aceasta axa pin& la о anumita limita si apoi scade. La distanta Soarelui de centrul Galaxiei (c. 10 kpc), viteza de revolutie estede c. 250 km/s. Perioada unei revolufii complete a Soarelui este de c. 250 mil. ani. Astfel de rotatie, cu pefioade de 107— 109 ani, a fost pusa in evi-denta la galaxiile spirale. ^Rotatia gala-xiilor eliptice a fost observata doar in cazul. celor prezentind о turtire mai mare si se. .execute ca; in cazul unui solid. (G.S.) Rdf ATI А 326 rotatia Pemintului, una din misca-rile Pamintului, ce explica succesiu-nea zilelor si nop^ilor, miscarea diurna a sferei ceresti si unele fenomene care se produc la suprafata Pamintului, •ca de ex.: rotatia planului de osci-la^ie a unui pendul, abaterea directiei «de c3-dere a corpurilor spre est etc. ciclu Saros satelit, corp ceresc (cu sau far& lumina proprie) ce se roteste in jurul unui alt corp ceresc (ex. planeta, stea), de masa mult mai mare. In sistemul solar, planetele sint satelitii Soarelui si, la rindul lor, au s. natu-rali, dintre care sint cunoscuti pina in prezent 34 (v. tabelul 24); acestia apartin Pamintului, luiMarte, Jupiter, Saturn, Uranus si Neptun. De asemenea, inelul lui Saturn poate fi considerat ca fiind compus dintr-o multitudine de mici s. Se observS. ей planetele cu cei mai multi s. sint si cele mai mari si, in general, cele mai dep^tate de Soare. Diametrele s. sint cuprinse intre c. 10 km si 6000 km (cei mai mari fiind dati in fig. 160, prin comparatie cuMercur), iar unii dintre ei posedй si atmosfera. In general, orbitele s. au excentri-cit^i mici (cu exceptia celei a sateli-tului Nereida, a c^rei excentricitate este de c. 0,75). Majoritatea s. au mi£rari de revolutie in sens direct, in sens retrograd deplasindu-se numai s. Pasiphae, Sinope, Car me si Ananke ai lui Jupiter, Phoebe al lui Saturn si Triton al lui Neptun. Studiul s. prezinte о importanta deosebit in mecanica сегеаэсй, indeosebi pentru Tabelul 24 Satelitii planetelor mari Orbita inclinarea Perioada Magni¬ Anul descoperirii semiaxa excentri- faj:a de de revolu- Diame¬ Masa tudi¬ Planeta Satelitul * §i descoperitorul mare citatea ecuatorul fie sidera- trul 1023g nea la 103km planetei** 13, km opozi- d tie Pamint Luna _ 384,4 0,055 18,3--- 27,3217 3476 735 -12,7 -28,6 Marte I. Phobos 1877 A. Hall 9,38 0,021 1,1 0,3189 /--- 22 - 11,5 II. Deimos 1877 A. Hall 23,5 0,003 0,9-2,7 1,2624 /--- 6 --- 12,0 Jupiter V. Amalthea 1892 E. Barnard 180,5 0,003 0,4 0,498 --- 160 - 13,0 I. Io 1610 G. Galilei 421,6 0,000 0,0 1,769 /---3240 /--- 723 5,5 II. Europa 1610 G. Galilei 670,8 0,000 0,0 3,551 ---3010 --- 470 5,7 III.Ganimede 1610 G. Galilei 1070 0,002 0,0 7,155 /---4900 ---1550 5,0 IV. Callisto 1610 G. Galilei 1882 0,008 0,0 16,689 /---4600 --- 966 6,3 XIII. Leda 1974 J. Kowal /---11000 --- --- 240 --- --- 20,0 VI. Himalia 1904 G. Perrine 11470 0,158 27,6 250,57 --- 140 --- 13,7 X. Lysithea 1938 S. Nicholson 11850 0,130 29,0 263,55 --- 20 --- 19,0 VIL Elara 1905 G. Perrine 11800 0,207 24,8 259,65 /--- 40 --- 17,0 XII. Ananke 1951 S. Nicholson 21200 0,169 147 631,1 /--- 20 --- 19,0 XI. Carme 1938 S. Nicholson 22 600 0,207 164 692,5 /--- 20 --- 19,0 VIII. Pasiphae 1908 P. Melotte 23 500 0,378 145 738,9 /--- 30 - 18,0 SATELIT 334 IX. Sinope Saturn Inelul X. Ianus I. Mimas II. Encelade III. Thetys IV. Dione V. Rhea VI. Titan ' VII. Hyperion VIII. Iapetus IX. Phoebe Uranus V. Miranda I. Ariel II. Umbriel III. Titania IV. Oberon Neptun I. Triton II. Nereida S; Nicholson 23 700 0,275 G. Galilei 72--- 139 --- A. Dollfus 158 0,0 W. Herschel 185,4 0,020 W. Herschel 237,9 0,004 J.D. Cassini 294,5 0,000 J.D. Cassini 377,2 0,002 J.D. Cassini 526,7 0,001 C. Huygens 1221 0,029 W. Bond, W. Lassell 1479 0,104 J.D. Cassini 3560 0,028 W.H. Picke¬ ring 12 945 0,163 G. Kuiper 123,0 0 W. Lassell 191,7 0,003 W. Lassell 267,0 0,004 W. Herschel 438,0 0,002 W. Herschel 585,9 0,001 W. Lassell 353,4 0,000 G. Kuiper 5560,0 0,749 1914 1610 1966 1789 1789 1684 1684 1672 1655 1848 1671 1898 1948 1851 1851 1787 1787 1846 1949 * Sateliti sint da^i in ordinea depart&rii de planeta. ** i < 90° miscare in sens direct; i > 90° miscare in sens retrograd. 153 758 ~ 20 - 19,0 0 0,4-0,7 --- ~ 250 --- 0,0 0,749 ~ 350 ~ 0,16 14,0 1,5 0,942 --- ~ 0,38 12,1 0 1,370 --- --- 0,75 11,6 1,1 1,888 1000 ~ 6,26 10,5 0 2,737 ~1200 ~ 10,6 10,7 0,4 4,518 1300 ~ 23,0 10,0 0,3 15,945 4950 ----/ 1410 8,3 0,4 21,277 ~ 400 --- 14,0 14,7 79,331 ~1300 - 11,0 150 550,45 ~ 300 --- 14,5 0 1,414 ~ 500 --- 17,0 0 2,521 ^1000 - 15,2 0 4,144 ~ 700 --- 15,8 0 8,706 ~1600 --- 14,0 0 13,463 ~1400 --- 14,3 159,9 5,877 4000 1300 13,6 27,8 359,881 300 --- 19,5 335 SATELIT SATELIT 336 Fig. 160 faptul ca permite determinarea masei planetei respective si verificarea calcu-lelor referitoare la perturbatiile corpurilor ceresti. (G.S.) satelit artificial, corp artificial plasat pe о orbita in jurul unui corp ceresc. Pentru studiul miscSxii unui astfel de obiect, se poate considera ca sistem de referinta un sistem de orien-tare fix, cu originea in central astrului in jurul caruia se efectueazS, miscarea orbitala. Este avantajoasa lansarea s.a. in sensul vitezei de rotatie a astrului central, energia necesara in aceasta situatie cores-punzind numai diferentei dintre viteza de satelizare si viteza tangen-tial& la suprafata astrului (in cazul ecuatorului terestru, egala cu 450 m/s), parametrii de miscare pe orbita depinzind de viteza imprimata. Pentru a transforma un corp in s.a. pe о orbita circulara, la suprafata unui astru trebuie sa i se imprime о acceleratie tangentiala pinS, la atin-gerea primei viteze cosmice (sau viteza circulara), data de relatia: vc = Vg0r0. unde g0 si r0 sint acceleraj;ia gravi-tationala si, respectiv, raza astrului in punctul de lansare; aceasta viteza este de 7,91 km/s in cazul Pamintului, 3,56 km/s in cazul planetei Marte, 7,31 km/s in cazul lui Venus, 1,68 km/s in cazul Lunii etc. In funcjie de aceste viteze circulare, se pot calcula $i perioadele siderale T de revolutie ale s.a. in jurul corpurilor ceresti ( 2n r0\ respective = J; astfel, aces- te perioade sint: 1 h 24 min 25 s pentru P&mint, 1 h 40 min pentru Marte, 1 h 28 min 49 s pentru Venus, 1 h 48 min 20 s pentru Luna. Notind cu h altitudinea medie a or-bitei circulare a s.a., viteza orizontal£ 337 SATELIT si perioada de revolutie siderala sint date de relajiile: V = r tO Ф (Oi semnul — corespunzind miscArii di-reete a s.a., iar semriul + , celei re-trogade (inverse miscarii de rotatie a astrului), iar to ?i tOi reprezentind viteza unghiulara de rotatie a s.a. si, respectiv, a astrului. In cazul unui s.a. de altitudine zero al Pamintului, se obtine T8 = 1 h 29 min 41 s, pentru miscarea directa, si Ts = 1 h 19 min 44 s, pentru miscarea retrogradA. Cind viteza unghiu-lara sinodica a unui s.a. este nuia (respectiv cind numitorul expresiei matematice de mai sus se anuleazA), se obtine un s.a. stationar, ce pare ca sta fix pe bolta cereasca a astrului respectiv; in cazul PAmintului (admi-tind valorile de 6378 km si 9, 81 m/s2 pentru raza si, respectiv, pentru accelera^ia greutajii la nivelul marii), pentru un astfel de s.a. se obtin valorile: h = 35 810 km ?i vc = = 3,08 km/s. Un alt caz particular de s.a. este cel la care perioadele siderala si sinodica sint egale; un asemenea satelit ar ocoli PAmin-tul in douA zile siderale (2 • 23 h 56 min 4 s), evoluind la altitudinea de 60 592 km cu о vitezA de 2,44 km/s. Un s.a. ce efectueazA un numar intreg de rota^ii n in decursul unei zile siderale a astrului respectiv, este denumit periodic diurn sau sincron. Calculele efectuate in cazul PAmintului aratA cA pentru h — 0, valoarea marximA a lui n este 17, cAreia ii corespunde о perioadA de revolutie siderala T =1 h 24 min 28 s; frecvent utilizata este valoarea n = 16, corespunzind la h — 266 km si Г = 1 h 29 min 45 s. DacA in-scrierea pe orbitA a s.a. are loc la о anumita altitudine, viteza circu-larA vc este mai micA decit cea cal-culatA anterior pentru s.a. de altitudine zero. Gresterea vitezei minime imprimate in scopul satelizArii in directia miscArii poate duce la trans-formarea orbitei satelitului din cir-cularA in eliptieA, apoi in parabolicA. si hiperbolicA. Admi^ind cA un s.a. evolueazA pe о traiectorie curbA, aceasta poate fi reprezentatA prin-tr-o conicA de ecuatie (in coordonate polare r, 0): 1 + e cos (0 — Op) in care p, e si 0O sint eonstante ce se determinA din conditiile initiale r0 (raza astrului), v0 (viteza initialA de lansare) si a (unghiul dintre ■ directia de lansare si verticalA, in locul respectiv), potrivit relatiilor: r% vl sin2 a if2 e2 = 1 + K2 ?i tg e0 = v sin a cos a K_ Гп Astfel, orbita s.a. este eliptica pentru 2 К vl < -—- (e < 1), hiperbolicA pen-ro 2 К tru v20> -------- (e > 1) si parabolicA SATELIT 2.K pentru v\ = -— (e = 1) (prin К ro s-a notat produsul dintre valoarea constantei atractiei universale G si masa M a astrului in jurul caruia se roteste, la distanta medie r0 de cen-trul masic al acestuia, s.a. respectiv). In cazul Pamintului, cind valoarea vitezei v0 se apropie de 11,206 km/s, apogeul orbitei de satelizare se de-parteazS, foarte mult, ajungind la 272 400 km pentru v0 = 11,011 km/s, in imediata vecinatate a Lunii, pentru 11,085 km/s, la 500 000 km/s pentru 11,108 km/s si la 1,8 mil. km pentru 11,204 km/s. Pentru v0> 11,206 km/s, valoare egalcl cu cea de-a doua viteza cosmicd (sau viteza parabolica), s.a. se va inscrie pe о orbita circumsolara. Atingerea unui anumit apocentru al acestei orbite depinde de condi{iile de lansare (vitezi, moment, latitudine etc.). Avind in vedere ca energia transfe-rata vehiculului spatial in unitatea de timp este proportionals cu viteza instantanee (de valoare mare inca din momentul lansSrii) a acestuia, modificarea parametrilor de miscare a satelitului pe orbita implies un consum redus de propergol. In sco-pul unui consum minim, modifica-rile traiectoriei trebuie efectuate prin actionarea motoarelor de corectie (tangential la traiectorie) in vecina-tatea pericentrului, unde viteza s.a. este maxima; din aceleasi motive, s-a demonstrat ca este neeconomica folosirea orbitelor circulare cu alti-tudini mari pentru s.a. circumterestri, pentru laboratoarele orbitale si chiar pentru viitoarele colonii spatiale (v.) S.a. ai Pamintului, lansati incepind din 4 oct. 1957 (fig. 161), sint plasati pe orbite (de obicei, eliptice) cu ajutorul unor rachete (v.) spatiale ce le imprima viteze tangentiale cu-prinse intre 7,91 si 11,206 km/s. In funcjie de destinatie, acestia sint: de telecomunicatii (A), meteorologici (B), tehnologici (C), de navigatie (D), stiintifici (E), biologici (F), pentru cercetarea resurselor Pamintului (G), 338 cu destinatii speciale (H) (v. tabelul 25). S.a. de telecomunicatii au fost lansari incepind din 1960 (Echo 1) in vederea asigurarii telecomunicatiilcr spatiale (v.); dupa tipul retransmisiei, ei pot fi activi (Molnia, Early Bird) sau pasivi (Echo); dupa tipul orbitei, stationari (Early Bird) sau sin-croni (Molnia); de asemenea, pot fi plasati pe orbite circulare sau eliptice, de excentricitate mare etc. S.a. meteorologici, lansari incepind din 1960 (Tiros 1), au fost desti-nati obtinerii de informatii meteo-rologice la scara planetarS in vederea unor prognoze meteo cit mai reale, pe perioade mari de timp; cerceta-rile s-au efectuat cu s.a. stationari, polari, ecuatoriali etc., in cadrul programelor spatiale: Tiros (v.), Nimbus (v.), ESS A (v.), Cosmos (v.), Meteor (v.), TOS (Tiros Operational System), Meteosat, I TOS (improved Tiros Operational System), SMS/ GOES (Synchronous Meteorological Satellite/Geostationary Operational Environmental System) etc. S.a. tehnologici, destinati cercetaribr teh-nologice si de dezvoltare pentru diferite aplicatii actuale si de perspective,, au fost lansati paralel cu s.a. de telecomunicatii, meteorologici etc., in cadrul programelor Cosmos (v.), ATS (Applications Technology Satellite) etc., incepind din 1962 (Cosmos) si 1965 (ATS). S.a. de navigatie sint folosiji incepind din 1960 (Transit IB), ca surse de semnale, relee cosmice pentru semnalele de navigatie sau ca repere (pozitia lor in spatiu, mai ales a celor de tip stationar, fiind cunoscuta in fiecare moment). Acesti s.a. pot fi utilizati si pentru a asigura transmiterea unor informatii aeronavelor sau navelor maritime, navigajiia prin sateliti putind fi folosita indiferent de condijiile de nebulozitate in vederea controlului eficient al traficului aerian si mari-tim la distante intercontinentale. In acest scop, este necesani acoperirea prin semnale radio a zonelor urmSrite din satelit. Lansarea unor astfel de s.a. are loc in cadrul unor programe 339 SATURN Fig. 161. Orbitele primilor sase sateliti artificiali ai Pamintului. spatiale ca: NAVSTAR (Navigation System Using Time And Panging), Transit, Aerosat, Cosmos, etc. О vasta categorie de s.a. ai Pamintului о formeaza s.a. stiintifici, destinati efec-tuarii unor programe de cercet&ri stiintifice fundamentale si aplicative, printre care se numarA: observarea spajiului circumterestru — ОАО (v.), О SO (v.) etc. —, observarea resurselor terestre — ERTS (Farth Pesources Technical Satellite), HCMM (Heat Capacity Mapping Mission), GEOS (Geophysic Farth Orbiting Satellite), OGO (v.), GGS (Gravity Gradiometer Satellite) — etc. In prezent, in spa-tiul periterestru exista c. 6000 de s.a. sau resturi de s.a. (v. fig. 162 si 163) Unii dintre cei lansati in 1974 au о durata de viabilitate de с. 104 ani. Odata cu cresterea puterii motoa-relor-racheta, au putut fi plasati pe orbita s.a. ai Lunii (1966) si ai pla-netelorMarte (1971) si Venus (1975). (F.Z.) Saturn 1. A doua pianeta (v.) giganta a sistemului solar, si a sasea in ordinea dep&rtarii de Soare. Se ro-teste in jurul Soarelui la о distanta Explorer 7 Telstar 1 Fig. 162 Alouette Explorer 20 SATELIT SATELIT Cosmos 97 342 Cosmos 108 СотшО Fig. 163 Cosmos 7 343 SATELIT Tabelul 25 Lista (selectionata ) de sateliti artificiali ai Pamintului (in ordinea lansdrii ) Altitudine: la Denumirea Tipul perigeu --- la tara si data apogeu Destinatii, realizari lanscLrii _ (km) Inclinare 1 2 3 4 Sputnik 1 E 228-947 Primul satelit artificial al U.R.S.S. 04.10.57 65°, 1 Pamintului; date despre io- nosfera. Sputnik 2 E 225-1671 Primul biosatelit (ciinele U.R.S.S. 03.11.57 65°, 3 Laika); date despre radiatia cosmic& (ultravioleta si X). Explorer 1 E 336-2548 Studii asupra centurii (in- S.U.A. 31.01.58 33°,2 terioare) de radiatii (Van Allen) si radiatiei cosmice. Vanguard 1 E 650-3968 Prima masurare a formei S.U.A. 17.03.58 34°,25 Pamintului; cercetari privind propagarea undelor radio. Sputnik 3 E 226- 1880 Primul observator geofizic U.R.S.S. 15.05.58 65°,2 orbital; studiul atmosferei te- restre, magnetosferei si vintu- lui solar. Explorer 4 E 263-2213 Studiul centurilor de ra- S.U.A. 26.07.58 50°, 3 dia^ii Van Allen si stabilirea distributiei spafiale a inten- sitatii de radiatii. Vanguard 2 В 559-3320 Primul satelit meteorologic, S.U.A. 17.02.59 32°,88 dotat cu 2 camere de televi- ziune in ultraviolet pentru stu¬ diul nebulozitatii. Discoverer 1 E,F 282-815 Primul satelit polar; incer- S.U.A. 28.02.59 89°,7 care (nereusita) de recupe- rare a capsulei cu instru- mente. Explorer 6 E 245-42 400 Primul satelit stiintific, pla- S.U.A. 07.08.59 47° sat pe о orbita foarte eliptica. Vanguard 3 E 512-3744 ( S.U.A. 18.09.59 33°, 35 Studiul temperaturii, radia¬ tiilor si cimpurilor magne- tice. SATELIT 344 Tabelul 25 (continuare) 1 2 3 ч 4 Explorer 7 E 556- 1088 Prima cercetare complexa a S.U.A. 13.10.59 50°, 31 Soarelui de pe о orbita cir- cumterestra Tiros 1 В 693-750 Primul satelit meteor ologic S.U.A. 01.04.60 48°,4 operational (a transmis lunar 10 000 fotografii). Transit IB D,E 373-748 Primul satelit experimental S.U.A. 13.04.60 51°,28 de navigatie; determinari in infrarosu ale albedoului te¬ restru. Nava satelit 1 С E 312-369 Primul satelit care a testat U.R.S.S, 15.05.60 65°,0 in zbor cabina spa^ialS, a unui cosmonaut. Midas 2 H 484-511 Fotografierea in infrarosu S.U.A. 24.05.60 33°,0 a suprafe^ei terestre pentru descoperirea rachetelor. Discoverer 13 E F 258-683 Prima recuperare a capsulei S.U.A. 10.08,60 82°,85 cu aparate §i vietuitoare. Echo 1 A 1524- 1684 Primul satelit de telecomu- S.U.A. 12.08.60 47°, 22 nica^ii pasiv de tip balon reflector, utilizat in triangu- lajia cosmica; cercet&ri geo- fizice. Nava satelit 2 303-339 Prima ur mari re a compor- U.R.S.S. 19Ж60 64°,95 t&rii in cosmos a animalelor si prima recuperare a anima¬ lelor de experienta. Explorer 8 E 417-2288 Studiul ionosferei §i al mi- S.U.A. 03.11.60 49°,95 crometeoritilor; masurarea temperaturii electronice. Discoverer 17 12.П.60 190 -984 Primul biosatelit capabil S.U.A. 81°,70 sa-§i modifice orbita (cu mo¬ tor propriu), lansat in timpul unei eruptii solare; cercetari radiobiologice. Discoverer 18 E F 243-661 Studiul acjiunii fizice si S.U.A. 08.12.60 81°,50 biologice a radiatiilor asupra placilor si tesuturilor (recu¬ perare la 10.12.70)* £45 SATELIT Tabelul 25 (continuare) 1 2 3 4 Sputnik 8 С 229-282 Sistem telemetric de control U.R.S.S. 12.02.61 65°,0 al pozitiei satelitilor; prima platforma orbitala de lansare a satelitilor. Nava 178-247 Crearea microclimatului la cosmica 5 25?03.61 64°,90 bordul navei; recuperare U.R.S.S. reusita. Explorer 10 E 221-181 100 Studiul magnetosferei si S.U.A. 25.03.61 33°,0 radiatiilor; prev&zut cu detec- tori optici solari si lunari. Explorer 11 E 487- 1779 Satelit prevazut cu telescop; S.U.A. 27.04.61 28°, 8 studiul surselor ceresti de raze gama. Discoverer 25 222-409 Studiul actiunii radiatiei S.U.A. 16.06.61 82°, 11 asupra metalelor. Transit 4A D,E 881-988 Primul satelit prevazut cu S.U.A. 29.06.61 6°,81 SNAP. Tiros 3 В 735-820 Satelit prev&zut cu 2 ca- S.U.A. 12.07.61 47°,9 mere de televiziune pentru studierea distributiei norilor si cu detectori in infrarosu pentru emisia termica a Pa¬ mintului. Mercury 1 156-248 Prima experimentare a S.U.A. 13.09.61 32°,8 capsulei americane destinata zborului spatial al omului. Traak C,E 941-1119 Experimentarea unui nou S.U.A. 15.11.61 32°,43 sistem gravitational de sta¬ bilizare ; studiul centurii exte- rioare de radiatii. Mercury 5 C,F 158-237 Primul zbor orbital ameri¬ S.U.A. 29.11.61 32°, 6 can cu animale (recuperate ulterior). Oscar 1 A,E 245-474 Studiul propagarii radioun- S.U.A. 12.12.61 81°,21 delor; comunicatii pentru ra- dioamatori. Tiros 4 В 712-840 Transmiterea de imagini S.U.A, 08.02.62 48°, 30 utilizate in prognoze meteo- rologice. SATELIT 346 Tabclul 25 (continuare) 1 2 3 4 OSO 1 E 556-570 Studiul radiatiilor si al S.U.A. 07.03.62 95°,89 eruptiilor solare; primul ob- servator solar, spatial. Cosmos 1 E 217-980 Studiul atmosferei inalte, U.R.S.S. 16.03.62 49°,0 al centurilor de radiatii si al vintului solar. Cosmos 2 E 213-1500 Studiul ionosferei; descope- ; U.R.S.S. 06.04.62 49°,0 rirea heliului la peste 103 km. Cosmos 3 E 220-720 Laborator geofizic. U.R.S.S. 24.04.62 48°, 98 Cosmos 4 E 298-330 Studiul efectului Brehms- : U.R.S.S. 26.04.62 65°,0 strahlung si al aurorelor po¬ lare. : Ariel 1 E 389- 1214 Cercet&ri privind ionosfera Anglia 26.04.62 53°,85 si radiatia cosmica (proiectul Starfish). Cosmos 6 E 274-360 Satelit geofizic, prevazut U.R.S.S. 30.06.62 49°,0 cu un sistem de orientare aero- dinamic. Telstar 1 A,E 952-5632 Legaturi radiotelefonice si s:u.a. 10.07.62 44°, 79 de televiziune; studiul cen¬ turilor de radiatii. Cosmos 7 E 210-369 Studiul radiatiilor in urma U.R.S.S. 28.07.62 65°,0 exploziei nucleare atmosferice americane. Cosmos 8 C,E 256-604 Investigarea pericolului pre- - U.R.S.S. 18.08.62 49°,0 zentat de mierometeoriti pen¬ tru astronauti. Alouette 1 E 996- 1032 Studiul radiatiei cosmice Canada 20.09.62 80°, 46 si al ionosferei. Cosmos 11 E 245-921 Satelit geofizic; studiul U.R.S.S. 20.10.62 49°,0 centurilor de radiatii si al ionosferei. Starad E,H 198-5570 Studiul radiatiilor dupa о S.U.A. 26.10.62 71°,41 explozie nucleara atmosferica (Starfish). Anna IB D,E 1077- 1182 Primul satelit geodezic cu S.U.A. 31.10.62 50°, 14 sclipiri, folosit in triangula^ia cosmica si in telemetrie. . 347 SATELIT Tabelul 25 (continuare) 1 1 2 3 4 Relay 1 A,E 1322-7439 Satelit retransmits,tor activ S.U.A. 13.12.62 47°,49 experimental intre America §i Europa. Syncom 1 A 34 392-36 739 Primul satelit stationar; ex- S.U.A. 14.02.63 33°, 30 perimentarea unui nou sis¬ tem de corectare a atitudinii si aparaturii radio. Explorer 17 С E 255-917 Primul satelit cu invelis S.U.A. 03.04.63 57°,63 din otel. Studii privind at¬ mosfera inalta si miscarea satelitilor. Lofti 2 A,E 171-925 Experimentarea radiolegS- S.U.A. 15.06.63 69°,87 turii PAmint-satelit (pe frec- vente joase). Surcal E,H 169-887 Depistarea satelitilor care S.U.A. 15.06.63 69°, 86 nu emit. Hitchhiker 1 E,H 333-4132 Cercetarea centurilor de S.U.A. 27.06.63 82°, 1 radiatii. Cosmos 19 E 270-519 Studiul radiatiei cosmice U.R.S.S. 06.08.63 49°,0 primare (contor izolat nepro- tejat). Vela 1 E,H 102 098-111 137 Studiul radiatiilor X si у S.U.A. 17.10.63 38°, 3 cosmice. Poliot 1 E,H 339-1437 Primul satelit manevrabil U.R.S.S. 01.11.63 58°,92 automat cu motor-racheta spe¬ cial si sistem de navigatie. Explorer 18 E 192- 197 616 Cercetari de astrofizica (pro- (IPM1) 27.11.63 33°, 34 tec^ia astronautilor contra S.U.A. radiatiilor cosmice). Tiros 8 B,E 691-765 Nou sistem de televiziune, S.U.A. 21.12.63 58°,48 destinat satelitilor meteorolo¬ gici Nimbus. GGSE C,E 898-942 Experimentarea unor sis- S.U.A. 11.01.64 69°,94 teme de stabilizare gravita- tionala. Secor E 904-935 Determinarea prin triangu¬ S.U.A. 11.01.64 69°, 89 late a coordonatelor statiilor din America. SATELIT 348 Tabelul 25 (continuare) 1 2 3 4 Echo 2 A 1148-1178 Telecomunicatii coordonate S.U.A. 25.01.64 81°, 55 sovieto-americane; triahgula- tie cosmica. Elektron 1 E 406-7145 2 sateliti lansaji pe orbite Elektron 2 30.01.64 Л57-68 000 diferite, cu о singura racheta ; U.R.S.S. c. 61° cercet&ri asupra radiatiei so¬ lare. Gosmos 26 E 271-403 Studierea cimpului geomag¬ U.R.S.S. 18.03.64 49°,0 netic (magnetometru proto¬ nic) . Saturn 5 E,H 179-204 Testarea cabinei Apollo si S.U.A. 28.05.64 31°,74 a etajului al treilea. Starflash E 350-364 Satelit geodezic cu sclipiri S.U.A. 13.06.64 114°,98 (magnitudine aparenta: 8---9). Syncom 3 A 35 907-36 670 Satelit stationar operatio¬ S.U.A. 19.08.64 0°,095 nal; transmiterea jocurilor olimpice de la Tokio: Explorer 20 E 878-1024 Studiul distribu^iei elec- S.U.A. 20.08.64 79°,93 tronilor in ionosfer&, al ne- omogenitajilor si al zgomotu- lui cosmic. Nimbus 1 В 429-937 Satelit dotat cu un sistem S.U.A. 28.08.64 98°, 66 de televiziune in infrarosu; detectarea uraganelor. QGO 1 E 281- 155 763 Cercetari privind radiatia S.U.A. 05.09.64 31°, 15 cosmica si solar&, microme- teori^ii, ionosfera. Cosmos 45 E 206-327 Cercetari asupra radiatiilor U.R.S.S. 13.09.64 89°,69 corespunzatoare fetei intune- cate a Pamintului. Beacon- E 885-1077 Studii radar asupra iono¬ Expiorer 22 10.10.64 79°,69 sferei; cercetari geodezice cu S.U.A. laser. Injun 4 E 522-2494 Primul satelit proiectat si (Explorer 25) 21.11.64 81°, 36 construit de о universitate S.U.A. (lansat odata cu Explorer 24); studii asupra radiatiei ioni- zante. 349 SATELIT Tabelul 25 (continuare) 1 2 3 4 Cosmos 51 E 264-554 Studii in ultraviolet ale U.R.S.S. 10.12.64 97°,02 luminii cerului nocturn. Titan ЗА С F 157-170 Prima testare in spatiu a S.U.A. 10.12.64 32°, 15 rachetei statiilor Pioneer. Atlas- C,E 165- 178 Plasarea pe orbita, a, ulti- Centaur 11.12.64 30°, 71 mului etaj reactiv cu macheta S.U.A. sta^iei Surveyor. NavSat D,H 1025- 1084 Satelit special prevazut cu S.U.A. 13.12.64 89°, 36 aparatura de tele- si radiode¬ tec tie. San Marco 1 E 198 ---846 Primul satelit italian, lansat Italia 15.12.64 37°,77 cu racheta Scout; studii asu¬ pra atmosferei. OSO 2 E 552-632 Transmiterea de date pentru S.U.A. 03.02.65 33°,0 intocmirea unei harti a Soa¬ relui. Pegasus 1 С Ё 497-745 Primul satelit destinat de- S.U.A. 16.02.65 22°,0 tectcirii micrometeoritilor. Solrad E 909-945 Studierea radiatiei X. S.U.A. 09.03.65 70°,08 GGSE 2 С E 903-947 Experimentarea unui sistem S.U,A. 09.03.65 70°,08 operational de stabilizare gra- vitationala a satelitilor pe orbita. Snapshot 1 C,E,H 1282-1313 Prima testare a unui SNAP S.U.A. 03.04.65 89°,97 (cu reactor nuclear) pe orbita. Intelsat 1 A 35 003-36 606 Legaturi de televiziune, ra¬ (Early Bird) 06.04.65 0°,13 dio si telefonice S.U.A.-Eu- S.U.A. ropa (240 canale). Molnia 1 A 538-39 300 Satelit sincron; leg&turi de U.R.S.S. 23.04.65 65°,50 televiziune, radio si telefonice Moscova-Yladi vostok. Beacon- E 940-1318 Studiul ionosferei; cerce- Explorer 27 29.04.65 41° tari geodezice cu laser; m2,su- S.U.A. rMori privind cimpul gravi¬ tational terestru. LES 1 C,E,H 2704-2869 Cercetari privind elemen- S.U.A. 06.05.65 32°, 11 tele modulate (viata medie: 30 000 ani). SATELIT 350 Tabelul 25 (continuare) 1 2 3 4 Apollo C,E 512-736 Testarea cabinei Apollo pe S.U.A. 25.05.65 31°,74 orbita (lansare odata cu Pe¬ gasus 2 de catre racheta Sa¬ turn) . Proton 1 E 183-589 Primul laborator spatial U.R.S.S. 16.07.65 63°,44 automat de propor^ie (apara¬ tura 12,2 t) destinat studierii particulelor cu energii inalte. OGO 2 E 414- 1510 Cercetari geofizice (20 ex- S.U.A. 14.10.65 87°, 35 perimente). GEOS A- E 1114-2275 Satelit geodezic activ cu Explorer 29 06.11.65 59°,40 reflectoare laser. S.U.A. Cosmos 97 E 220-2100 Dotat cu maser pentru cer¬ U.R.S.S. 26.11.65 49° cetari de telecomunicatii spa¬ tiale. Asterix Al С F 528-1751 Primul satelit francez lan¬ Franta 26.11.65 34°, 39 sat cu racheta Diamant de la Hammaguir (Sahara). Cosmos 98 C,E 216-570 Stabilirea in premiera a U.R.S.S. 27.11.65 65° unui standard de frecvente pentru sateliti artificiali. Alouette 2 E 529-2956 Satelit Canadian; studiul Canada 29.11.65 79°, 72 ionosferei (detectarea parti¬ culelor cu foarte mari energii. densitatea electronilor). FR 1 E 743-773 Studiul propagarii radio¬ Franta 06.12.65 75°,8 undelor si al proprietatilor ionosferei. LES 3 C,E,H 190-33 600 Lansat odata cu Transtage S.U.A. 21.12.65 26°,8 7, LRS 4, Oscar 4, OV 2, OV 3. ESSA 1 В 702-845 Primul satelit meteorologic S.U.A. 03.02.66 97°,91 complet operational (2 ca- mere speciale de televiziune). Cosmos 108 E 227-865 Satelit geofizic; studii opti- U.R.S.S. 11.02.66 48°,9 ce. Diapason D 1A E 499-2738 Satelit geodezic lansat de Franta 17.02.66 34°,03 la Hammaguir cu racheta Diamant A. 351 $ATELIT Tabelul 25 (continuare) 1 2 3 4 ! Cosmos 110 E,F 187-908 Studiul actiunii primei cen- U.R.S.S. 22.02.66 51°,9 turi de radiatii interioare asupra organismelor animale. ОАО 1 E 792-806 Cercetarea radiatiilor cos¬ S.U.A. 08.04.66 35° mice a emisiei ultraviolete, X si у ale stelelor, pulsarilor, aj emisiei altor planete in in¬ frarosu si ultraviolet. Nimbus 2 В 1103-1179 Satelit polar stabilizat. S.U.A. 15.05.66 100°, 35 Explorer 32 E 289-2716 Cercetari asupra radiatiilor S.U.A. 25.05.66 64°,66 corpusculare. Pageos 1 E 4207-4271 Satelit geofizic pasiv. S.U.A. 24.06.66 87°, 14 Cosmos 122 В 625-625 Satelit meteorologic pe or¬ U.R.S.S. 25.06.66 65° bita circulara joasa. Intelsat 2F I A 3424-37531 240 canale radio sau 1 * S.U.A. 26.10.66 17°,22 canal de televiziune color. ATS 1 A,C,E,G 35 852-36 887 Satelit stationar cu aplica- S.U.A. 07.12.66 0°,23 tii diferite: punerea la punct a aparaturii pentru alti sate¬ liti, telecomunicatii prin mi- crounde, fotografierea Pamin¬ tului. Bios 1 F 295-309 Cercet&ri de biologie si me¬ S.U.A. 14.12.66 33°, 51 dicine spatiala. Diademe 1 E 557-1411 Satelit geodezic cu laser ; Franta 08.02.67 40° incerc&ri ale bateriilor solare. San Marco 2 E 217-738 Studiul atmosferei inalte; Italia 26.04.67 2°,89 lansat din Kenia cu racheta Scout. Cosmos 156 В 630-630 Integrat in sistemul Meteor; U.R.S.S. 27.04.67 81°,2 dotat cu aparatura in vizi- bil si infrarosu. Surcal C,H 914-928 Etalonarea sistemelor de S.U.A. 31.05.67 69°,98 urm&rire a satelitilor. Intelsat 2 A 35 745-35 912 Asigurarea comunicatiilor S.U.A. 28.09.67 0°,90 traficului transpacific. SATELIT 352 Tabelul 25 (continuare) 4 1 2 3 4 Cosmos 186 209-235 . Cuplare automata urmata U.R.S.S. С F 51°,7 1 de recuperarea modulelor or- Cosmos 188 27.10.67 200-276 f bitale. U.R.S.S. 30.’Ш.67 51°,68 > ATS 3 A,E,H 35 791-36 130 Telecomunicatii si alte des- S.U.A, 05.11.67 0°,53 tinajii speciale WRESAT E 193- 1259 Cercet&ri ionosferice (pro- Australia 29.11.67 83°,35 pagarea radioundelor, radiatia cosmic& etc.). IRIS (ESR0 2) E 334- 1085 Studiul radiatiilor X si ESRO-Europa 17.05.68 97°, 16 cosmice Cosmos 226 В 603-650 Satelit activ cu via£a me- U.R.S.S. 12.06.68 81°,2 die c. 60 de ani Explorer 38 E 5851-5861 Cercetari de radioastrono- S.U.A. 04.07.68 120°,64 mie (orbita aproape circulara). Molnia 1 A 470-39 770 . Leg&turi radio, de televi¬ U.R.S.S. 05.07.68 65° ziune si telefonice Moscova- Vladivostok. Aurora E 260- 1540 Cercetari geofizice, studiul ESRO-Europa 03.10.68 93°,74 ionosferei. HEOS 1 E 223-418 Studiul magnetosferei si al ESRO-Europa 05.12.68 28°,28 Soarelui. ОАО 2 E 765-778 ! S.U.A. 07.12.68 35p Studiul radiatiilor galacti- ce, X, у si ultraviolete. Intelsat 3B A 35 770-35 790 Telecomunicatii pe 1200 S.U.A. 19.12,68 0°,70 canale radio sau 4 canale tele color; operational dea- supra Oceanului Atlantic din 24.12.68. ■ j ISIS 1 E 578-3526 Cercetari asupra ionosferei! Canada 30.01.69 88°,42 (cimpuri si radiatii). j Tacomsat 1 A,E 36 044-36 940 ■ i S.U.A. 09.02.69 0°,65 Comunicatii selectabile cuj destinatii speciale. j Meteor В 644-713 Testarea aparaturii opera-j U.R.S.S. 26.03.69 97°,9 tionale pentru satelitii meteo-j rologici. 1 Molnia 1 A 470-39 700 Primul satelit cu orbital U.R.S.S. 11.04.69 65° eliptic& autoreglabila. I [ 353 SATELIT Tdbehil 25 (continuare) 1 2 3 4 Nimbus 3 В 1075- 1135 Studii asupra variatiei tem- S.U.A. 14.04.69 99°91 peraturii cu altitudinea. Intelsat 3D A 35 777-35 803 Stationar deasupra Ocea- S.U.A. 22.03.69 1°,0 nului Pacific, fnlocuind I 3C mutat peste Oceanul Indian (1200 canale telefonice). ATS 5 A,E 35 762^36 898 Transmisii pe unde scurte; S.U.A. 12.08.69 2°,7 masur&tori ale vintului solar ; stabilizare gravitationala. Boreas (ESRO E 296-377 Cercetari asupra atmosferei IB) 01.10.69 85°, 1 inalte. ESRO Europa Intercosmos 1 E 260-640 Cercetari privind radiatiile U.R.S.S.--- 14.10.69 48°,4 cosmice, atmosfera inalta si R.D.G.--- Soarele. RSC-RPP Azur (GRS A) E 387-3150 Cercet&ri privind magneto- R.F.G. 08.11.69 103° sfera si relatiile Soare-P&mint. Skynet 1A A,H 34 702-35 838 Primul satelit britanic de Anglia 22.11.69 2°, 40 telecomuni cat ii speciale. Intercosmos 2 E 206- 1200 Cercetari ionosferice (cu U.R.S.S. etc. 25.12.69 48°*4 aparatura din RPB, RSC, RDG, URSS). ITOS 1 В 1402- 1492 Primul din seria de sateliti S.U.A. 23.01.70 102° meteorologici dezvoltati din seria Tiros. SERT 2 E,H 979-993 Primul satelit operational S.U.A. 04.02.70 99°, 13 pentru testarea motoarelor- racheta electrice (la bordul rachetei Agena). Oshumi E 340-5050 Primul satelit japonez lan¬ Japonia 11.02.70 31°,07 sat de о racheta autohton& Lambda 4S. DIAL E 290-1613 Lansat cu racheta Diamant R.F.G. 10.03.70 5°,44 (prima de la CSG). NATOSAT 1 A,H 34 230-35 930 Satelit cu clestinatie spe- S.U.A. 20.03.70 2°, 8 ciala; (viata medie c. 1000 de ani). SATELIT 354 Tabelul 25 (continuare) 1 2 3 4 TOPO 1 E 1055- 1103 Studii de triangulatie cos- S.U.A. 08.04.70 99°, 76 mica; lansat odata cu Nimbus 4. China 1 E 1648-2385 Primul satelit construit si R.P. Chineza 24.04.70 68°,44 lansat in China (Scuaeng Cheng Tsu). Cosmos 336-43 D,E 1445- 1498 Prima lansare (in URSS) a U.R.S.S. 25.04.70 74°, 4 opt sateliti cu aceeasi racheta. о Radiaton M E ^ 1 Studii asupra micrometeo- S.U.A. 09.11.70 £Й ritilor. 0\ NO A A 1 B,E Primul din sateli^ii meteo¬ S.U.A. 11.12.70 rologici derivati din Nimbus. Peole E 516-748 Studii geodezice, experi- Franta 12.12.70 15° mentari cu aparatura stiinti- fica in spatiu. Intelsat 4 A 35 801-36 349 3---9000 canale telefonice, S.U.A. 26.01.71 0°,25 2 canale radio (sau 12 canale de televiziune). Tansei A,E 984-1103 Primul satelit japonez ope¬ Japonia 16.02.71 29°,26 rational. Explorer 43 E 341-180 126 Primul din seria IMP per- S.U.A. 13.03.71 28°,8 fectionata. ISIS E 1603- 1687 Colaborare cu Canada pen¬ S.U.A.-Canada 04.04.71 88°, I tru studii ionosferice si ale activitatii solare. Tournesol E 455-703 Cercet&ri asupra radiatiei Franta 15.04.71 46°,4 solare. Saliut 1 E,G 200-224 Primul laborator orbital U.R.S.S. 19.04.71 51°,6 destinat echipaj elor Soiuz. Eole (CAS 1) В 678-903 Cercetari opera^ionale fran- Franca 16.08.71 50°,4 co-americane. SESP E,H 778-798 Cercetari in infrarosu asu¬ S.U.A. 17.10.71 92°,7 pra boltii ceresti si Pamin¬ tului. Prospero X3 В 548- 1563 Primul satelit meteorologic Anglia 28.10.71 82°, 1 britanic operational (lansat cu Black Arrow). 355 SATELIT Tabelul 25 (continuare) 1 2 3 4 Explorer 45 E 233-25 789 Lansat in colaborare cu (SSS) 15.11.71 3°,6 Italia de la baza San Marco S.U.A. (Kenia); cercetari privind ra- diatiile, magnetosfera, furtu- nile magnetice etc. Oreol E,G 410-2500 Cercetari geofizice si in U.R.S.S. 27.12,71 74° atmosfera inalta, conform pro- gramului comun sovieto-fran- cez Areal. Heos A2 E 359-238 199 A stabilit limitele magne- Europa 31.01.72 90°,0 tosferei (1,1--- 1,8) * 105 km la latitudini mici si 2,40 • 105 km la polii Pamintului. TD 1A E 533-545 Cercetari privind radiatia Europa 12.03.72 97°,6 solar& in domeniile X si ultraviolet. SRET 1 E 460-39 248 Studii privind propagarea . Franta 04.04.72 65°,6 radioundelor si radiatia solara (lansare cu racheta Vostok). ERTS 1 G 904-910 Primul satelit operational S.U.A. 23.07.72 89°, 2 de cercet&ri ale resurselor Pamintului. Anik 1 A,E Satelit de telecomunicatii. Canada 09.11.72 ESRO 4 E 280-1100 Cercetari asupra magneto- Europa 22.11.72 90°,0 sferei si ionosferei terestre. Aeros A E 230-800 Cercetari asupra ionosferei, R.F.G. 16.12.72 97°,2 plasmei interplan etare si aero- nomiei. Prognoz 3 E 590-200 000 Studiul eruptiilor solare. U.R.S.S. 15.02.73 65°,0 Saliut 2 C,E,G 207-248 Colaborare la realizarea.pri- U.R.S.S. 03.04.73 51°,6 mei statii orbitale locuite. Anik 2 A 35 780-35 796 Satelit operational stajio- Canada 20.04.73 0°,1 nar de telecomunicatii. Skylab 1 C,E,G 422-442 Laborator orbital cu echi¬ S.U.A. 14.05.73 50°,0 paj e schimbate periodic si destina^ii multiple. SATELIT 356 Tabelul 25 (continuare) 1 2 3 4 j Transit D 895-1149 \ S.U.A. 30.10.73 90°,2 Dirijarea naviga^iei aeriene si maritime; orbita polara.i DSCS 2 A,H 35 799-36 123 Telecomunicatii speciale. | S.U.A. 13.12.73 2°, 4 i Oreol 2 E,G 399- 1974 i U.R.S.S. 26.12.73 73°, 9 Cercetari geofizice privind' atmosfera (aparatura fran-j ceza). | ] Cosmos 627 D 973- 1019 Dirijarea navigatiei. j U.R.S.S. 29.12.73 83°,0 Tansei 2 E 270-3205 Cercetari privind radiatiile, J aponia 16.02.74 2°,88 magnetosfera si ionosfera. Miranda X4 С 503-910 Verificarea aparaturii aero- Anglia 09.03:74 97°,81 spatiale. Cosmos 637 A 35 300-35 410 Prima testare a unui satelit U.R.S.S. 26.03.74 0°,25 sovietic stationar. Westar 1 A ‘ 35 507-35 614 Primul satelit de teleco¬ S.U.A. 13.04.74 0°,0 municatii comerciai. SMS 1 В 32 200-32 210 Primul satelit meteorologic S.U.A. 17.05.74 1°,87 stationar. Explorer 52 E 492- 127 000 Cercetari asupra cimpurilor S.U.A. 03.06.74 89°, 78 magnetice §i radiatiilor. Molnia IS A 35 720-35 850 Primul satelit sovietic de U.R.S.S. 29.07.74 0°,4 telecomunicatii operational (stationar). ANS E 257-1150- Studiul radiatiilor in dome- Olanda 30.08.74 98°, 3 niile X si ultraviolet. Aeros В E 225-869 Cercetari privind magneto¬ R.F.G. 16.09.74 97°, 5 sfera §i ionosfera. Intasat E 1444- 1460 Cercet3,ri privind ionosfera Spania 15.11.74 101°, 7 si magnetosfera. Symphonie A 36 500-38 000 Primul satelit stationar Franta-R.F.G. 19.12.74 vesteuropean. Saliut 4 C.E.G. 344-349 Studiul Pamintului, Soare¬ U.R.S.S. 26.12.74 51°,6 lui, stelelor. Aparatura com- plexa. Landsat 2 B,E,G 905-918 Satelit sincron (tele- S.U.A 22.01.75 99°,09 detectie resurse terestre). 357 SATELIT Tabelul 25 (continuare) I 2 3 4 Starlette E 807-1141 Cercetari de geofizica laser. Franta 06.02.75 1°,90 SRATS-Taiyo E 249-3129 Stabilizat geomagnetic; stu¬ J aponia 24.02.75 31°, 54 dii de geofizica si fizica solarA. Geos 3 E 839 - 853 M&suratori geodezice cu ra¬ S.U.A. 09.04.75 114°,96 dar, legaturi laser via-satelit. Aryabhata E 569-610 Primul satelit indian, lansat India 19.04.75 50°, 68 cu о racheta sovietic&; cerce¬ tari privind atmosfera si iono- sfera. D5-A si В E 270- 1280 Verificari ale rachetelor cu Pollux si Castor 17.05.75 29°,95 impuls specific mare; cerce¬ Franfa tari de aeronomie si asupra ionosferei. Samos (Big H 157-269 Cercetari speciale geodezice. Bird) 08.06.75 96° ,31 S.U.A. OSO 8 E 550-563 Cercetari asupra radiatiilor S.U.A. 21.06.75 33° solare, galactice in domeniile X si ultraviolet. COS В E 350- 100 000 Cercetarea radiatiei cos¬ S.U.A. -ASE 09.08.75 90° mice. Symphonie 2 A 435-36 000 Telecomunicatii operationa- Fran|a-R.F.G. 27.08.75 0°,7 le. Crizantema' 1 С E 975-1103 Cercetari asupra ionosferei. (KIKU) 09.09.75 .47° J aponia Aura D-2B E 500-720 Cercetari de astronomie din Franta 27.09.75 37° afara atmosferei terestre. Cosmos 782 F 218-384 Satelit recuperat (15.12.75). U.R.S.S. 25.11.75 62°,81 China 4 E 183-479 Destinatii speciale si de R.P. ChinezS 26.11.75 62°, 95 cercetari stiintifice. Satcom 1 A 185-35 993 Statie-releu intre S.U.A. S.U.A. 13.12.75 IT,2 •yi Alaska; 24 canale, sisteme noi. China 5 E 187-387 Recuperarea cabinei spa¬ R.P. ChinezA 16.12.75 69° tiale (fara echipaj). SATELIT 358 Tabelul 25 (continuare) 1 2 3 4 Raduga A 35 000-35 700 Satelit stationar operatio¬ U.R.S.S. 22.12.75 0°,68 nal. CST 1 A 35 860-36 008 Satelit de telecomunicatii Canada 17.01.76 0°,68 (12---14 GHz); stabilizat du¬ pa trei directii. UME (IIS 1) E 990- 1002 Cercetari ionosferice. J aponia 29.02.76 69° ,61 Marisat 2 A 185-36 925 Telecomunicatii pentru S.U.A. 10.06.76 26° marina. Saliut 5 C,E,G 212-257 Laborator stiintific, locuit U.R.S.S. 22.06.76 52° succesiv de mai multe echi- paje. Palapa 1 A 231-36 501 Telecomunicatii interne. Indonezia 08.07.76 24°,66 Ekran A 35 850-35 850 Telecomunicatii (geosta- U.R.S.S. 26.10.76 0°,2 tionar). medie de с. 1 425 mil. km, intr-un plan care face un unghi de 2°29' cu planul eclipticii. Orbita sa, a carei excentricitate este de 0,0558, este descris& de S. in 29 ani 168 d. Are masa de c. 95,3 si volumul de c. 762 de ori mai mari decit cele ale P&min-tului (densitate medie: 0,68 g/cm3) si о forma foarte turtita (diametrul polar fiind egal cu 0,9 din cel ecua-toriai), datorita rotatiei diferentiale foarte rapide in jurul axei sale; astfel, in zona ecuatorului о rotatie completa are loc in 10 h 15 min, in timp ce in zona tropicelor rotatia dureaza 10 h 40 min, ceea ce corespunde unei diferente de viteza a suprafetei globului sau de 1400 km/h. Accele-ratia medie a greuta^ii pe S. este de 11,2 m/s2, valoarea acesteia fiind mai mica la ecuator cu c. 1,76 m/s2 (datoritS. fortei centrifuge). Inclina-rea accentuata a axei de rotatie fata de planul orbitei (26°44' intre planul ecuatorului si cel al orbitei planetei) este cauza variatiilor importante ale aspectului planetei S. si ale sistemului sau de inele. Aceste variatii sint periodice, avind perioada de aproape 30 de ani (cit dureaza revo-lutia planetei in jurul Soarelui). Desi usor de observat cu ochiul liber (ca о stea galbena cu magnitudinea aparenta 1), S. are un diametru unghiular mediu doar de 18", iar impreuna cu sistemul de inele, de 43". Prin luneta, discul sau apare brazdat de benzi clare si intunecate, paralele cu ecuatorul, dar care sint mai pu|in perturbate si mai putin contrastante decit in cazul lui Jupiter. Studiul atmosferei lui S., a carei temperatura a fost evaluata la c. — 160°C, a indicat prezen^a meta-nului, amoniacului si hidrogenului molecular; este, de asemenea, foarte posibil ca in atmosfera sa inalta sa existe si о propor^ie mare de heliu. In ceea ce priveste absorbtia si imprastierea luminii in atmosfera lui S.; se cunosc date putin precise. Radioemisia sa, pe unde centimetrice, a fost descoperita in 1957. Satelitul american IPM 6 a detectat radio-semnale discontinue emise de S. care, dupa cum se pare, au perioada egala 359 SATURN cu cea de rotatie a planetei. Aceste semnale, cu lungimea de unda de c. 10 m, indica un cimp magnetic de c. 1200 A/m. Astpectul general al sistemului de inele al lui S., unic in sistemul solar, este cel al unui inel plat cu diametrul de 278 000 km, avind о gro-sime foarte mica—de ordinul a citiva km — situat in planul ecuatorial al planetei. In realitate se disting patru inele notate А, В, С si D, de la exterior spre interior (dintre care A si В sint cele mai stralucitoare). Inelul A, cel exterior, ce se intinde de la 139 000 pina la 120 000 km de centrul planetei Saturn, este separat de inelul В printr-o zona intunecata, numita diviziunea lui Cassini, avind latimea de 3000 km. Inelul B, cel mai stralucitor, are limita inferioara la 89 000 km de centrul planetei, de unde incepe inelul C, cel mai intunecat si mai transparent, care se intinde pin& la 12 000 km de suprafata planetei S. О diviziune neagra lat& de c. 4 000 km separa inelul С de inelul D, descoperit de P. Guerin in 1969. Acesta din игтй este cel mai transparent si mai putin lumi-nos dintre toate inelele si se intinde pina aproape de suprafata planetei; se pot distinge si zone mai putin nete decit diviziunea lui Cassini. Dintre acestea, cea mai insemnata este diviziunea lui Encke din inelul A. Inelul lui S. a fost observat prima оагй (1610) prin lunet& de G. Galilei, care insa nu si-a putut da seama de adevaratul lui aspect, aspect ce a fost observat abia in 1659 de Ch. Huygens. In ceea ce priveste structura inelelor, inca din 1705 G.D. Cassini a afirmat ca acestea sint compuse dintr-o multi-tudine de microsateliti care se rotesc in jurul planetei pe orbite vecine. Cu ajutorul mecanicii ceresti, s-a demonstrat in 1859 (de c&tre J.C. Maxwell) ей sistemul inelar trebuie sa fie format din particuie, deoarece daca ar fi solid nu ar fi stabil. Studiul spectroscopic al rota^iei inelelor indica faptul ca vitezele lor sint mai mari spre interior deeit spre ‘margine. Astfel, s-a putut stabili cu certi-tudine ей inelele se compun dintr-o multime de mici sateliti care se rotesc in jurul lui S., potrivit legilor lui Kepler; masa tota& a acestora nu dep^este 1/25 000 din masa planetei, ceea ее есЬ^а1еагй cu с. 1/4 din masa Lunii. Din studii spectroscopice in infrarosu asupra transparentei inelelor, din тйэигй-tori ale stmlucirii locale, ca si din nmsuratori asupra imp^stierii luminii, s-a stabilit ей cel putin inelul В este constituit din corpuri de dimensiuni mici, intre 10 cm si 10 m, foarte neregulate ca Ьгтй si acope-rite cu gheafA. Date suplimentare mult mai precise se vor obtine prin prelucrarea datelor furnizate de sta-tiile automate Pioneer (v.) 10 si 11, care vor trece (1976, 1979) la о distanta, destul de mic& (c. 3200 km, pentru Pioneer 11) de S. Planeta S. are 10 sateliti (v.) cunoscuti; in or-dinea depйrtйrii de planed acestia sint: I anus, cel mai apropiat (descoperit abia in 1966), Mimas, Encela-dus, Tethys, Dione, Rhea, Titan, Hyperion, Iapetus, Phoebe. Cu excep-tia lui Titan (diametru: c. 5000 km), toti ceilalti sint mici; cu toate acestea, ei prezin^ str^uciri m^ri, probabil datoгitй faptului ей sint acoperiti cu gheafA. Miscйгile de revolutie ale tuturor satelitilor au loc in sens direct, in plane apropiate de planul ecuatorial al planetei (ex-ceptie ^cind Phoebe, care se misdi in sens retrograd, pe о огЬ^й destul de excentridi). Cel mai str^ucitor dintre toti — Titan — posedй о at-тоБ1егй сотриБй in special din me-tan, fiind singurul satelit despre care exis^ certitudinea ей are atmosfem; la fel cu majoritatea celorlalti sateliti, el are indrepta^ mereu aceeasi fa^a spre S., perioada sa de rotatie fiind probabil aproape identidl cu cea de revolutie sidera^. (G.S.) 2. Seriederachete (v.) americane, cu propergol lichid, concepute si rea-lizate special pentru zborurile spatiale de lungй dura^ ale navelor cosmice cu echipaj si ale unor statii SATURN spatiale cu destinatii indepartate. Prezinta, variantele S.l. S.1B si S. 5. Rachetele S.l si S.1B sint ra-chete purtatoare cu doua, etaje reactive, avind masa de start de la 520 la 580 t §i lungimi (inclusiv nava spatialS, Apollo) cuprinse intre 58 si 68 m. Motoarele-racheta, ale primei variante sint alimentate cu propergol compus din petrol si oxigen lichid si au servit la lansarea satelitilor artificiali Pegasus si a machetelor cabinelor spatiale Apollo. La varianta a doua, etajul doi a fost do tat cu un singur motor J-2, cu propergol crio-genic — hidrogen lichid §i oxigen lichid — (instalat ulterior si pe al treilea etaj reactiv al rachetei S.5); cu о astfel de racheta au fost aduse echipaj ele laboratorului spatial Sky-lab pe о orbita apropiatS, de cea a laboratorului (lansat de S. 5). S. 5 este о racheta purtatoare cu trei etaje reactive, avind о masa de start de 2750—3000 t si о таШте totala (inclusiv nava spatiala Apollo) de 110—113 m (fig. 164); primul etaj reactiv este prevazut cu 5 motoare-racheta F-l cu propergol lichid (petrol si oxigen lichid), fiecare dezvol-tind о forta de tractiune de 6,9 • • 106N; al doilea etaj are 5 motoare J-2, iar al treilea un motor J-2, fiecare motor avind о forta de tractiune de 9,07 • lO5]^. Aceasta, racheta are sarcina utiia satelizabiia pe orbite circumterestre joase de 130 t, iar pe orbite circumlunare de 50 t. Construita special pentru programul Apollo (v.), racheta S. 5 a fost incer-cata prima oara la 29 ian. 1964. Ea a fost din nou testata in spatiu la 28 mai 1964 si in nov. 1967, cind a plasat nava spatiala Apollo 4 fara echipaj, impreuna cu etajul al treilea (masa totala; 127 t), pe о orbita cir-cumterestra aproape circulara (peri-geu; 184 km; apogeu: 190 km); prin repunerea in funcHonare a motoa-relor etajului al treilea nava a fost adusa pe о orbita eliptica (apogeu: 17 700 km). In ian., respectiv in 366 Fig. 164 361 SCHMIDT арг. 1968, rachetele S. IB si S. 5 an testat automat (fara echipaj) na-vele Apollo 5 si 6. Ulterior, la 11 oct. 1968, S. IB a satelizat in jurul Pamintului nava Apollo 7 cu echipaj, verificindu-se astfel remedierile adu-se acestei cabine, dupa tragicul eve-niment din 27 ian. 1967, in care si-au pierdut viata astronautii V.I. Grissom, J.W. Young si R. Chaffee. Urm&toarele lansari ale programu-lui Apollo au fost efectuate cu rachete S. 5, cu care a fost lansat ulterior si laboratorul spatial Skylab (V.). (F.Z.) Sageata—► Sagitta Saget&torul —> Sagittarius saptamina, perioada de timp avind о durata de sapte zile, fiecare din ele cu о denumire proprie. A fost folosita inca din antichitate incepind din Orient, iar in sec. 1 era folositS, de romani, de la care s-a raspindit apoi in tot vestul Europei; in acel timp, ca si in calen-darul vechilor evrei, о singura zi a s. avea о denumire proprie — simbata— celelalte zile fiind numerotate. Ulterior, toate zilele s. au capatat nume inspirate de la numele plane-telor, potrivit sistemului geocentric. Astfel simbata era numitii ziua lui Saturn, dup§, care urmeaza in ordine: ziua Soarelui, a Lunii, a lui Marte, a lui Mercur, a lui Jupiter si a lui Venus; aceste denumiri se pastreaz& si azi in limbile t&rilor vest-europene. In limbile slave, denumirile zilelor s. nu sint legate de corpurile ceresti, majoritatea lor indicind ordinul zilei in s. dupa duminica. La unele popoare, era raspindita imp&rtirea timpului in s. de cinci sau de zece zile. Astfel, s. de zece zile (decada) era folosita in Egiptul antic si, mai tirziu, in timpul revolutiei burgheze din Franfa de la sfirsitul sec. 18. (G.S.) SC v. furtuna geomagnetica scafandru spatial v. costum spatial scaun Catapultabil, dispozitiv ejec-tabil din cabina avioanelor superso-nice sau a navelor spatiale, destinat salvarii echipajului in caz de pericol iminent sau pentru coborirea pe sol fara cabina cosmica. Sin. capsula catapultabild. Ejectarea in afara ca-binei se face cu ajutorul unor car-tuse pirotehnice, dupa detasarea automata a, cupolei cabinei. De regula, s.c. permite salvarea astronauf;ilor si in timpul probelor sau al startului, cind racheta spatiala se afla inca pe rampa de lansare. (F.Z.) Schiaparelli, Giovanni Virginio (1835 — 1910), astronom italian, prof. la Instituto tehnico superior si dir. al Obs. din Milano. A efectuat obser-vaj:ii privind curentii meteorici, des-coperind leg&tura dintre cometa 1862 III si perseide, si suprafetele plane-telor; in cazul planetei Marte, a observat niste formatiuni pe care le-a denumit ,,canaleff. A descoperit asteroidul Hisperia (1861) si a prevazut rotatiile in jurul axelor pro-prii ale planetelor Venus si Mercur. Op. pr.: Osservazioni astronomiche e fisiche sulVasse di rotazione e sulla topograjia del pianeta Marte, 1878 — 1910. (G.S.) Schirra, Walter, (n. 1923), astro- naut american. A zburat pe toate cele trei tipuri de cabine cosmice — Mercury, Gemini, Apollo — fiind comandant al cabinelor Mercury-Sigma 7 (3 oct. 1962), Gemini 6 (15—16 dec. 1965, impreuna cu Th. Stafford) si Apollo 7 (11—12 oct. 1968, impreuna cu W. Cunningham si D. Eisele). (F.Z.) Schmidt, Bernhard (1879—1935), as-trooptician german. A inventat si construit un telescop ce-i poarta numeie (camera S). (G.S.) SCHMIDT 362 Schmidt, Maarten (n. 1929), astronom olandez stabilit in S.U.A.; prof. la Col. Inst. Tech. (Pasadena). A desco-perit (1963) quasarii, pe baza depla-sarilor spre rosu ale liniilor de emisie din spectrele lor (punindu-le in evidenta la radiosursele 3C 48 si X 273). '(C.P.) Schmidt, Otto Julevici (1891—1956), astronom si geofizician sovietic. Prof. la Univ. din Moscova, redactor sef al lucrarii Bolsaia sovetskaia enti-klopediia (65 vol.). A participat (1928) la о expeditie in Pamir, care a descoperit cel mai mare ghetar din lume. Conducator al^ mai multor expeditiiin Antarctica. In cosmogonie, a emis о teorie meteorica a formarii Pamintului si planetelor. (E.T.) Schwarzschild, Karl (1873— 1916), astronom german, prof. la Univ. din Gottingen, dir. al Obs. din Gottingen si din Potsdam. Contributii in foto-metria fotografica, unde a introdus un exponent pentru timpul de ex-punere (exponent S.), la studiul at-mosferelor stelare, al cometelor, al miscarilor proprii ale stelelor, in statistica stelar& si in relativitatea generalizata. A contribuit la dezvol-tarea aparaturii astronomice prin construirea de telescoape. A elaborat un catalog stelar (Gottinger Aktino-metrie). Numele sau a fost atribuit Observatorului de la Tautenburg. (E.T.) Schwarzschild, Martin (n. 1912), astronom american, prof. la Univ. din Princeton. Contributii la studiul structurii interne si al evolu^iei stelelor. A efectuat cercet&ri astrofizice cu ajutorul baloanelor stratosferice. Op. pr.: Structure and Evolution of the Stars, 1958. (E.T.) Schwassman-Wachman v. cometi scintilafie, fluctuatie intimpl&toare a stralucirii si directiei radiatiilor unei stele, cauzat& de trecerea lor printr-un strat atmosferic situat in vecinatatea limitei superioare a troposferei si prin cel din vecinatatea solului. Sin. scinteiere. Este un factor esential in determinarea calitatii imaginilor stelare, pentru cercetarile de astro-climat. Studiul s. stelelor se efec-tueazS, prin metode fotografice, foto-electrice si de televiziune. Soarele, Luna si planetele nu prezinta s. la observatiile cu ochiul liber deoarece, nefiind surse punctuale ca stelele, s. difentelor lor puncte se compen-seaza. In domeniul radio, fenomenul este denumit radioscintilatie. In apro-pierea orizontului, exista si о s. de culoare, lungimea de unda a sursei prezentind fluctuatii. (E.T.) SCNA v. perturbafii ionosferice Scorpius (Scorpionul), constelatie zo-diacala (fig. 165) din emisfera sudica a cerului, traversata de Soare la sfirsitul lunii nov. Este vizibila din Romania in timpul verii (numai partea superioara), putin deasupra orizontului. Cea mai stralucitoare stea a constelaHei este Antares (v.). S. cuprinde multe stele stralucitoare si este traversata de о regiune foarte intinsa a C&ii Lactee. In aceasta constelatie exista multe nebuloase galactice luminoase si obscure, ca si 363 secvenjA un mare numSr de roiuri stelare. (G.S.) Scout, serie de rachete (v.) purtatoare, americane, folosite incepind din 1960 pentru lansarea de sateliti artificiali. Are patru etaje reactive dotate cu motoare-racheta cu propergol solid (primul avind о forta de tractiune de 52,2 • 104 N), masa la start de 17,5 t si lungimea totala de 22 m. Poate plasa pe orbits sateliti circum-terestri cu masa de la 40 la 140 kg. Rachetele S. au asigurat lansarea satelitilor Explorer, Secor, FR 1, San Marco, Ariel etc. (F.Z.) Sculptor (Sculptorul), constelatie (v.) din emisfera sudicS a cerului, in care se afla polul sud al CSii Lactee. Este partial vizibila din Romania in timpul toamnei, putin deasupra orizontului. (G.S.) Scutum (Scutul), constelatie (v.) mica din regiunea ecuatoriala a cerului, cu stele slab stralucitoare. Este vizibilA din Romania in timpul verii. Calea Lactee traverseaza aceasta constelatie, in care se afla si о nebuloasa galactica luminoasa si mai multe roiuri stelare. (G.S.) Secchi, (Pietro) Angelo (1818—1878), astronom italian. Prof. la Univ. si dir. al Obs. din Roma. Lucrari de spectroscopie stelara. A alc&tuit о prima clasificare a spectrelor stelare. Studii asupra cromosferei si coroanei solare (pete, protuberante), stelelor duble, prognozelor meteorologice si magnetismului terestru. A inventat heliospectroscopul si spectroscopul stelar. Op. pr.: Catalogo delle stelle di citi si e determinate lo spettro luminoso, 1867; Sugli spettri pris-matici delle stelle fisse, 1868; Le Soleil, 1870. (E.T.) secunda 1. (s) Unitate fundamental de masura a timpului. Pina in 1956, era definita ca fractiunea 1/86 400 dintr-o zi solara mijlocie (sau 1/86 164,09 dintr-o zi sideralS). Des- coperirea neuniformitatilor misc&rii de rotatie a Pamintului a condus pe astronomi la adoptarea (1956) unei alte definitii a s., care este in vigoare si astSzi, pe baza miscarii de revo-lutie a PAmintului in jurul Soarelui. Astfel a fost definita s. efemeridelor, egala cu fractiunea 1/31 556 925,9747 din durata anului tropic la 1900, ian. 0, 12Ь ТЕ. Primul orologiu atomic cu jet de cesiu, considerat eta-lon de timp, care a fost pus in func-tiune in 1955 la National Physical Laboratory (Marea Britanie), avea (1958) frecventa de 9 192 631 770 Hz, considerind ca unitate de timp s. efemeridelor, cu о eroare probabila de ±20 Hz (din cauza incertitudinii in masurarea timpului efemeridelor). Ulterior (1960), aceasta frecventa a fost adoptata ca etalon in fizicS, in funcjie de ea fiind exprimate toate celelalte frecvente. Aceasta conduce la definitia unei s. distincta de cea a efemeridelor, numita s. atomica, care, in prezent, este definita cu о eroare relative mai mica de 5 • 10~13, fiind egala cu: durata a 9 192 631 770 perioade ale radiatiei ce corespunde tranzitiei intre nivelele hiperfine F = 4, MF = 0 si F =» 3, MF = 0 ale starii fundamentale 2Si/a a ato-mului de cesiu 133, neperturbat de cimpuri exterioare. (G.S.) 2. (sexagesimals, ") Unitate de masura a unghiurilor, egalS cu a 60-a parte dintr-un minut (sexagesimal) sau cu fractiunea 1/1 296 000 din 4 unghiuri drepte. (G.S.) secventa (stelara), serie de stele ai caror parametri au fost determinati cu precizie si care pot servi drept re-ferinta pentru orice alte stele. Astfel, s. polard contine stele din apropierea polului riord ceresc a caror magni-tudine a fost determinate cu precizie si sint folosite ca sistem standard international in astrofotometrie; nu-marul acestora este de c. 150, mag-nitudinile lor fotovizuale si fotogra-fice fiind cuprinse intre 2 si 20. Pe linga faptul ca se afla la distante SEDOV 364 zenitale aproape egale, stelele s. polare prezinta avantajul ca pot fi observate din orice loc al emisferei boreale. 5. principald cuprinde stele apar^inind populatiei de tip I, situate in banda oblica a diagramei H-R (v.); de-a lungul ei luminozi-tatea si temperatura descresc simul-tan, iar durata de existenta a stelelor in aceasta s. este maxima. Stelele respective sint de clase spectrale В—M, de la stele fierbinti, cu luminozitati depasind de 10 000 de ori luminozitatea Soarelui, pina la stele cu temperaturi joase, ale caror luminozitati sint de peste 100 de ori mai^ mici decit luminozitatea Soarelui. In scopul observarii si studierii structurii Galaxiei, au fost alese 252 de regiuni ale cerului, in care au fost determinati parametrii fizici si cinematici ai stelelor (v. SA). (G.S.,E. T.) Sedov, Leonid Xvanovici (n. 1907), savant sovietic, prof. la Univ. Lomonosov (Moscova); presed. al FI A (1959 — 61). Specialist in domeniile mecanicii, aerodinamicii si astronau7 ticii. Contributii in mecanica fluidelor si la teoria zborurilor interplanetare. A condus lucrarile de realizarea navelor cosmice Sputnic. Op. pr.: Dvijenia vozduha pri silnom vzrive, 1946; Metodi podobiia i razmernosti v me-hanike, 1954. (F.Z.) selenodezie, stiinta analoga geodeziei, care se осирЗ, cu studiul formei si dimensiunilor Lunii, al cimpului sau gravitational etc. S-a dezvoltat, in special, odata cu zborul spatial al primelor rachete lunare, prin urma-rirea miscarii statiilor automate si navelor cosmice satelizate pe orbite circumlunare. Printre rezultatele importante ale s. este punerea in evident a unor concentrari locale de masa in apropierea suprafetei Lunii (masconi). (C.P,) selenografie, stiin^ analog^, geogra-fiei, care se ocupa cu studiul suprafetei lunare si al formelor ei de relief. A fost initiata odata cu fotografiile luate cu ajutorul unor telescoape perfectionate si, in special, odat& cu fotografierea Lunii din imediata ve-cinatate, cu ajutorul statiilor automate lunare (ex. Luna, Surveyor, Ranger, Zond) si al navelor spatiale Apollo. (C.P.) selenologie, stiinta analoga geologiei, ce se ocupa cu studiul materiei componente a scoartei lunare si. al evo-lutiei acesteia in timp; urmareste elucidarea modului de constituire a litosferei selenare, cu formele sale de relief—cratere, falii, munti si mari —, ca si a existentei unei activit^i vul-canice lunare etc. Primul congres consacrat s. a avut loc in ian. 1970 la Houston, principalele sale obiective fiind legate de studierea mostrelor de sol, de roci si de praf selenar aduse de primii astronauti care au pasit pe Luna (membri ai echipa-jelor de pe navele spatiale Apollo). (F.Z.) Serpens (Sarpele ), constelatie (v.) din regiunea ecuatorial^, a cerului> alca-tuita din doua parti, separate de constela^ia Ophiuclius. Este vizibila din Romania in serile de vara. Partea sa nord-vestic3, este denumita 5. Caput (Capul Sarpelui), iar cea sud-estica S. Cauda (Coada §arpelui ). Steaua cea mai stralucitoare are magnitudinea aparenta 2,75, cele-lalte stele ale constelatiei fiind mult mai slabe. (G.S.) Serviciul international pentru miscarea polului, organizatie infiintata in 1899 (sub denumirea initiala Serviciul international de latitudini, care in 1963 a fost transformata in denumirea actuala), avind drept scop studiul deplasarii polilor terestri. Sin. IPMS (International Polar Motion Service). Cuprinde cinci statii inter-nationale de observarii, repartizate in mod uniform pe paralela nordica de 39°8', si anume: Mizusawa (Ja-ponia), unde se afla si biroul central al IPMS, Kitab (U.R.S.S.), Carlo- 365 SFERA forte (Italia), Gaithersburg (S.U.A.) si Ukiah (S.U.A.). In afara de acestea, la cercetarile desfasurate parti-cipa si un numar de 56 de observa-toare — dintre care face parte si Obs. din Bucuresti, prin serviciul sau orar si de longitudini —, precum si о serie de statii de latitudini din emisfera nordica si sudica. Anual, IPMS publica un raport asupra rezultatelor obtinute privind determinarea coor-donatelor poluiui instantaneu, orbita polara etc. (G.S.) serviciu orar, serviciu al unui obser-vator astronomic, in care se desfa-soara un ansamblu de activitati privind determinarile astronomice ale timpului uniform; este inzestrat cu instrumente si aparate adecvate, in scopul determinarii, pastrarii si di-fuzarii timpului cu scurgere uniforma (ex. lunete de pasaj, lunete zenitale, astrolabe, orologii cu cuart, oscila-toare atomice, statie de radioemisie). Rezultatele obtinute sint transmise la centrele mondiale pentru determinarea si publicarea orei definitive: Biroul international al orei—Paris, Etalonnoe Vremia—Moscova, IPMS— Mizusawa. Obs. din Bucuresti poseda un s.o., in cadrul caruia se efectueaza cercetari privind miscarea de rotatie a Pamintului lent deformabil si se obtin date observa(ionale pentru determinarea timpului uniform; pas-trarea timpului este asigurata de orologii cu cuart de mare precizie. (G.S.) serviciu solar, serviciu al unui obser-vator astronomic sau statie stiinti-fica dotata cu instrumente adecvate (ex. telescoape, filtre monocro-matice, spectrografe, magnetografe, coronografe, radiotelescoape) pentru cercetarea Soarelui si activitatii solare. 5:5. international este constituit dintr-o retea de statii stiintifice, repartizate la diferite longitudini si latitudini geografice in scopul pa-trularii sau Al urm&ririi continue a Soarelui §i fenomenelor solare. Datele observa(ionale obtinute sint colec-tate si publicate de centrele mondiale de date solare, de la Moscova, Boulder-Colorado, Meudon si Zurich. Obs. din Bucuresti poseda un serviciu solar ce colaboreaza cu s.s. international. ( E. T.) Severnii, Andrei Borisovici (n. 1913), astrofizician sovietic, dir. al Obs. din Crimeea. Contribute originate la studiul cimpului magnetic solar si al mecanismelor de producere a erup-tiilor solare, in spectroscopia si prog-noza solara. (E.T.) Sextans (Sextantul), constelatie (v.) din regiunea ecuatoriala a cerului, cuprinzind putine stele, foarte slab stralucitoare. Este vizibila din Romania primavara in timpul serii. (G.S.) sextant, instrument optic utilizat in marina, aviatie, astronomie si astro-nautica pentru determinarea unghiului dintre doi astri sau pentru determinarea inaltimilor acestora deasu-pra orizontului. Contine un sector circular de 60° (divizat in grade si fractiuni de grad), pe ale carui brate extreme sint fixate о luneta si о oglinda, prevazut cu un brat mobil solidar cu 0 alta oglinda rotitoare plasata in centrul sectorului. Prin deplasarea bratului mobil, este posi-bilS, observarea in luneta s. a unei portiuni de 120° de pe bolta cereasca. S. au fost continuu perfectionate prin m&rirea preciziei liniei de vizare, a gradatiilor sale si a citirii pozitiei bratului mobil. In cazul vehiculelor spatiale, ele prezinta constructs speciale datorita faptului ca nu exista un orizont de referinta §i trebuie corectate aberatiile optice provocate de vizorul castilor speciale ale as-tronautilor. (F.Z.) Sextantul—> Sextans Seyfert v. galaxie SFA v. perturbatii ionosferice sfera Dyson, sfera ipotetica a carei existen^a a fost imaginata (1953) de. SFERA 366 astrofizicianul englez Frank Watson Dyson, creata in mod artificial de о civilizatie avansata in jurul unei stele, in scopul folosirii energiei ra-diante a acesteia intr-o proportie cit mai mare. Aceste „supercivilizatii" ar exista in apropierea unor stele invizibile de pe Pamint, a caror emisie este observata in special in domeniul infrarosu (pe lungimi de undei in jur de 10 (x); radiatia aces-tor stele in domeniul vizibil ar fi refinuta de invelisul s.D., materia-lizat prin crearea artificial^ a unei anvelope uriase al carei material de constructie ar fi fost obtinut disper-sindu-se materia unei planete mari... (F.Z.) sfera cereasca, sfera imaginara de raza arbitrara, pe care par ca sint proiectate obiectele ceresti; este intil-nita de axa terestra (sau axa lumii) in polii ceresti nord si sud. Sin. cer (2). Pe s.c. sint definite orizontul si ecuatorul ceresc, zenitul, meridia-nul ceresc al locului si coordona-tele astronomice (v.) si se stabilesc relajiile dintre unghiurile la centru (folosind relatii din trigonometria sferica). Dupa cum centrul ei este in locul de observatie, in centrul Pamintului sau in centrul Soarelui, s.c. poate fi topocentrica (sau locala), geo-centrica sau, respectiv, heliocentrica. Datorita rotatiei Pamintului, s.c. pare ca ar executa о rotatie in sens opus rotatiei Pamintului, in jurul axei lumii (miscarea diurna). (G.S.) Shapley, Harlow (1885—1972), astronom american, prof. si dir. al Obs. Univ. Harvard. A elaborat si dezvoltat о serie de metode de de-terminare a masei, a razei si a altor parametri stelari. A determinat de-partarile roiurilor globulare si re-partifia lor spatiala, observind cefei-dele de scurta perioada, si a stabilit relatia culoare-luminozitate pentru stelele acestor roiuri. A descoperit doua galaxii pitice (Fornax §i Sculptor) . A dat prima imagine corectS, a Galaxiei, indicind pozitia in cadrul ei a sistemului solar. Op. pr.: Starlight, 1926; Star Clusters, 1943; Galaxies, 1943; The Inner Metagalaxy, 1957. (E.T.) Shepard, Alan Bartlett (n. 1923), astronaut american. A efectuat primul zbor spatial american (5 mai 1961) cu nava cosmica Mercury 3 (f&ra inscriere pe orbita). A facut parte (31 ian. — 9 feb. 1971) din echipaj ul navei Apollo 14 (impreuna cu S. Roosa si E. Mitchell). (F.Z.) SID v. perturbatii ionosferice siderit v. meteorit siderolit v. meteorit siderostat, aparat astronomic, ima-ginat de L. Foucault, care, prin intermediul unei oglinzi plane, re-flecta intr-o directie fix& razele de lumina ce vin de la un astru antrenat in miscarea diurna a bol^ii ceresti. Oglinda se poate roti in jurul a doua axe, orizontal& si verticala, cu ajutorul unui mecanism, imprimindu-i-se о rotatie de acelasi sens si aceeasi viteza cu miscarea diurna. S. con-struit in scopul observ&rii Soarelui se numeste heliostat (v.), iar s. ce reflecta razele intr-o directie para-lela cu axa lumii este denumit polar. Dezavantajul s&u, sup&rator in special la fotografiere, este acela ca ima-ginea regiunii cerului vazuta prin luneta aparatului se roteste in jurul imaginii centrale a astrului urm&rit. (G.S.J simulator (spatial), complex tehnic pentru simularea conditiilor asociate unui anumit zbor spatial, destinat cunoasterii cit mai bune a caracte-risticilor acestora si a proceselor evo-lutiv posibile, in vederea unor inter-ventii operative si eficiente avind drept scop preintimpinarea oric3,ror dificultati ce ar surveni in timpul evo-lujiei pe traiectorie. Exista s. pentru: rachete, verificind etaj ele reactive componente; rampa de lansare 367 SISTEM sau chiar intregul cosmodrom), veri-ficind mijloacele de comanda-controi ale lansarii si zborului spatial; statia sau nava spatial^,, cu instalatiile, dispozitivele si aparatura aferenta, verificind functionalitatea acestora in spatiul cosmic; astronauti (v. baro-camera). In cadrul acestor s. este reprodus ansamblul de fenomene ca-racteristice lansarii si celorlaltor etape ale zborului spatial, in scopul antre-narii personalului de la sol si navigant pentru a solutiona о gama cit mai larga de probleme programate sau aleatorii ale evolutiei reale. In functie de principalele fenomene sau procese (ex. suprasarcini, jonctiuni, manevre spatiale, imponderabilitate) care tre-buie simulate cit mai apropiate de realitate, s. poate fi instalat pe sol, in avioane de dimensiuni mari, in bazine cu apa etc. Atunci cind in timpul zborului unei nave spatiale apare о situatie speciala, care nu poate fi solutionata cu posibilitatile de la bord, un alt echipaj (de rezerv&) ia loc in s. respectiv si, in conditii analoage celor din spatiul cosmic, dar beneficiind de mijloacele de la sol (ex. calculatoare complexe) si de contactul direct cu specialistii, poate rezolva mai usor problema survenita; solufia objinuta este transmisa prin radio echipajului aflat in dificultate. Astfel s-a procedat in cazul navei Apollo 13, in urma exploziei care a scos din functiune motorul-racheta al modulului de serviciu (v. salvare in spatiu), si in alte cazuri. (F.Z.) Sinope, satelit (v.) al planetei Jupiter (V.). (E.T.) Sirius, cea mai stralucitoare stea de pe sfera cereasc&, situata in constelatia Canis Major la о distant^, de c. 9 a.i. de Soare si avind magnitudinea aparenta — 1,46. Este vizibila din Romania in apropierea orizon-tului, toamna si iarna. S. aparjine clasei spectrale Al, avind tempera-tura superficial^ de 11 ООО K, masa si luminozitatea sa fiind de 1,75 si; respectiv, de 22,5 ori mai mari decit ale Soarelui. Este о stea dubla; prezenta companionului S.В (о pi-tica alba a carei mas& reprezinta c. 0,9 din masa Soarelui) a fost rele-vata in 1844, datorit& perturbajiilor produse de acesta asupra miscarii lui S. Ulterior, in 1861, S. В a fost observat si pe cale optica; el are magnitudinea aparenta 8,3 si efec-tueaza о revolutie complete, in jurul stelei principale in c. 50 de ani, la о distanta de c. 20 UA. V. si stralucire. (G.S.) Sirrah —► Alpheratz sistem astrofotometric v. astrofoto-metrie sistem biologic inchis, ansamblu de organisme inferioare si superioare si de dispozitive auxiliare, necesare asi-gur&rii celor mai bune conditii de dezvoltare biologica in interdepen-denta la^ bordul unui vehicul aero-spatial. In cadrul lui, trebuie asigu-rate: compatibilitatea biologica a organismelor incluse; satisfacerea ne-cesitatilor de viat3,; reciclarea deseu-rilor provenite din activit3,tile vitale, in sensul transformarii lor in sub-stante utilizabile; reglarea in liini-tele necesare, fara interventii din exterior, a functiilor si transforma-rilor metabolice; asigurarea unei fia-bilitati maxime tuturor dispoziti-velor tehnice care concura la aceste activita^i, chiar in cazul unor situatii neprev3,zute. V. si cabina spatiala. (F.Z.) sistem de referinta inertial, sistem in care este valabil principiul inertiei (v.). In mod aprox., un astfel de sistem este definit prin coordonatele unor stele cu miscari bine cunoscute,. Deoarece ins&, in medie, stelele nu au о miscare la intimplare in raport cu Soarele, ci participa la miscarea de rotate a Galaxiei, s-a preferat sa se defineascS, un sistem de referinta cvasiinertial prin direcfiile unor galaxii indepdrtate si, in special, ale unor quasari care, avind aspect SISTEM 368 stelar, se preteaza la masuratori de coordonate foarte precise. (C*P.) sistem planetar 1. Ansamblu format dintr-o stea central^, in jurul careia un sistem de corpuri ceresti executa misc5,ri sub actiunea fortelor gravi-ta£ionale. Pina in prezent este cu-noscut numai sistemul solar (v.), insa, atestata de micile deplas&ri obser-vate ale pozitiilor unor stele (dato-rate atracfiei exercitate de presu-pusii companioni invizibili), este pre-v£zut5, existenta si a altor s.p. Astfel, la c. 12 stele de acest fel se admite asocierea unor planete, dar s.p. stabile nu pot exista decit in jurul unor stele simple, sau atunci cind ar fi concentrate in imediata apropiere a uneia din componentele unei binare (ex. 61 Cyg). (G.S.) 2. Sistem solar (y.). sistem solar, ansamblu format din Soare impreuna cu totalitatea согрц-rilor ceresti care, sub influenta atrac-tiei universale, se misca in jurul sau, precum si din spatiul ce cuprinde prbitele corpurilor satelite ale Soarelui (v. tabelul 26). Sin. sistem planetar (2). Masa s.s, este re-partizata foarte disproportionat, pe grupuri izolate de corpuri, ale caror diametre au о relativa unifor-mitate si valori de la с. 1 mil. km pina la fracjiuni de milimetru. Cor-pul principal este Soarele, a carui masa, de c. 333 000 mase terestre, reprezinta aproape intreaga masa a s. s. Emisia sa enorma de energie radianta constituie sursa principals, de energie pentru toate celelalte corpuri; radiatia solara este fie re-flectatS,, fie absorbita de acestea. Cele 9 planete (v.) care se rotesc in jurul Soarelui au о masa totala de 446,8 mase terestre (din care 70% revine lui Jupiter), diametrele lor avind valori cuprinse intre c. 140 000 si c. 5000 km (fig. 166). Tuturor celor 34 de sateliti (v.) cunoscuji ai plane-telor le revine 0,12 din masa terestra; cel mai mare diametru al satelijilor este aprox. egal cu limita minima a diametrelor planetare, iar cel mai mic este sub 10 km. Numarul g,ste-roizilor (v.) este intre 50000 si 100000, masa totals fiind sub 0,1 din masa Tabelul 26 Grupuri de corpuri din sistemul solar Orbit e Numarul Masa totals, Diametrul, excentri- incli- in mase te¬ in km citatea narea restre medie medie Soare 1 333 000 1,392 • 106 --- ! --- Planete 9 446,8 143 650-4 840 0,081 4° Sateliti 34 0,12 5 000-10 - Asteroizi 50 000- 0,01-0,1 750- 1 0,15 100 000 0 •vl 1 о Comete о 0,1 Nucleu: 100---1 0,56 18 periodice 369 SISTEM Soare Mercur Venus Pamini Marte Saturn О Uranus О Neptun Pluto Fig. 166 terestra, iar diametrele lor avind valori intre 750 si 1 km. In s.s. exista pin& la 1010 comete (v.), de scurta si lunga perioada, a caror masa totala este de с. 0,1 din masa Pamintului; cea mai mica coada vizi-bila a unei comete a atins 100 000 km, iar cea mai mare peste 100 mil. km. Meteorii (v.) au diametre cuprinse de obicei intre 1 cm si 0,01 mm (mai mari aparind foarte rar), iar masa lor totala este mai mica de 10-? din masa Pamintului. In spatiul s. s. (interplanetar) exista si corpuri mai mici, pulberi, molecule, atomi, ioni si electroni care, probabil, fie au parasit suprafetele corpurilor mai mari, din diferite cauze, sau atmosferele insuficient re^inute de gfavitatia lor, fie provin din materia emisa de Soare (vintul solar) care, toate la un loc, constituie materia inter planetar a (v.). Fafa de stelele din vecinatate, Soarele se mi§ca cu о vitezS. de 19,4 km/s in directia con-stela^iei Hercules (v. apex solar); de asemenea, impreuna cu aceste stele el executa о revolutie in jurul centrului Galaxiei, cu о viteza de c. 250 km/s. La miscarile lui participa intreg cortegiul de corpuri ce alcatuiesc s. s. In interiorul acestui sistem toate miscarile sint determinate de forta de atractie preponderenta a Soarelui, celelalte forte exercitate de corpuri mai mici avind ca efect doar pertur-batii ale miscarilor. Fac exceptie miscarile satelitilor in jurul plane-telor, cind distantele satelit-planeta sint foarte mici in raport cu distantele planeta-Soare si, deci, forta de atractie a planetei are un rol determinant. Este de remarcat faptul ca miscarile orbitale ale corpurilor din s. s. au loc cu precadere in sens direct (acelasi in care se mi?ca Pa-mintul pe orbita sa in jurul Soarelui) ; sensul retrograd este intilnit doar la citiva sateliti, comete de scurta perioada, comete de lung& perioada §i meteori. Orbitele grupurilor de corpuri se deosebesc prin gradul de SISTEM 370 Jlr»n lit Fig. 167 371 SKYLAB concentrare fata de planul eclipticii si prin excentricitatea medie. Astfel, orbitele planetelor sint aproape cir-culare si putin inclinate fata de planul eclipticii. Valorile mijlocii ale excentricitatii si inclinarii sint mai mari la asteroizi si la cometele de scurta perioada; in sfirsit, orbitele cometelor de lungS, perioada sint elipse aproape parabolice si nu prezinta vreo inclinare sensibila fata de planul eclipticii. Cele mai multe orbite ale satelitilor sint aproape circulare ?i situate in vecinatatea planului ecuatorial al planetelor respective. Perturbatiile puternice pro-duse de planetele mari, indeo-sebi de Jupiter, asupra orbitelor inve-cinate ale unor corpuri, determina о legaturS, strinsa intre acestea. О astfel de interdependenta este cea dintre orbitele asteroizilor si orbita lui Jupiter si cea dintre orbitele cometelor de scurta perioada si orbitele planetelor. О relatie empirica de leg&tura intre departarile mijlocii ale planetelor de Soare este legea Titius-Bode (v.). Intinderea s.s. este determinate, de cea mai mare departare la care poate ajunge un corp ce descrie о orbita circumsolara. Orbitele planetelor (fig. 167) formeaza un „nucleu" cu raza de aproape 50 UA, care este inconjurat, pina la departarea de c. 40 000 UA de Soare, de un nor bogat de comete de lunga perioada. La aceasta distanta, Soarele str&- luceste numai ca о stea de magni-tudine aparenta —3,8 (egala cu cea a lui Venus). V. si cosmogonie. (G.S.) Sitter, Willem de (1872— 1934), astronom olandez, prof. la Univ. si dir. al Obs. din Leiden. A determinat orbitele satelitilor jovieni. A prezis (1917) existenta unor deplasSxi spre rosu in spectrele galaxiilor intr-un model de univers sferic, fara materie, de raza finita. A aplicat prima data teoria relativit&tii la construirea unui model nestatic de univers. Op. pr.: The Expanding Universe, 1930; The Astronomical Aspects of the Theory of Relativity, 1933. (E.T.) sizigie, faza a misccLrii Lunii cind aceasta se afia in linie dreapta cu Pamintul si Soarele; corespunde faze-lor Luna plin& si Luna noua, precum si amplitudinii maxime a mareelor. '(G.S.) Skylab, program de cercetari spatiale organizat de NASA, bazat pe plasa-rea pe о orbita circumterestra aproape circulara (altitudine: 430 km), in cursul anului 1973, a unui mare laborator spatial (lungime: 35 m; masa: 90,6 t). Locuit succesiv de trei echipaje formate din cite trei astro-nauti, care si-au marit progresiv durata mentinerii pe orbita, labora-torul S. este compus din urmatoarele compartimente (fig. 168): adaptorul multiplu prevazut cu sistemele de Telescopul Apollo Modolul de comanda Modulul de serviciu Panouri solare Atelierul orbital Compartiment cu aparate Modulul de trecere Adaptor Fig. 168 SKYLAB 372 jonctiune a navelor spatiale Apollo care au transportat fiecare cite un echipaj si numeroase aparate de cercetari, modulul de trecere servind la iesirea astronautilor in afara laboratorului sau la refugiul lor in caz de -pericol, compartimentul de lucru si odihna a echipajului si telescopul Apollo (alimentat cu energie de la 4 panouri solare). Cu acest laborator spatial echipajul S. 3 a ridicat la 84 d recordul de raminere in spatiul cosmic. Folosind un numar foarte mare de aparate stiintifice si a-stronauti-specialisti, programul S. a permis efectuarea unor categorii complexe de cercetari si experimente stiinti-fico-tehnice pe orbit&, cum au fost: studiul Pamintului, Soarelui si al altor obiecte ceresti; cercetarea efectelor produse de actiunea inde-lungata a imponderablitatiii asupra organismului uman; elaborarea unor tehnologii de prelucrare a unor mate-riale in conditii de imponderabilitate etc. У. si astronautica (F.Z.) Caldura Fig. 170 235 | 92 373 SOARE SNAP (System for Nuclear Auxiliary Power), program spatial american initiat de Atomic Energy Comission in 1956, avind drept obiectiv reali-zarea unor sisteme pentru transforma-rea energiei nucleare in energie elec-trica destinata alimentarii unor aparate si instalatii utilizate in astronau-tica. Astfel de sisteme sint fie cu radioizotopi (fig. 169), fie cu reactor nuclear (fig. 170) (alimentat cu un combustibil fisionabil). Primul S. plasat pe о orbita circumterestra (29 iun. 1961), la bordul unui satelit de navigatie Tranzit 4 A, a fost S.-3 cu plutoniu-238 si puterea de 2,7 W; ulterior au fost plasate alte sisteme S. asemanatoare, cu puteri sporite (25 W), pe acelasi tip de satelit. Dupa numeroase experimen-tari, a fost realizat 5.-70 A cu reactor nuclear (alimentat cu uraniu-235 si zirconiu), avind masa de 427 kg si puterea 500 W, care a fost plasat pe о orbita circumterestra la 3 apr. 1965. In cadrul programului Apollo, pentru alimentarea complexelor ALSEP (depuse de astronau^i pe Luna) a fost utilizat 5.-27 cu radios izotopul plutoniu-238; acesta avea forma unui cilindru cu in<imea de 47 cm si diametrul de 41 cm, masa de 20 kg (din care 7 kg cint&rea combustibilul nuclear) si un invelis absorbant de grafit, fiind montat in etajul de aselenizare al modulului lunar si furnizind о putere de 68 W (timp de un an). (F.Z.) Soare, steaua in jurul careia se mi§ca Pamintul, precum si toate celelalte planete $i corpuri ceresti componente ale sistemului nostru planetar. Se afla la о distanta medie de 149,6* mil. km de Pamint (215 raze solare) si are о raza de 6,958 * 105 km (de 109,2 mai mare decit raza Pamintului), fiind observatasub un unghi de c. 15'59'',6. Aria S. este de 6*087 • • 1018 m2 (de 11900 de ori mai mare decit aria Pamintului), iar volumul de 1,412 * 1027 m3, adica de 1,3012* . 106 ori mai mare decit cel al Pamintului. La departarea Pamint-S., dis- tanta unghiulara de 1" corespunde unei distante liniare de 725,3 km si numai in conditii exceptionale de observare se poate ajunge la detep-tarea unor detalii de O',2—Q",3 pe suprafata solara. Masa S. este de 1,991* 1030 kg, adica mai mare de 333 000 de ori decit masa Pamintului si de c. 740 de ori decit masa tuturor planetelor la un loc. Densitatea medie a S., care este constituit in intre-gime din gaze, este de c. 1,41 g/cm3. Acceleratia gravitatiei la suprafata lui este de 2,740 • 102 m/s2, fiind mai mare de 27,9 decit cea terestra normala. Viteza parabolica la suprafata S. este de 617,7 km/s, valoare pe саге о atinge viteza unor particule ale protuberantelor sau ale norilor expulzaji in timpul feno-menelor active. Perioada siderala a S. este de 25,03 d la ecuator si de peste 30 d la poli (33 d la latitudinea heliografica ф de 75°); valoarea medie a perioadei siderale la latitudinea de 16° este de 25,380 d, iar a pelei sinodice de 27,275 d, perioade carac-teristice unor fenomene geofizice recurente produse de activitatea .solara. Diferitele paturi ale atmosferei solare prezinta aproape aceeasi viteza de rotatie ca si fotosfera si aceeasi lege de crestere a perioadei cu ф (v. rotatia Soarelui), unghiul dintre planurile ecuatorului solar si eclipticii fiind de 7° 15'. S. prezinta un cimp magnetic general slab (v. magnetism solar), de ordinul ±80 A/m, observabil la latitudini mari si a carui polaritate se schimba cu ciclul solar de 11 ani (schimbarea nefiind insa simultana in ambele emisfere, care pot avea scurt timp aceeasi polaritate). Regiunile active, bipolar magnetice si unipolar magnetice, pot avea cimpuri magnetice de citeva mii de A/m, iar petele solare pina la 3,2 • 105 A/m. S. se misca fata de stelele vecine cu о viteza de 19,4 km/s, in directia apexului solar (v.). In Galaxie, S. se g^seste la distanfa de 10 000 pc fatS, de centru si la 15 pc deasupra planului galactic, SOARE 374 viteza sa in Galaxie fiind de c. 250 km/s, iar perioada de revolutie a S. de c. 250 mil. ani. S. este о stea de tip spectral G2 V si apartine popu-latiei de tip I, facind parte din a doua sau a treia generatie de stele. Cantitatea de energie primita in unitatea de timp de la S., in afara atmosferei terestre, de о suprafata normala pe directia spre centrul Soarelui, cu aria de 1cm2, situata la distanta medie Pamint-S. este denumita constanta solara (v.); valoarea ei corespunde la о temperatura efec-tiva a S. de (5807 ±: 29) K, la о emi-tanta a suprafetei sale de 6,41 • • 103 J js • cm2 si la о luminozitate solara de 3,86 • 1026 J/s, corespunzind la о pierdere de masa a S. de 4,3 mil. t/s. Magnitudinea absolute, bolo-metrica a S. este de 4,71, S. fiind о stea mijlocie ca stralucire. Magnitu-dinile aparente ale lui ’ in sistemul UBV sint: U = -26,06; В = = —26,16; V = —26,78, iar magnitudinea vizuala —26,86, S. fiind de c. 500 000 de ori mai stralucitor ca Luna (in faza de Luna plina). Din aceasta energie, Pamintul nu recep-tioneaza decit a 2-a miliarda parte, care formeaza baza resurselor de energie terestre (in afara de energia nucleara, geotermica si a mareelor). Pin& in prezent, nu s-au putut pune in evident^, cu destula precizie variatii ale constantei solare. searna ca S. este о sfera gazoasS, in care temperatura, presiunea si densitatea cresc spre centru, pe baza legilor fizice si a datelor observate la suprafata lui, se poate stabili teoretic structura interna a acestuia. Modelele actuale cele mai plauzibile, calculate pe baza cunoasterii proportiei ele-mentelor chimice (dedusa spectroscopic) din atmosfera S. (X — 0,708, У = 0,272, Z = 0,020, X fiind pro-port ia masica a hidrogenului, У a heliului si Z a celorlalte elemente), a masei, a razei, a luminozitatii si a virstei S. (4,5 miliarde-ani), conduc la concluzia ca temperatura sa centrals, este de 15,7 • 10® K, densitatea cen-trala de 158 g/cm3, presiunea de ordinul a 1011 at, iar proportia hidrogenului la centru Xc — 0,36, energia solara fiind produsa in special (9/10) prin lantul p-p si numai 1/10 prin ciclul C-N. Exista unele nesi-gurante privind modelele solare, deoa-rece numclrul neutrinilor, rezultati din lantul p-p (observati in experi-mente speciale), nu reprezinta decit 1/10 din cei prezisi teoretic. In plus, la suprafata S. intervine о zona de convectie, avind grosimea de c. 1/5— 1/10 din raza S. (ce nu poate fi eva-luata exact in teoria convectiei) si masa de numai 5,5 • 10-4 din masa lui, in care proportia hidrogenului ionizat variaza rapid; aceasta zona are un roi important in formar6a granulelor si supergranulelor foto-sferice si cromosferice, precum si in procesele termice din atmosfera superioarS. a S. Atmosfera S. se com-pune din fotosfera, cu grosimea de c. 400 km, peste care se suprapune cromosfera, о zona de tranzitie cu grosimea de 10 000—15 000 km, si coroana solara, care se intinde pe о distanta de mai multe raze solare (unele jeturi coronale ajungind pina la Pamint). Fotosfera (v.) prezinta un grad de omogenitate superior fata de celelalte paturi ale atmosferei S. si este in echilibru hidrostatic si termodinamic local; in cuprinsul ei, transferul energiei are loc sub forma de radiatie, desi la baza intervin fenomene de convectie ce transporta energie pe distante sub 200 km, iar fenomenele principale locale sint gra-nulatia si pulsatia fotosferei inalte si a cromosferei (cu о perioada de 200 — 300 s). Granulele, cu diametre de 200— 1800 km (inmedie de 700 km), au о viata medie de 9,6 min, temperatura lor fata de zona inter-granulara variind intre 100 si 300 grade. Temperatura fotosferei este minima aproape de limita ei supe-rioara, avind valoarea de c. 4000 К la adincimea opticS, (corespunzatoare lungimii de und& rX = 500 nm) de 0,02; mai sus, temperatura creste in cromosfera, iar mai jos, in fotosfera interioara (formata din gaze neutre), 375 SOARE temperatura este de c. 7000 K, presiunea de 0,1 at, iar densitatea de ordinul a 10-7 g/cm3. Spectrul con-tinuu al S. prezinta un maxim de intensitate pentru X = 470 nm (fig. 171), corespunzind unei temperaturi de culoare Wien de 6050 K. Diferenta observata intre intensitatea radiatiei monocromatice a S. si aceea a unui corp negru se datoreste absorbtiei continue a acesteia de cat re ionii negativi de hidrogen din fotosfera; in domeniul X 170 nm, spectrul continuu devine slab luminos, fiind brazdat de linii stralucitoare (in loc de linii intunecate). Intunecarea spre margine a discului solar este mai mare pentru X mici si se poate ex-prima printr-o formula de forma: (0) , Ь A , 2 A = a b cos 0 + с cos2 0, Л (0) 0 fiind unghiul dintre raza de lumina emisa si normala la suprafata S. in punctul respectiv. In cadrul mode-lelor actuale de fotosfera se tine seama si de existenta unor elemente calde si reci, de micro- si macrotur-bulent&, de fluxul convectiv etc. Cromosfera (v.), numita astfel datorita aspectului ei de inel luminos de culoare roza (datorata radiatiei rosii Ha a hidrogenului) ce inconjura discul eclipsat al S., este о zon& de tranzitie dintre fotosfera, cu temperatura de c. 4000 K, si coroana, cu temperatura de ordinul a 106 K. Cromosfera este neomogena, compusa din elemente dense intr-un mediu rarefiat, nu este in echilibru termodinamic local si este incalzita printr-un flux de unde elas-tice; acestea sint undele sonore ori-ginare din regiunea convectiva a fotosferei care, intrind intr-o regiune foarte putin densa, formeaza unde de soc, disipindu-si energia mecanica prin energie termic2,. La baza cro-mosferei, la altitudini de c. 5000 km, se observ& spiculele (v.); in cromosfera inalta acestea devin elemente reci, avind temperaturi de 10 000 — 40 000 К (in coroana cu temperaturi de 5 • 105 — 106 K). Densitatea elec-tronica Ne scade astfel incit log Ne variaza de la 12,2 (in fotosfera supe-rioara) la 9,4 (in cromosfera supe-rioara), iar densitatea la baza cro-mosferei este de ordinul 10-7 — 10_8g/cm3. In afara eclipselor totale de S., cind (ca si spectrul fulger) se observa direct la marginea discului 1 Ultraviolet 1 Vizibil 1 Infrarogu "| Fig. 171 SOARE 376 solar, cromosfera se poate observa cu spectroscopul de protuberante sau cu filtrul monocromatic si corono-graful. Pe disc, ea se observa cu ajutorul spectroheliografului sau cu fiitre monocromatice, de polarizare si de interferenta, si, cu exceptia liniilor spectrale intense in care se fac observatiile (На, К etc.), este transparent^,; totodata, cromosfera prezinta о granulatie mai mica in linia Ha, mai mare in linia К (a calciului ionizat, Ca II). Granulatia este compusa mai intii din flocule, care formeaz& apoi retele si super-granule, cu diametre de ordinul a 50 000 km, cu durate mai lungi (zile) si cu viteze mai mici ale particu-lelor (0,1—1,0 km/s). La marginea supc rgranulelor, miscarile acestora sint normale la suprafata S. si la cimpu-rile magnetice mai intense (de ordinul a 104A/m), iar spre centrul lor, miscarile sint paralele cu suprafata S. Cromosfera emite radiounde centi-metrice si decimetrice (in special cu lungimea de unda de 20 cm), cu ajutorul carora se poate determina variatia densitatii electronice cu in&l-timea. Coroana solara (v.j, regiunea cea mai indepartatS, si mai putin densa a atmosferei solare, este compusa dintr-o plasma fierbinte aprox. izoterm&, cu temperatura de ordinul a 106 K, elementele chimice fiind mul-tiplu ionizate, uneori de 14— 15 ori. La distanta de о газа solara de suprafata, Ne este de ordinul 106 cm-3, scazind cu altitudinea la inceput repede, apoi incet. Datorita tempera-turii inalte, coroana emite si in domeniul X (X ^ 2 nm); de asemenea, ea emite radiounde (X ^ 0,5 m). Masa coroanei este de ordinul a 10"15 din masa S., iar str3,lucirea estede с . 1,3 • Ю*"6 din aceea a S. (la maximul activitatii solare. Coroana i?i schimba forma in funcfie de activita-tea solara, fiind dispusa uniform in forma de ,,dalie“ la maximul acesteia si alungindu-se in lungul ecuatorului solar la minimum. In dreptul poli-lor solari, ea este dispusa in lungul liniilor de forta ale cimpului magnetic general al S. (acest fapt constituind о prima dovada a existen^ei lui). Printr-un proces de evaporare conti-nua de ordinul a 2 • 109 g/s, coroana pierde in spa^iul interplanetar protoni, electroni si, intr-o proportie mai mica, nuclee de elemente mai grele, care formeaza vintnl solar (v.), cu viteze de citeva sute de km/s (in vecinatatea Pamintului) si о densitate de 10 particule/cm3, dind nastere gazului interplanetar. Spectrul solar prezinta linii intunecate pe un fond luminos continuu, cu excep^a domeniului ultraviolet, cu X < 170 nm, unde liniile sint luminoase pe un fond slab luminos (v. liniile lui Fraunhofer).. La sfirsitul sec. 19, H.A. Rowland a alcatuit un atlas continind pozitiile a 22 000 de linii spectrale. Un alt atlas, cel de la Utrecht, da profilele lor si al fondului continuu (in domeniul 870 — 361 nm, prelungit in ultraviolet pina la 130 nm); ulterior, spectrul solar a fost extins in infrarosu, de la 1,2 la 2,55 (л (Obs. McMath-Hulbert, S.U.A.) si, mai departe, de la 2,8 la 23,7 p. (Liege). In ultravioletul indepartat si in domeniul X, spectrul solar a fost extins prin observatiile efectuate cu ajutorul rachetelor spatiale (ex. des-coperirea liniei de emisie Lyman, cu X = 121,6 nm, a hidrogenului). Majo-ritatea liniilor spectrale solare obser-vate au dus la indentificarea unor elemente chimice cunoscute, exceptie f3,cind gazele inerte grele, elementele radioactive cu numere de masa mai mari de 210 si alte elemente, ca: cesiu, reniu, telur, bismut, seleniu, mercur (ale сйгог linii nu au fost observate, in special din cauza difi-cultS-tilor de detectare); de asemenea, au fost observate si unele molecule biatomice. Prin metode spectrosco-pice, s-a stabilit ca hidrogenul este pe departe predominant, fiind urmat de heliu (descoperit prima data in S.) si de celelalte elemente (v. tabelul 27). In 1942, a fost descoperita radioemisia Soarelui (v.), pe о gama larg& de lungimi de unda. Aceasta sufera variatii mari, in special in 377 Tabelul 27 Cele mai abundente elemente in Scare SOCIETATE Element Z Logaritmul abundentei relative (numerice) H 1 11,9 He 2 10,9 С 6 8,2 N 7 7,7 О 8 8,7 Ne 10 8,0 Mg 12 7,5 Si 14 7,4 S 16 7,0 Ar 18 6,2 Ca 20 6.3 Fe 26 7,7 Ni 28 6,4 timpul fenomenelor active solare (cind poate creste de 104 ori si chiar mai mult). Intensitatea radiatiei radio a S. se exprima printr-o temperatura echivalenta, ce scade cu X, de la 10® K, pentru X = 6 m, la 9 • 103 K, pentru X = 1 cm. In domeniul 2 — — 60 cm, S. prezinta о crestere a strAlucirii radio spre margine, provo-cata de emisia coroanei, care se suprapune peste aceea mai rece a cromosferei si a fotosferei. Radioemisia S. activ suprapusa peste cea termica a S. calm prezinta о componenta lent variabila a petelor solare, furtuni de zgomot solar pe lungimi de unda metrice si izbucniri radio (v.). Activitatea solara (v.) este carac-terizata prin centre de activitate formate in atmosfera S., care se manifesta in fotosfera prin pete solare (v.) si facule (v.), in cromosfera prin filamente (v.), protuberante (v.), evuptii solare (v.), iar in coroana prin condensari coronale, raze coronale etc. (C.P.) societate astronautica, organizatie na-tionala destinata sa asigure promo-varea cercetarilor in domeniul ex- plorarii cosmosului. Astfel de s.a. sint: Agrupacion Astronautica Es-partola, American Asironautical Society, Association Argentina de Ciencias Aerospaciales, Associazione Italiana Razzi, Association beige des ingenieurs et techniciens de Vaeronautique et de Vastronautique, British Interplanetary Society, Comisia de astronautica a Academiei R. S. Romania, Dansk Astro-nautik Forening, Deutsche Astranau-tische Gesellschaft (R.D.G.), Deutsche Astronautische Gesellschaft fUr Rake-tentechnik und Raumfahrt (R.F.G.), Grupo Portugues de Astronautica, Indian Astronautical Society, Japan Rocket Society, Jugoslovensko Astro-nauticke i Raketno Drustvo, Komis-sia po issledovaniiu i ispolzovahiiu kosmiceskogo prostranstva pri A kademii Nauk S.S.S.R., Magyar Asztronau-tikai Egyesulet, Nederlandsche Vere-nignig Voor Ruimtevaart, Osterrei-chische Gesellschaft fur Weltraumfor-schung, Polskie Towardzystwo Astro-nautiyczne, Sociedade Inter planetaria Brasileira, Societatea astronautica a R. P. Chineze, Societe franqaise d’astronautique, Svenska Interplanetar iska Sallskapet. Toate aceste socie- SOCIETATE 378 tati sint membre in Federatia international de astronauticd (v.) si participa activ la actiunile in favoarea cercetari i pasnice a spatiului. In unele tari cercetarile spatiale se intreprind in cadrul unor grupe aflate sub auspiciile academiilor de stiinte sau ale unor organisme natio-nale, care nu apartin de FIA ci de COSPAR (v.), nominalizarea lor aflindu-se in ABC World Directory sau World Space Directory. Intre publicatiile acestor s.a. se numara Die Rakete (Berlin), Bulletin of the American Interplanetary Society (New York) etc. (F.Z.) societate astronomica, organizatie nationals, in cadrul cSreia activeazS astronomi de profesie sau (si) amatori, avind drept scop dezvoltarea si ras-pindirea cunostintelor astronomice. Unele s.a. posedS observatoare sau planetarii, publics reviste si convoacS periodic adunSri generate, conferinte sau simpozioane. Printre acestea se numSrS: Royal Astronomical Society, fondatS in 1840, ce cuprinde astronomi de profesie si publics revista Monthly Notices; Astronomische Ge-sellschaft (AG), fondatS in 1863, ce cuprinde astronomi germani si strSini (care vorbesc limba germanS) si a avut rolul de a sprijini lucrSrile astronomice de colaborare nationals si internationals inaintea infiintSrii Uniunii astronomice in'ernationale (v.). Printre altele, a luat initiativa de a intocmi cataloage stelare zonale (AG) prin colaborarea a 17 observatoare (refScute ulterior, prin pro-cedee fotografice, in anii^ 1928 — 32 si apoi in anii 1957—67). In prezent are sediul la Hamburg, organizeazS adunSri stiinjifice anuale, publica rapoartele observatoarelor germane si dispune de reviste de popularizare si de observatoare populare; Societe Astronomique de France, fondatS in 1887, d& C. Flammarion, cu peste 5 000 de membri (cei mai multi din alte tSri) si un observator astronomic, ce publica un anuar astronomic si buletinul lunar l’Astronomie; Vsc-soiuznoe astronomo-gheodeziceskoe obs-cestvo (VAGO), cu peste 2000 de membri si mai multe filiale (cea mai veche fondata la Gorki in 1888), ce publica un buletin, un almanah si instructiuni practice pentru amatori. Mai multe filiale sint dotate cu observatoare si planetarii; British Astronomical Association (BAA ), fondata in 1890, cu peste 2000 de membri — astronomi amatori —, ce publica re-vistele The Journal of BAA si The Observatory (aparuta din 1877); A merican A stronomical Society (AAS), fondata in 1899, cu c. 3000 de membri — astronomi de profesie si amatori avansati — avind intruniri anuale cu sesiuni de comunicari stiintifice. Pe linga aceasta, in S.U.A. sfnt numeroase s.a. regionale, ca Astronomical Society of the Pacific (ASP ) (cu un buletin si о serie de publicatii speciale), American Association of Variable-Star s Observers, American. Meteor Society etc., unele cu caracter de specialitate accentuat. S.a. similare exista in Belgia, Elvetia, Italia, Olanda, Suedia, Polonia, Cehoslo-vacia, Danemarca, Canada, Mexic, Argentina, Chile, Africa de Sud, Australia, Noua Zeelanda, India, Japonia etc. In Romania, V. Anestin a infiintat Societatea astronomica ro-mand in 1908, iar in prezent exista Comitetul national roman de astronomic al Academiei R.S.R. (C.P.) Soiuz, serie de nave cosmice sovietice destinate efectuarii unor zboruri spatiale indelungate si a numeroase mane-vre, сегсеШп stiintifice si preg&tiri in vederea lansarii laboratoarelor orbitale cu functionare indelungata (cu echipaj e schimbate succesiv la bord). Varianta principals a unei astfel de nave este formata din: modulul orbital, cu aparatura stiin-tifica, rezervele de supravietuire si dispozitive ce asigura odihna echipajului compus din 2—3 cosmo-nauti, precum si cabina de pilotaj (modulul recuperabil),. §i modulul de serviciu, cu motoarele-rachetS cu pro- 379 SOIUZ-APOLLO pergoli lichizi si dispozitivele de orientare §i stabilizare dotate cu rachete-vernier. Pentru о masa de (T,4 — 6,8 t navele S. detin un volum lpcuibil de 9 — 9,5 m3, Cabina spatiala este izolat& din punct de vedere termic fat& de actiunea incalzirii aerodinamice si are о forma capa-bila а-i asigura о forta aerodinamic& de portanta necesara la reintrarea in atmosfer&. Este prevazuta si cu un motor-racheta cu propergol solid, care asigura aterizarea lin& pe ultima porjiune a coboririi, cu о viteza de 2 — 3 m/s. Navele S. sint prevazute cu sisteme duble (automate si manuale) de actionare a motoarelor, orientare, stabilizare, legaturi radio, jonctiune cu (sau desprindere de) nave similare sau cu laboratoare stiintifice de tip Saliut (v.). De asemenea, una din variantele recente de S. a fost dotata cu dispozitive speciale, capabile sa se integreze in cerintele zborului comun al sistemului cosmic Soiuz-Apolio (v.). Alte variante principale ale navelor S. sint: varianta de transport si leg&tura cu statiile Saliut (cu sarcina utila mAritA si cu numai о pereche de panouri solare); varianta pentru zboruri spatiale independente, capabila s& plaseze pe о orbitA circumterestra un observator solar, intr-o perioada corespunzatoare Soarelui activ. V. si astronautica. (F.Z.) Soiuz-Apollo, program spatial comun sovieto-american, initiat in 1969 si concretizat prin zborul navelor cosmice pilotate Soiuz 19 (A. Leonov si V. Kubasov) si Apollo 18 (Th. Stafford, D. K. Slayton si V. C. Brand); cele doua vehicule spatiale — Soiuz (v.) si Apollo (v.) —, cu mase de 6,5 si 17 t, lungimi de 7,5 si 10,9 m, diametre maxime de 2,3 m si, respectiv, de 4 m, au suferit unele modificari de adaptare la conditiile si cerintele acestui zbor. Ele au fost cuplate pe о orbita circumterestra la 19 iul. 1975 cu ajutorul unui adaptor universal de jonctiune (fig. 172) atasat la nava Apollo cu rol inter-mediar, avind о forma cilindrica (lungime: 2,94 m; diametru: 2,42 m) si fiind prevazut cu un comparti-ment liber, de 3,65 m3, destinat adaptarii astronautilor la trecerea dintr-o nav& in alta (de la atmosfera normala, compusS, din oxigen si azot APOLLO SOIUZ 20,16 m Fig. 172. Jonctiunea navelor Apollo si Soiuz: 1 — modul de serviciu; 2 — mo-dul de comanda; 3 — adaptor universal de jonctiune; 4 — sisteme de cuplare; 5 — modul orbital; 6 — modul de coborire; 7 — modul cu instrumente. SOJ-STITIU 380 la presiunea de 760 Torr, din nava Soiuz, la atmosfera de oxigen pur, la presiunea de 260 Torr, din nava Apollo). Sistemul cosmic S.-A., constituit prin jonctiunea celor doua nave, a evoluat in spatiu 40 h 46 min 44 s (record mondial al zborurilor cosmice internationale). In cadrul acestei evolutii, au fost efectuate in comun numeroase experience, ca trecerea astronautilor dintr-o nava intr-alta fara iesire in spatiul cosmic, simularea operatiunilor de salvare a astronautilor dintr-o nava spatiala avariata. etc. V. si astronauticd. (F.Z.) solstitiu, moment in care Soarele, in decursul misc&rii sale anuale aparente pe sfera cereasca, are de-clinatia maxima sau minima. La amiaza, Soarele are atunci cea mai mare, respectiv cea mai mica, inal-time deasupra orizontului. Decli-natia maxima este atinsa de Soare aprox. la 21 iun. (s. de vara), iar cea minima aprox. la 21 dec. fs. de iarnd), putind exista abateri de la aceste date de cel mult о zi, datorita faptului ca anul calenda-ristic diferS. de anul tropic. La s. de vara, in emisfera nordica zilele sint cele mai lungi, iar in perioada s. de iarna, zilele sint cele mai scurte. In emisfera sudica, unde si anotim-purile sint inversate, lucrurile se prezinta, invers. Cele doua puncte de pe. ecliptica in care se afia Soarele in momentul s. se numesc puncte solstitiaJe (de vara si, respectiv, de iarna). (G.S.) sonda spatiala, racheta spatial£ lan-sata pe directie verticala, avind drept scop explorarea automata a stratu-rilor superioare ale atmosferei terestre (pina la altitudini de 400 — 1000 km) in vederea stabilirii variatiei parametrilor ionosferici (densitatile electronilor si ionilor, presiunea, temperatura, umiditatea etc.), a deter-minarii intensitatii radiatiei cosmice, a cercetarii centurilor de radiatii Van Allen si a efectelor acestor radia- tii asupra unor substante diverse etc. ,Sin. racheta de sonda j. Protectia contra meteoritilor, a radiatiilor etc., a aparaturii §tiintifice amplasate in containere speciale pe s.s., se face confectionind invelisul acestor containere din materiale speciale, iar evitarea poluarii mediului de gazele motoarelor-racheta (care ar denatura rezultatele determinarilor) se reali-zeaza prin oprirea si detasarea acestora, departe de regiunea spatiala analizat£. Astfel de s.s. sint: Redstone (v.), racheta stratosferica americana, cu sarcina utila 5— 10 000 kg si atingind о altitudine de c. 400 km; WA C-Corporal, racheta geofizica americana de tip H-I, cu sarcina utila 100 — 150 kg si atingind о altitudine de c; 400 km; Aerobee, racheta geofizica americana de tip HI, cu sarcina utila 150 kg si atingind о altitudine de 400 km; V2-A, racheta sovietica destinata cercetarilor astro-fizice, geofizice etc., cu sarcina utila 1300 kg si atingind о altitudine de 512 km; VS-V, racheta stratosferica sovietica, cu sarcina utila 1300 kg, atingind о altitudine de 512 km. (F-Z.) SPA v. perturbatii ionosferice Spacelab, program spatial european ce prevede lansarea si plasarea pe о orbita circumterestr£ joasa (altitudini: 200—500 km) a unui laborator spatial, in cursul anului 1980. In acest scop, ASE are о conventie cu NASA pentru a utiliza naveta spa-tiald (v.), capabila sa transporte pe orbita acest vehicul locuit de patru astronau^i europeni, in echipe care vor fi schimbate periodic. Conform proiectelor; laboratorul S. (fig. 173) este de form& cilindrica, avind lungimea de 1.9 m si diametrul de c. 4 m; el va fi dotat cu о aparatura foarte diversificata de observatii, cercetari, radiolegaturi etc., destinata solutio-n£rii a doua mari categorii de pro-bleme: observarea Soarelui si a Pamintului in gama lungimilor de und£ in care observatiile de. pe sol 381 SPECTROHELIOGRAF Fig. 173 nu sint accesibile (domeniile radio, X etc.) si efectuarea unor cercetari biologice si tehnologice in conditii de imponderabilitate. (F.Z.) spatiu cosmic, spatiu care se intinde dincolo de limitele atmosferei te-restre. De obicei, se considers, diferite portiuni ale s.c., caracterizate prin anumite proprietati specifice, cum sint: s.c. periterestm, s.c. interplanetar, s.c. interstelar si s.c. inter galactic. (G.S.) spectrofotometru, instrument pentru masurarea distributiei energiei in spec-tru, compus dintr-un specfrograf (v.) combinat cu un fotometru (v.). Pentru ca diferitele portiuni ale spectrului studiat sa intre in acela$i cimp optic cu un spectru etalon, se introduc о serie de accesorii suplimentare. (E. T.) spectrograf, instrument utilizat pentru inregistrarea fotografica a spectrului electromagnetic al unei surse de radiatii. In astrofizicS,, este folosit pentru :studiul compozitiei, structurii starii fizice a Soarelui, planetelor, cometelor, stelelor, galaxiilor si ma-teriei interstelare. Partile componente esentiale ale unui s. (fig. 174) sint: fanta /, obiectivul colimator 2 (luneta sau oglinda), reteaua de difractie sau prisma 3, obiectivul de camera 4 si placa fotografica 5. Imaginea obiectului studiat este focalizata pe fanta s., dupS, care fasciculul ingust de lumina rezultat trece prin obiectivul colimator, ce il transforma intr-un fascicul' paralel si il indreapta catre reteaua de difractie sau catre prisma; de la aceasta lumina este tri-misa la obiectivul de camera, care focalizeaza imaginea spectrului carac-teristic sursei (stelare, planetare etc.) pe placa fotografica. (E.T.) spectroheliograf, aparat spectral pentru fotografierea Soarelui in lumina monocromatica. Imaginea acestuia se proiecteaza in fata fantei de intrare a unui spectrograf (v.); in fata retelei (sau prismei) acestuia se aseaza о a doua fanta care delimi-teaza о anumita linie spectrala, iar in spatele ei, placa fotografica. In-treaga instalatie se deplaseaza astfel SPECTROSCOP 382 ca imaginea Soarelui sa treaca (punct cu punct) prin fata fantei de intrare, iar pe placa fotografica fixa sa se imprime imaginea monocromatica a Soarelui. Primele spectroheliograme au fost realizate in acelasi timp (1891) de G. E. Halle in S.U.A. si de H.A. Deslandres in Franta in linia Ha a hidrogenului. De asemenea, se pot obtine spectroheliograme in liniile H si К ale calciului ionizat. (E.T.) spectroscop, instrument destinat exa-mincirii vizuale a spectrului unei surse de lumina (ex. Soare, stea, nebuloasH); spre deosebire de spectrograf (v.), nu contine placa fotografica, observarea spectrului facin-du-se in planul focal al ocular ului. (E.T.) spectroscopie astronomica, capitol al astrofizicii care studiaza obiectele ceresti cu ajutorul metodelor spectrale. Initiata de W. H. Wollaston in 1802, prin punerea in evidenta a liniilor intunecate din spectrul Soarelui, s-a dezvoltat ulterior prin stu-diile sistematice efectuate asupra lor de J. Fraunhofer in 18 14, care le-a stabilit о notatie (v. liniile lui Fraunhofer),si prin interpretarea calitativ& a spectrelor de emisie si de absorbtie; prima identificare spectrala a elementelor chimice din stele a fost efectuata in 1864 de William Huggins. Spectrele obiectelor ceresti prezint& o mare diversificare; astfel, unele spectre stelare sint foarte complicate, cuprinzind mii de linii, in timp ce altele sint in aparenta simple. Intru-cit fiecare element chimic prezinta \m spectru electromagnetic (atomic, ionic, molecular sau nuclear) de emisie sau de absorbtie caracteristic, spectrele diferitelor elemente obtinute experimental in diferite conditii fizice (temperaturi, presiuni, cimpuri magnetice etc.), comparate cu spectrele obiectelor ceresti, furnizeaza date importante privind atit natura si proporfia elementelor componente, cit si conditiile fizice specifice acestor 5 Fig. 174 obiecte. Astfel, spectrele stelare continue furnizeaza date asupra tempe-raturii, coeficientului de absorbtie, acceleratiei gravitatiei la suprafata stelei etc. Identificarea liniilor spectrale ale elementelor chimice cunoscut e permite stabilirea prezentei lor in obiectele ceresti, iar prin analiza fiecarei linii se obtin informatii asupra temperaturii, presiunii, concentratiei elementului respectiv, cimpului magnetic, miscarilor interne etc. Spectrele celor mai multe obiecte ceresti si aproape ale tuturor stelelor prezint& linii intense ale hidrogenului. In cazul spectrelor atomice, liniile 383 SPICULA hidrogenului sint grupate in serii spectrale, lungimea lor de unda X fiind exprimata prin formula gene-rala: unde R este constanta lui Rydberg (egala cu 109 737 cm-1), cu m si n fiind notate nivelele energetice intre care au loc tranzitiile; acestea sint: m = 1 pentru seria Lyman (in domeniul ultraviolet), m = 2 pentru seria В aimer (in domeniul vizibil), m = — 3, 4, 5 si 6 pentru: servile Paschen, Brackett,. Pfund si Humphry (in domeniul infrarosu), iar n = m -f-4- 1, m 2, m -f 3 ... Liniile spectrale ale altor atomi pot forma, de asemenea, serii spectrale, dar mult mai complicate. In timp ce spectrele de linii sint in general spectre ale atomilor sau ionilor afla^i in diferite conditii de excitare, spectrele de band& sint spectre moleculare, iar spectrele continue corespund unor st&ri libere ale electronilor in cimpurile nucleelor pozitive. Pe linga liniile spectrale (de emisie sau de absorbtie), spectrele atomice si moleculare prezinta un fond continuu datorita tran-zitiilor electronilor intre st&ri legate si libere sau intre st&ri libere. Tranzitiile de la nivele (stari) energetice superioare c&tre nivele (st&ri) energetice inferioare corespund liniilor de emisie (stralucitoare), iar cele in sens invers corespund liniilor de absorbtie (intunecate). Aceste tran-zitii au loc in anumite conditii dependente de caracteristicile st&rii (atomice, ionice, moleculare ale) elementelor respective si de parametrii fizici ai mediului respectiv. Prin stu-dierea spectrelor diferitelor obiecte ceresti (stele, planete, nebuloase, quasari etc.), s-au identificat, pe linga hidrogen, diferite elemente ca: heliu, sodiu, calciu, fier etc., au fost stabilite valorile cimpurilor magnetice (v. eject Zeeman) , vitezele de recesie ale obiectelor ceresti (v. deplasare spre rosu), clasificarea spectrala (v.) a stelelor, abundentele cosmice ale elementelor etc. (E. T. ) spectru, prezentare vizuala, inregistrare fotografica sau fotoelectrica sau reprezentare grafica a distributiei, dupa frecventa sau lungime de unda, energie, moment, mas& sau alt para-metru, a unui anumit tip de radiatie (electromagnetica sau corpusculara), emis& de un obiect ceresc. Astfel, exista s. optice, s. radio, 5. de raze X, s. de raze у sau 5. de energie (al unei radiatii corpusculare: ex. electroni, protoni, neutroni, ioni). In functie de sursa, exista 5. atomice, s. ionice, s. moleculare si s. nucleare, care, dupa natura radiatiilor componente, pot fi de emisie sau de absorbtie, iar in functie de aspect, continue, de linii sau de bandd. V. si spectroscopie astronomica. (E.T.) spectru fulger, spectrul cromosferei observat citeva secunde la inceputul sau sfirsitul eclipselor totale de Soare (v.), cind intr-un aparat spectral se inregistreaz& inversiunea liniilor spectrale, liniile lui Fraunhofer (v.) trecind in linii luminoase (de emisie). Din aceasta cauza, cromosfera (v.) era definita inainte si ca strat inver-sant. (E.T.) Spica, cea mai stralucitoare stea — a — din constelatia Virgo, situata la c. 220 a.i. de Soare. Are magnitudinea aparenta 0,97 si apartine clasei spectrale Bl. Are luminozitatea de c. 1070 de ori mai mare decit a Soarelui, temperatura ei superficial fiind de c. 20 000 К. V. si stralucire. (G.S.) spicula, fiecare dintre formatiunile str&lucitoare, in continua schimbare, ce prezinta, in ansamblu, un aspect de perie, caracteristic bazei cromosferei (v.) solare (la altitudini de c. 5000 km). Au fost observate prima data de P. A. Secchi in timpul eclipsei totale de Soare din 1877, iar denumirea lor ii este atribuita lui W. O. Roberts (1945). Morfologia s. se poate observa si in absenta eclipselor, SPITZER 384 prin intermediul unui filtru mono-cromatic centrat pe una din liniile spectrale Ha, H sau К (v. liniile lui Fraunhofer). Ele constau din jeturi de gaze relativ reci si dense, cu dia-metre de ordinul a 600 km, iar alti-tudinea maxima pe care о ating, ridi-cindu-se in lungul liniilor cimpului magnetic solar cu viteze de 20—25 km/s, este uneori de 10 000 — 12 000 km. Viata medie a celor ascendente este de 2 — 3 min, iar a celor care prezinta miscari descendente este de c. 16 min. Se crede ca ele se datoresc unor instabilitati convective ale plas-mei cromosferice in prezenta cimpului magnetic solar, dar о teorie complete, a lor nu a fost inca elaborate. (E.T.) Spitzer, Lyman Jr. (n. 19H), astro-fizician american, prof. la Univ. din Princeton. Contributii la studiul ma-teriei interstelare, al atmosferelor stelare si al fuziunii controlate. A intreprins cercetari spatiale cu ajutorul satelitilor artificiali (E.T.) Sputnik, prima serie de sateliti artificiali (v.) ai Pamintului, lansati de U.R.S.S., care a inceput (4 oct. 1957) cu primul satelit artificial (S. 1Л Lansat de la cosmodromul Baikonur, acesta era constituit dintr-o sferS, etansa, cu diametrul de 0,58 m si masa de 83,6 kg, prevazuta cu un radioemifator (pe frecventele de c. 20 si c. 40 MHz) cu patru antene telescopice si a servit la verificarea unor teorii si calcule privind propaga-rea radioundelor in ionosfera, para-metrii atmosferei terestre, regimul termic al satelitilor etc. S. 2, lansat la 3 nov. 1957, a fost primul satelit biologic care a transportat pe orbits aparate stiintifice si un animal de experienta (ciinele Laika) si, pina la 14 apr. 1958 (cind a intrat in zonele dense ale atmosferei), afurnizat primele informatii despre . comporta-mentul organismului animal in condi-tiile zborului spatial. S. 3, lansat la 15 mai 1958, este considerat primul laborator spatial automat, continind 12 tipuri de aparate stiintifice, un sistem telemetric multicanal cu me-morie, un radioemitator Maiak, un calculator de program, un sistem de termoreglare etc.; lung de 3,57 m si cu masa de 1327 kg, S. 3 a permis cercetarea unei zone exterioare a centurilor de radiatii Van Allen. (F.Z.) SSC v. furtuna geomagnetica stabilizarea vehiculului spatial, men-tinerea unei anumite atitudini a vehiculului spatial, in acele faze ale zborului cosmic in care actioneaza asupra sa acceleraiii importante; este necesare in procesul de modificare a miscarii centrului de masa al vehiculului, facind posibila mentinerea unei directii prestabilite a fortei de tractiune dezvoltate de motoarele-racheta. sau a fortei aerodinamice. Actionind in prezenta unor forte si momente perturbatoare importante (gravita-tionale, magnetice etc.), sistemele de stabilizare sint prevazute cu actioncLri mai puternice decit cele folosite cu-rent in sistemele de orientare. V. si orientarea vehiculului spatial. (F.Z.) Stafford, Thomas Fallen (n. 1930), astronaut american. A scris lucrari de aerodinamica si mecanica zborurilor spatiale. Copilot pe Gemini 6 (15—16 dec. 1965, impreunS, cu W. Schirra) si comandant pe Gemini 9 (3 — 6 iun. 1966, impreuna cu E. Cernan), comandant pe Apollo 10 (18 — 26 mai 1969, impreuna cu J. Young si E. Cernan); a evoluat (prima оага) pe о orbita circum-lunara, timp de peste 61 h. Comandant al echipajului american din programul Soiuz- Apollo (19-24 iul. 1975). (F.Z.) statistica stelara, capitol al astrono-miei stelare care studiaz& distributia spatiala a stelelor cu caracteristici fizice asemanatoare, cu ajutorul meto-delor statisticii matematice, precum si diversele relatii statistice dintre 385 parametrii stelari. Prim ele lucrari de s.s. au fost efectuate de W. Herschel la sfirsitul sec. 18, care a desco-perit cresterea numarului stelelor pe m&sura apropierii de planul galactic si a explicat turtirea Galaxiei. Bazele s.s. au fost puse de Seeliger si K. Schwarzschild, care au dedus ecua-tiile ce descriu reparti-fia spatiala a stelelor. Una dintre problemele importante ale s.s. este determinarea densitatii stelare intr-o anumita directie. Alte probleme sint: determinarea funcjiei diferentiale a repartijiei stelelor dupa magnitudinea aparenta, a funcfiei integrale care da numarul stelelor mai stralucitoare decit о magnitudine data, ca si a functiei de repartitie a stelelor dupa magnitudinile absolute. Tot cu ajutorul metodelor s.s., a putut fi cunoscut numarul stelelor vizibile in functie de magnitudinea aparenta (v. tabelul 28). (G.S.) statoreactor, motor cu reactie fara organe in miscare, constind in esen^a dintr-un tub de secjiune variabilS deschis la ambele capete, paralel cu directia de zbor (fig. 175). Secjiunile transversale ale tubului sint astfel organizate incit pe prima porfiune (amonte) aerul este comprimat. Ur- STAJIE meaza camera de ardere ?i, in sfirsit, partea finals, a tubului, in care are loc detenta. S. poate intra in functiune numai dupa ce a fost adus la о anumita vitezS de deplasare cu un alt mijloc de zbor (ex. motoare-racheta). Este un aeroreactor ce poate functiona la viteze supersonice (numere Mach cuprinse intre 2 si 4) sau hipersonice (numere Mach peste 5), dupS cum este organizata arderea, in curent super-sau hipersonic. Este destinat rache-telor autoghidate, avioanelor aero-cosmice etc. (F.Z.) statie v. planeta statie spatiala, vehicul spatial cu sau fara echipaj, destinat fie efec-tuSrii unor observatii, masuratori si experience complexe, fie prelucrarii lor parjiale si transmiterii datelor obCinute catre statiile terestre, fie unor lans&ri spre Luna sau spre alte planete. Sin. statie cosmica. Poate evolua in conditii de telecomanda si de automatizare completa a tuturor activitaCilor, potrivit unui program prestabilit (s.s. automata), sau prin combinarea acestora cu comenzile echipajului (nava spatiala). De asemenea, poate servi la efectuarea unui program complex de cercetari spa- Tdbelul 28 Magnitudine Nr. de stele Magnitudine Nr. de stele aparenta aparentS 1 13 12 2,3 • 106 2 40 13 5,7 • 106 3 100 14 14,0 • 106 4 500 15 32,0 • 106 5 1600 16 71,0 • Ю6 6 4 800 17 150,0 vl0e 7 15 000 18 300,0 • 106 8 42 000 19 550,0 • 106 9 125 000 20 1,0 • 10® 10 350 000 21 2,0 • 10® 11 900 000 STAJIE Tabelul 29 Principalele lansari de statii lunare 386 Statia lunara Data Tara Realizarea (in premiera) lansarii 1 2 3 4 Luna i 2. 1.1959 U.R.S.S. A trecut la 7500 km de Lun&. Pioneer 4 3. 3.1959 S.U.A. A trecut la 60 000 km de Luna. Luna 2 12. 9.1959 U.R.S.S. A atins Luna. Luna 3 4.10.1959 U.R.S.S. A efectuat ид zbor circum- lunar si a fotografiat fata invi- vizibila (de pe Pamint) a Lunii. Ranger 3 26. 1.1962 S.U.A. A trecut la 36 000 km de Luna. Luna 4 2. 4.1963 U.R.S.S. A trecut la 8500 km de Luna. Ranger 7 28. 7.1964 S.U.A. A transmis 4308 fotografii ale Lunii. Ranger 8 17. 2.1965 S.U.A. A transmis 7137 fotografii ale Lunii. Ranger 9 21. 3.1965 S.U.A. A transmis 5814 fotografii ale Lunii. Luna 9 31. 1.1966 U.R.S.S. A coborit lin pe Luna si a fotografiat suprafata acesteia. Luna 10 31. 3.1966 U.R.S.S. A devenit satelit artificial al Lunii (3.4.1966) si a efectuat о о serie de m&sur&tori stiintifice. Surveyor 1 30. 5.1966 S.U.A. A coborit lin pe luna si a foto¬ grafiat suprafata acesteia. Lunar Orbiterl 10. 8.1966 S.U.A. A devenit satelit artificial al Lunii si a fotografiat suprafata acesteia. Surveyor 3 17. 4.1967 S.U.A. A coborit pe Luna; a luat fotografii si a masurat rigiditatea scoartei lunare. Lunar Orbiter 4 4. 5.1967 S.U.A. A devenit satelit polar al Lunii. Surveyor 6 7. 11.1967 S.U.A. A coborit pe Luna, a efectuat analiza chimica a solului si pri¬ mul ,,salt“ cu ajutorul motorului- racheta. 387 STATIE Tabehtl 29 (continuare) 1 2 3 4 Surveyor 7 7. 1.1968 S.U.A. A coborit pe Luna si a efectuat о serie de cercetari stiintifice. Luna 14 7. 4.1968 U.R.S.S. A devenit satelit artificial al Lunii si a efectuat cercetari stiin¬ tifice. Zond 5 15. 9.1968 U.R.S.S. A efectuat un zbor circumlunar revenind ulterior pe Pamint (ame- rizare). Zond 7 8. 8.1969 U.R.S.S. A efectuat un zbor circumlu¬ nar revenind ulterior pe Pa¬ mint (aterizare). Luna 16 12. 9.1970 U.R.S.S. A coborit pe Luna, a preluat mostre lunare si a revenit pe P&mint. Luna 17 12.11.1970 U.R.S.S. Depunerea lunamobilului Lu- nohod 1 pe Luna. Luna 21 8. 1.1973 U.R.S.S. Depunerea lunamobilului Luno- hod 2 pe Luna. Luna 22 29. 5.1974 U.R.S.S. Fotografii panoramice ale Lunii. Tabelul 30 Principalele lansari de statii interplanetare Statia inter¬ Data Jara Destinatie; realizari planetara lansarii 1 2 3 4 Luna 1 2. 1.1959 U.R.S.S. Statie lunara devenita pri¬ mul planetoid artificial; orbita (14,6/19,7 • 107 km) parcursa in c. 450 d. Pioneer 5 11. 3.1959 S.U.A. Prima statie lansata spre Ve¬ nus; a efectuat cercetarea cim- purilor magnetice, radiatiilor cos¬ mice etc. in spatiul interplanetar. STATIE 388 Tabelul 20 (continuare) 1 2 3 4 Venus 1 12. 2.1961 U.R.S.S. A survolat (19 ---20.5.61) lac. 100 000 km planeta Venus (la 27.2.61, sistemul de emisie s-a defectat). Mariner 2 27. 8.1962 S.U.A. A survolat (14.12.62) la 34 840 km planeta Venus; a efec¬ tuat masurS,tori asupra atmosfe¬ rei, cimpurilor magnetice, radia¬ tiilor. Marte 1 1.11.1962 U.R.S.S. Prima statie lansata spre Marte, pe care a survolat-o (iun. 63) la 190 000 km (la 21.3.63 s-a intrerupt legatura radio). Mariner 4 28.11.1964 S.U.A. A transmis primele fotografii ale suprafetei martiene luate (14-15.7.65) de la 9850 km (c. 1% din suprafata planetei); date despre spatiul interplane¬ tar. Venus 2 12.11.1965 U.R.S.S. A survolat planeta Venus , (27.2.66) la 24 000 km (farS, contact radio). Venus 3 16.11.1965 U.R.S.S. Prima coborire (1.3.66) pe Venus a unui mic container ter- moprotejat. Venus 4 12. 6.1967 U.R.S.S. Primul „laborator" de cerce- tare (18.10.67; durata: 93 min) a atmosferei venusiene in tim¬ pul coboririi line pe planeta. Mariner 5 14. 6.1967 S.U.A. Cercetari asupra spatiului pe- rivenusian si planetei, survolata la 19.10.67; a confirmat valoarea scazutS, a cimpului magnetic. Pioneer 8 13.12.1967 S.U.A. Studierea cimpurilor magneti¬ ce interplanetare, a radiatiilor, a micrometeoritilor etc. Pioneer 9 8.11.1968 S.U.A. Informatii privind activitatea solara si cimpurile magnetice interplanetare. 389 STAJIE Tdbelul 30 (continuare) 1 2 3 4 Venus 5 5. 1.1969 U.R.S.S. Au traversat lin (16---17.5.69), Venus 6 10.11.1969 timp de 50 min, atmosfera venu- siana si au transmis date despre aceasta. Mariner 6 25. 2.1969 S.U.A. Au transmis fotografii (31.07 Mariner 7 27. 3.1969 si 05.08.69) ale suprafe^ei mar- tiene (c. 10%), de la distante mici (3 ---5000 km), cu ajutorul carora s-au descoperit cele trei forme de relief ale planetei; au luat primele fotografii ale po- lului sud al planetei si ale sate- litului Phobos si au efectuat m&sur2,tori asupra parametrilor atmosferici. Venus 7 17. 8.1970 U.R.S.S. A coborit lin pe Venus (15.12. 70) si a transmis (23 min) date de la solul planetei (tempera¬ tura: 475°C; presiune: 90 at). Martfc 2 19. 5.1971 U.R.S.S. Au devenit (27.11.71 si 2.12.71) Marte 3 28. 5.1971 sateliti artificiali si au depus cite о capsula termoprotejata pe planeta; au descoperit о „regiune fierbinte" a lui Marte si variatia temperaturii (intre---93 si-J- 13°C) si a concentrafiei de apa si hidro¬ gen in atmosfera acestuia. Mariner 9 22. 5.1971 S.U.A. A devenit (13.11.71) satelit artificial al lui Marte si. a trans¬ mis c. 7300 fotografii ale supra- fe^ei planetei (intre ±65° lati- tudine). Venus 8 22. 3.1972 U.R.S.S. A transmis (22.8.72, timp de 50 min) numeroase date privind atmosfera lui Venus, care au permis trasarea primei h&rti a vinturilor pe Venus. 1. 3.1972 S.U.A. Asurvolat (3.12.73) la 130000 km planeta J upiter, transmitind primele fotografii color si alb- negru, precum si alte date din apropierea planetei, obtinind pri¬ mele informa^ii privind prezenta Pioneer 10 heliului; in 1979 va survola pla¬ i neta Uranus. STATIE 390 Tabelul 30 (continuare) 1 2 3 4 Pioneer 1i 6. 4.1973 S.U.A. A survolat (3.12.74) la 45000km planeta Jupiter, transmijind c. 500 fotografii color si alb-negru, printre care primele ale polului sud si ale satelitului Ganymede; in 1979 va survola planeta Saturn. Marte 5 25. 7.1973 U.R.S.S. A devenit (12.2.74) satelit martian si a transmis fotografii color si alb-negru ale planetei de la altitudinea de 1800 --- 2500 km; folosit ca „releu cosmic" pentru transmiterea datelor luate de Marte 6. Marte 6 5. 8.1973 U.R.S.S. A asigurat (3.74) coborirea lini pe Marte a unui modul de explo- rare. Mariner 10 3.11.1973 S.U.A. A transmis (5.2.74) c. 3400 fotografii de la 5700 km de suprafata planetei Venus; prima utilizare operational^, a reactiei gravitationale pentru indreptarea statiei catre Mercur. A survolat (29.3.74, la 670 km altitudine) aceast& planeta (Mercur) si a transmis primele fotografii ale suprafetei sale si date privind atmosfera si polul sud al planetei. Helios 1 10.12.1974 R.F.G. A efectuat prima apropiere de Soare (la 46 mil. km) si a stabilit viteza vintului solar (800 km/s). Venus 9 8. 6.1975 U.R.S.S. Au devenit (10.75) primii doi Venus 10 14. 6.1975 sateliti artificiali ai lui Venus si au transmis primele fotografii de la sol ale planetei; modulele de explorare au coborit la о depar- tare de 2200 km. Viking 1 20. 8.1975 S.U.A. Primele misiuni destinate de¬ Viking 2 9. 9.1975 tectin'i formelor de viati pe planeta Marte. Viking 1 a aterizat la 20.7.76, iar Viking 2 la 4,9.76. Prin modulele lor orbitale, sta- tiile au transmis date si fotografii privind atmosfera, relieful $i con- ditiile fizice, chimice si biologice de la suprafata planetei. Helios 2 16. 1.1976 R.F.G. Cercetiri asupra Soarelui (de la c. 6 mil. km) si spatiului inter¬ planetar. 391 STEA Bujie Difuzor Ajutaj Fig. 175. Statoreactoare (scheme) tiale (v. laborator spatial) sau de observatii astronomice sau geofizice (v. laborator spatial). Pina in prezent, s.s. automate au explorat spatiile: periterestru, circumlunar si inter-planetar, fiind denumite sateliti arti-f-iciali (v.), statii lunare (v. tabelul 29) (ex. Luna, Surveyor, Lunar Orbiter, Lunohod, Zond) si statii inter planetar e (v. tabelul 30) (ex. Marte, Mariner, Pioneer, Venus, Viking). (F.Z.) stea, corp ceresc gazos, sferic sau aproape sferic, cu о temperatura inalta si cu lumina proprie. Soarele este о s. mijlocie, avind raza 7?o = s 6,9 • 108 m, masa Mq ^ 2 • 1030 kg si luminozitatea Lq — 4 • 1026 J/s (in functie de care se exprima, prin con-ventie, parametrii celorlalte stele). Numeroase s. se pot observa atit in Galaxie, cit si in alte galaxii, aflate la departari nu prea mari (pin& la 16 • 106 pc). Din cauza dep&rtarii lor (cea mai apropiata stea, Proxima Centauri, aflindu-se la 1/31 pc), ele apar punctiforme. Prin procedee inter-ferometrice, ca si din ocultatia s. de catre Luna, s-au determinat unele diametre unghiulare ale lor; acestea sint cuprinse intre 0",056 (o Cet) si 0",00072 (e Ori) (cea mai mica valoare la care pot ajunge metodele interferometrice actuale}; pentru determinarea diametrelor lrniare este necesarS. cunoasterea distantelor stelare (v.). Diametrele liniare se pot determina si la s. duble cu eclipsa care sint si spectroscopice. Razele s. (obi§nuite) smt cuprinse intre c. 1/100 Rq si c. 1000 Rq; aceste limite sint depasite de s. neutronice, cu raze de ordinul a 10 km, si de unele supragigante, cu raze de citeva mii de Rq. Luminozitatile L ale lor se pot exprima in functie de Lq, sau prin magnitudinea (v.) lor absoluta bolometrica; cele mai luminoase s. au L de aproape 106 Lq, iar cele mai slabe, de aproape 10~6 Lq. Tempera-turile efective sint cuprinse intre 2500 si 50 000 K, desi exista s. infrarosii cu temperaturi mai mici si altele (ex. nuclee de nebuloase planetare) cu temperaturi care pot ajunge la 500 000 K. Dupa temperaturi si spectre, s. se clasifica intr-o secvent& spectrala (v. clasijicare spec-trala), culoarea lor treeind de la albastru spre rosn in lungul acestei secvente. Masele stelare pot fi deduse in cazul s. duble de paralaxa (v.) cunoscuta si sint cuprinse intre citeva sutimi din Mq si citeva zeci de Mq. Tot din parametrii de stare ai s. fac parte cei privind rotatiile (vitezele de rotatie la ecuator ajungind pincl la c. 500 km/s) si cimpurile lor magnetice (care, la suprafata unora dintre ele, pot ajunge pina la citeva mil. de am-peri pe metru). Compozitia chimica a marii majoritati a s. este de c. 70% hidrogen, c. 25% heliu si citeva pro-cente de elemente mai grele, proportia acestora din urma. diferind dupa populatiile stelare (v.)_ Exista insa si STEA 392 anumite s., mai ales dintre cele foarte fierbinti sau foarte reci, cu о compo-zitie chimica exceptionala. Nu toate combinatiile intre valorile maselor, luminozitatilor si temperaturilor efec-tive (deduse din spectrele s.) sint posibile, in realitate, acestea trebuind sa satisfaca anumite relajii, cum sint: relatia masd-luminozitate (v.); relatia masd-razd (v.) si relatia spectru-lumi-nozitate (v.); aceste relafii pot fi explicate prin teoriile privind struc-tura interna a s. Aceste teorii au fost elaborate pe baza ecua^iilor echilibrului hidrostatic (v.), a conser-vSrii masei, a emisiei de energie, a transportului energiei (prin radiatie, convectie, conductie), a legilor fizicii, pornind de la ecuatiile de stare ale materiei gazoase, a opacitatii mate-riei stelare si a legilor producerii energiei stelare (v.) (prin reactii termo-nucleare, contracfie gravitational -etc.). S. nor male sint cele din secventa principala (v. diagrama H-R), situa-tie in care s. ramin cel mai mult timp. Dintre acestea, 5. timpurii din secventa principala prezinta un nucleu convectiv,' in care hidrogenul se transforma in heliu prin ciclul C—N, $i о patura externa radiativa, opaci-tatea lor fiind produsa in special prin imprastierea electronilor; s. ca Soarele, sau mai putin strSlucitoare, au un nucleu radiativ in care hidrogenul se transforma in heliu prin lantul p-p si о patura externa convectiva, iar opacitatea lor este data in special prin legea lui H. A. Kramers. Struc-tura s. subgigante, gigante (v.) si supragigante se complied, mult, in nucleu si in diferite paturi ale s. putindu-se produce diferite reactii termonucleare. Piticele albe (v.) lumi-neaza prin racire treptata; ca §i s. neutronice sau gaurile negre, ele sint stadii finale ale evolutiei s. S. in formare se numesc protostele. In afarS. de caracteristicile fizice si chimice ale s., astronomia studiaza si repartifia lor spatiala in Galaxie, ca ?i caracteristicile lor cinematice (miscdri proprii (v.), viteze radiale), care sint in parte corelate cu cele- lalte caracteristici. De parametrii fizici considerati statistic, de miscarile s. si de structura si dinamica sistemelor stelare, in particular a Galaxiei, se ocupa astronomia stelara. S. observate sint uneori duble (c. 40% din stelele mai apropiate) sau formeaza sisteme multiple, aso-ciatii sau roiuri de s. Numeroase s. au strdlucire (v.) ce variaza periodic sau neregulat. Unele s. sint inca invaluite de nebulozit&Jile din care s-au constituit sau carora le-au dat nastere (nebuloase planetare), iar in cursul evolutiei ele pierd gaze prin vint stelar (v.), explozii sau transfer de masa (intre componentele unor s. duble strinse). intre s. si mediul interstelar exista о permanenta inter-dependenta. (C.P.) stea cazatoare, denumire improprie data unui mic meteorit care, pa-trunzind in atmosfera terestra, se aprinde lasind in c&dere о urma luminoasa (v. meteor), care da im-presia c^derii unei stele. (E.T.) stea dubl&, grup de doua stele care apar foarte apropiate pe bolta ce-reasca fie printr-un efect de per-spectiva (s.d. optica )t fie din cauza ca sint legate fizic intre ele, prin for^e gravitationale (s.d.fizicd ). Sin. binara. In afar& de s.d. fizice, exists, stele multiple, cu mai mult de douS, com-ponente legate fizic intre ele. In functie de mijloacele cu care se observa, s.d. fizice se impart in trei mari categorii: vizuale sau fotograf ice, spec-troscopice ?i fotometrice sau cu eclipsd; exists, de asemenea, о a patra cate-gorie, mai restrinsa, in care a doua componenta nu este observata direct, dar prezenta ei este dedusa prin ma-suratori astrometrice asupra primei stele (s.d. cu sateliti invizibili sau astrometrice). О alta metoda de clasificare a lor se bazeaza pe pozitia componentelor in diagrama H-R (v.). W. Herschel a descoperit (1802) primele s.d. vizuale, iar E. C. Pickering (1889) si H. K. Vogel, primele s.d. spectroscopice; s.d. cu eclipsa 393 STEA Algol, era cunoscuta inca de arabi, insa abia in 1889, prin interpretarea spectrelor lor, Vogel a dovedit ca stelele cu eclipsa sint s.d. Dintre stelele situate la о distanta fata de Soare mai mica de 5 pc, 40% sint componente de s.d. sau multiple; in general, se poate aprecia ca jum3,tate din numarul stelelor sint componente de s.d. Prin studiul s.d. fizice se pot determina masele stelelor si alti parametri, ca diametre (in cazul s.d. cu eclipsa), densit&fi, temperaturi efective etc., astfel ca studiul acestor stele constituie о sursa foarte impor-tanta de informatii astrofizice. In cazul s.d. vizuale (v. fig. 176), cu ajutorul lunetejpr si telescoapelor se determina pozijia relativA (distanta unghiulara dintre ele si unghiul de pozitie) a stelei slabe fajA de steaua principala (cu ajutorul micrometrului, sau prin inregistrare pe placi fotogra-fice); pentru s.d. cu componente foarte apropiate se foloseSc si inter-ferometre. Cu cit s.d. sint mai putin stralucitoare ?i, in medie, mai inde-partate, distanta unghiulara A" dintre componente este mai mica; astfel, pentru a putea fi sisteme fizice, trebuie sa fie satisf&cuta, dupa R. G. Aitken, relatia empiric^: log A" < 2,8 - 0,2 w (m fiind magnitudinea aparenta). S.d. fizice ce indeplinesc aceasta relate au fost catalogate prima oara in 1932 de Aitken in lucrarea sa New General 1395 Fig. 176. Orbita aparenta a stelei duble vizuale £ Her, cu perioada de 35 de ani (P - periastru, A-apoastru). Catalogue of Double Stars (cu 17 180 de sisteme). Actualmente sint catalogate c. 65 000 de. s.d. (printre ele figurind ?i s.d. optice). Elementele orbitelor acestora — de formS. elip-ticA — au fost determinate numai pentru c. 600 de sisteme, prin stu-dierea elipsei aparente (descrise pe sfera cereascA). In unele cazuri speciale (ex. Sirius), se pot determina orbitele celor doua componente faj:& de centrul de masa al sistemului; ulterior, cunoscind paralaxa ?i perioada de revolutie a unei componente in jurul celeilalte, se pot deduce si masele componentelor cu ajutorul celei de-a treia legi a lui Kepler. Fiind determinate, numai orbita relative, (de semiax& mare a) a unei stele in jurul celeilalte §i perioada de revolutie P, se poate afia numai suma maselor lor, cu ajutorul relatiei: a% G = ----------- (M1 -f Mo), unde G este P2 4tz2 constanta gravitajiei, iar Mx si M2 sint masele celor doua componente. Pentru determinarea lui a (in UA) este necesarS, cunoasterea semiaxei aparente a" si a paralaxei tz". Incli-narea i a planului orbitei fat& de planul tangent la sfera cereasca se poate determina numai in valoare absolute. Cea mai scurta perioadA obseryata este de 2,68 ani, la s.d. ADS 12 096, distanta dintre compo-nentele ei fiind de 2,3 UA; cea niai lunga perioada observatA о are steaua a2 UMa, de 10 850 ani, componentele aflindu-se la 480 UA. S.d. fizice pot apartine oricarei clase spectrale (in special de la A la G), iar unele componente sint pitice albe (ex. Sirius, Procyon); populatia de tip II pare saraca in astfel de s.d. S.d. spectra-scopice sint stele atit de apropiate, incit optic nu pot fi distinse (o ex-ceptie fiind Capella, stea dubla spec-troscopicH si interferometricS). La unele dintre acestea pot fi observate ambele spectre si, in functie de vitezele lor radiale (stabilite prin efect Doppler), se pot deduce valorile: ax sin i, a2 sin i, si Мг sin3 i» 394 M2 sin3 i, аг si a2 fiind semiaxele mari aleorbitelor lor, M1siM2 masele lor, iar г unghiul dintre planul de miscare si planul tangent la sfera ce-reascci (dus intr-una din componente sau in centrul de masa). Daca dife-renta de stralucire dintre componente este mai mare de lm, in spectru nu se pot observa decit liniile unei singure componente, iar atunci nu se poate deduce decit functia de masa: ДМ) = Mj sin3 i (M1 + Л/2)2 Din cele c. 2700 de s.d. spectroscopice observate, numai la c. 500 au putut fi determinate orbitele. Majoritatea s.d. spectroscopice sint de fipurile B-F; cele mai multe au perioade mai mici de 5 ani, cuprinse in special in intervalul 2 — 50 d. Cea mai scurta perioada observata este de 80 min la nova recurenta WZ Sag (s.d. spectroscopica si cu eclipsa). Stelele de tipuri spectrale tirzii, G-M, apar in sisteme cu perioade mai lungi. La unele s.d. spectroscopice se observa si linii care nu iau parte la miscarea orbitala; acestea sint liniile gazului interstelar (de ex., ale cal-ciului ionizat), care a fost astfel descoperit. La s.d. cu eclips& are loc eclipsarea componentelor, ceea ce duce la variatia stralucirii sistemului; prin studiul curbei lor de lumina (fig. 177), se pot deduce elementele sistemului si stabili clasa din care fac parte (v. stea variabila). La s.d. cu eclipsa se pot determina razele lor in functie de axa mare a orbitei, lumi-nozitatile in functie de luminozitatea totala a sistemului, intunecarea spre margine a discurilor si elipsoidalita-tea componentelor. Cind s.d. cu eclipsa este si s.d. spectroscopica, ambele componente prezentind un spectru vizibil, se pot determina masele si razele lor, precum si semi-axa mare a orbitei. Dupa cum com-ponentele s.d. jotometrice (sau cu eclipsa) nu ajung la suprafata echi-potentiala ce trece prin punctul Lagrange interior, numai una din Fig. 177. Curba de lumina a unei stele duble cu eclipsa si aspectul sistemului (observat de pe Pamint) componente umple lobul Roche sau ambele componente umplu cei doi lobi Roche, acestea sint clasificate (Z. Kapal, 1955) in detasate, semi-detasaie si in contact (v. limiia Roche). Suprafata echi potentials, se calcu-leaza presupunind masele componentelor concentrate in centrele lor si tinind seama de perioada de revo-lutie a sistemului. Importanta s.d. constS in primul rind in aceea ca, din elementele orbitelor lor, se pot calcula masele stelelor (componente) si se poate ulterior stabili relatia masa-luminozitate (v.). La s.d. spectroscopice strinse intervin uneori cu-renti de materie intre cele doua componente, care pot sa falsifice rezultatele calculului vitezelor ra-diale orbitale si ale determinarilor de masa (bazate pe acesta). La unele s.d. spectroscopice si cu eclipsa, se pot determina vitezele de rotatie ale stelelor eclipsate, prin observarea spectrelor marginii discurilor stelare la inceputul si la sfirsitul eclipsei; in acelasi timp, sub rezerva ca nu intervin modificari ale curbei vitezelor radiale orbitale din cauza pier-derilor de materie (care due uneori la nepotriviri fata de rezultatele fotometrice), se pot determina razele si masele componentelor si se poate stabili relatia masa-raza (v.). Din miscarea liniei apsidelor a s.d. strinse cu eclips&, avind ea rezultat 395 STEA modificareaintervalului de timp dintre eclipsa principala si cea secundara, se poate determina concentrarea masei stelare spre centru ; aceasta da posi-bilitatea verificarii modelelor de interior stelar (v.). De asemenea, 's.d. cu eclips& pot da informatii asupra intunecarii spre margine a discurilor stelare. Uneori, la inceputul eclipsei sau la sfirsitul ei, una dintre stele este observata prin atmosfera celeilalte (ex. £ Aur), ceea ce permite studierea acestei atmosfere. Inves-tigarea s.d. prezinta un interes deo-sebit in problema evolutiei stelelor cu transfer de materie si, eventual, a celor cu pierderi de materie. Compo-nentele unor s.d. spectroscopice sau cu eclipsa sint stele in stadii finale de evolutie, stele neutronice sau gauri negre (care sint si surse de raze X). Existenta acestora in astfel de sisteme (binare) permite obtinerea de date privind masele, razele etc. ale acestor obiecte ceresti. S.d. as-trometrice prezinta sateliti invizibili de mascl midi, care perturbs misca-rile stelelor principale pe sfera ce-reasca, dindu-le un aspect sinusoidal (determinat prin masuratori astro-metrice precise). Uneori, satelitul unei s.d. (ex. 61 Cyg) are, la rindul lui, un alt satelit mic care ii perturba miscarea orbitala (keplerian&). Astfel, steaua lui Barnard poseda probabil un satelit invizibil avind о orbita de mare excentricitate, cu masa de c. 1,8 ori mai mare ca masa lui Jupiter (desi forma sinusoidala a miscarii ei ar putea fi explicata prin influenta a doi sateliti cu orbite circulare). Acesti sateliti ar putea constitui planete componente ale unor sisteme planetare asem&n3,toare sistemului solar. Determin&rile maselor stelare prin studierea s.d. indica о distributee con-tinua de mase, de la c. 60 mase solare pin& la mase mici, de ordinul maselor planetare, ce sugereaza un proces de formare asemanator celui al planetelor. Originea diferitelor clase de s.d. ridica probleme cosmogonice inca nerezolvate; exists patru ipo-teze (teorii)1 asupra acesteia, si, tot- odata, indicii ca ea nu poato fi expli-cata printг-un proces unic. Teoria captarii sustine ca satelitii s.d. au fost captati, ceea ce necesita о in-tilnire triple de stele — eveniment putin probabil si care nu poate explica frecventa mare a s.d. Teoria fisiunii unei stele in rotatie rapida nu poate explica ordinul de marime al momentului cinetic al sistemului (mult mai mare fata de cel al compo-nentelor) si, de asemenea, existenta stelelor multiple; multi astronomi afirma, totusi, ca stelele W UMa ar fi rezultatul fisiunii. Teoria con-densarilor adiacente ale unui nor in-terstelar nu poate interpreta diametrul mare al protostelelor, ca si existenta s.d. strinse (cu atit mai mult a stelelor multiple in care compo-nentele principale sint, la rindul lor, s.d. strinse). Teoria condensarilor separate presupune formarea unor gru-p&ri de mai multe zeci de stele, ce se transforma cu timpul in sisteme multiple, centrate pe о s.d. strinsa. Cosmogonia s.d. multiple este strins legata de cea a sistemelor planetare. (C.P.) stea inghetata —► gaura neagra stea neutronica v. pulsar steaua lui Barnard v. Ophiuchus Steaua Polara—► Polaris stea variabila, stea a carei stralu-cire (optica si, uneori, radio) va-riaza in timp, periodic sau neregulat; poate fi insotitS, de variatia spectrului (s.v. spectrale) sau a cimpului magnetic (s.v. magnetice). Numarul s.v cunoscute si catalogate pina in prezent depci§este 20 000 (General Catalogue of Variable Stars, В. V. Ku-karkin s.a., Moscova) dar, fatS. de num&rul tuturor stelelor, acestea re-prezinta doar о fractiune foarte mica. Variatia strilucirii se poate produce din cauze interne (s.v. fizice) sau din cauze geometrice, datorita unor eclipse (s.v. cu eclipsa) sau rotatiei ~ь STEA stelelor nesferice; in ultimii ani, s-au descoperit si cazuri de variatie com-binata, a stralucirii, prin ambele procese (ex. la stelele duble fotome-trice cu transfer de materie). Denu-mirile s.v. stralucitoare sint alca-tuite prin asocierea unor litere ale alfabetului grec la numele conste-latiei de care acestea aparfin (ex. (3 Lyr). Pentru s.v. putin stralucitoare, se asociaza litere mari ale alfabetului latin, incepind cu litera R (ex. Z Cyg), iar cind acestea s-au epuizat (con-stelajiia respective con^inind nume-roase s.v.), se recurge la combina-(:ii de dou& litere (ex. RV Tau), dupa aceea la combinajii de forma AA, AB, ... AZ, BB, BC, ... BZ, pina la QZ (in total, 334) si in sfir§it, la combinatii formate din litera V §i 396 un numar de la 335 mai departe (ex. V 737 Cyg). Cele mai multe des-coperiri de s.v. se fac pe cale fotografica ; in prezent, cele care prezinta variatii mici de stralucire sint desco-perite prin metode fotoelectrice. S.v. fizice se clasifica dupa m&rimea perioadei lor sau dupa absenta unei stricte pericdicitS-ti (la s.v. cu pulsatii) si dupa procesele explozive ce le caracterizeazS, (la s.v. eruptive). S.v. (sau duble) cu eclipsa (v. stea dubla) se clasifica dup& forma componentelor §i dup& distanta dintre ele (in strinse si indep&rtate). Caracteristicile lor spectrale, pozijiile in diagrama H—R si apartenen|a lor la о populatie sau alta servesc, de asemenea, la clasi-ficarea lor (v. tabelul 31). Variatia stralucirii a c. 90% din s.v. fizice Tabelul 31 Clasificarea stelelor variabile Amplitu- Natura Clasa Prototipul §i carac- Perioada dinea va- Clasa terizarea stelelor riatiei spectrala (m) 1 2 3 4 5 6 Pulsante С 8 Cep: cefeide I CW (clasice) (1,5---80)d 0,1-2 F-K W Vir: cefeide II 1-50 RRa RR Lyr: curbe de lumina asimetrice 0,5 0,5- 1,5 A RRc SX UMa: curbe de lumina sinu- soidale 0,3 M о Cet (Mira Ceti): stele Mira 80-1000 2,5-8 M,N AC Her: stralucire RVa | | medie constanta 30-150 0,5-3 G,M RVb | I RV Tau: str&luci- [ re medie varia¬ bila ■ 397 STEA Tabelul 31 (continuare) 1 2 3 A 5 6 Pulsante SC P CMa, p Cep gigante 0,1-0,3 0,1 gB2 Sc 8 Scu: cefeide pitice 0,6 0,2 dF cv a CVn: cimp 1-25 0,1 Ap magnetic variabil Semiregu- SRa Z Aqr: periodici- late tate apreciabila SRb AF Cyg: periodici- s tate slaba, cu¬ loare rosie 30- 1000 1-2 M SRc p Cet: supragi- gante SRd S Vul: gigante si supragigante galbene 30- 1000 1-2 F-K Neregulate “ 1 BO Cep: clase 50-300 spectrale timpurii A-F lb I CO Cyg: gigante | rosii mare K-M Ic J p. Cep: supragi¬ gante rosii 80-200 G-M Eruptive SN CM Tau (nebuloa- 20 Na ч sa Crab): super- 7-16 Nb nove Nc GK Per (nova f din 1901) : nove rapide---pitice fier- binti > RR Pic (nova din A-F 1909): nove in- cete---pitice fier- binti RF Ser (nova din 1952): nove foar¬ te incete --- pitice fierbinti STEA 398 Tabelul 31 (continuare) 1 2 3 4 5 6 Eruptive Nd T CrB (nova din 1866/1946): nove (10-80) recurente ani 4-8 dF, dG: Ne P Cyg (nova din 1600): stele ase- man&toare nove- lor (novoide) clasa l foarte et< erogena UG U Gem: eruptii (200- frecvente -600) d 2-6 dG Z Z Cam: in general (10-40) constante ani 2-5 dG RCB R CrB: luminozi- 10-300 1-9 F-R tate mare Spasmodice RWA RW Aur . in ne- T I buloa- T Tau I se di- \ fuze 1-2 3 B-M I sau in I asocia- 1 tii UV UV Cet: pitice 10 min 1-6 dMe cu eruptii rare Simbiotice Z And, AG Peg: spectre combinate (duble spectro- scopice, cu com¬ ponente calde si reci) 700 2-4 gM, Ae EA P Per (Algol): 0,2 d- sferice 6 ani 0-4 A-G EB P Lyr: sferoide (1-10) ani 0-2 B-F EW W UMa 0,2- 1 0 F-K 1 о 00 STEA Fig. 178. Distributia stelelor variabile in diagrama H—-R este datorata unor pulsatii, in urma carora razele, temperaturile si spectrele acestor stele (cu pulsatii) sufera modificari periodice sau semiregulate (ciclice). In diagrama H—R (v.) (fig. 178) regiunea gigante-subgigante, pina la secventa principals,, contine о banda aproape verticals, ocupata de cefeide (v.) clasice W Vir, stele RR Lyr, cefeide pitice (8 Scu, AI Vel). Aceasta reprezinta о regiune de instabilitate pe care о strabat stelele in evolutia lor, existind s.v. atit in stadiile initiaie cit si in cele finale ale evolutiei stelare. Originea s.v. fizice difera de la о categorie la alta de stele si nu este intotdeauna bine cunos-cuta. Intretinerea pulsatiilor la cefeide este atribuita variatiei opaci-tatii regiunilor lor superficiale cu temperatura si presiunea, in special in regiuni le cu un mare continut de heliu dublu ionizat. Intinderea tot mai mare a zonei convective in ste- lele tinere cu perioade mai lungi (ex. RV Tau) duce probabil la о cuplare a pulsatiilor lor cu curentii turbionari de convectie, ceea ce ar explica variatia semiregulata a stralucirii lor. S.v. cu eruptii prezinta uneori si izbucniri radio asemana-toare celor solare (unde au loc la о scara, mai mica). Novele (v.) si super-novele (v.) sint stele aflate la sfir-situl evolutiei, iar producerea lor ar fi datorata unor procese explozive care au loc fie in paturile externe, fie, in cazul supernovelor, in regiunile cen-trale unde, la epuizarea energiei ter-monucleare, are loc colapsul gravitational (v.); asocierea novelor cu stele duble strinse a scos in evidenta, posibilitatea interpretarii lor prin procese de acretie brusca a materiei unei stele principale, ce umple lobul Roche, de ditre steaua secundara (v. limita Roche). (C.P.) STEREOCOMPARATOR 400 stereocomparator (astronomic), aparat utilizat pentru compararea fotogra-fiilor, unei por^iuni a sferei ceresti, efectuate la doua moitfente de timp diferite. Permite observarea simultana a celor doua fotografii, printr-un singur ocular, astfel ca stelele avind pozifii diferite in cele doua fotografii apar deplasate spatial in iina-ginea stereo. (G.S.) Stemfeld, Ari Abramovici (n. 1905), specialist sovietic in mecanic& si astronautica. Lucrari referitoare la satelifii artificiali ai Pamintului. Op. pr.: Vvedenie v kosmonavtiku, 1937; Iskustvennie sputniki zemli, 1956. (F.Z.) stratopauza, strat al atmosferei terestre (v.) cuprins intre altitudinile de 50 si 60 km, in care temperatura acesteia este maxima, (c. 270 K). Sub acest strat, intensitatea radiatiei ultraviolete provenind de la Soare descreste rapid datorita absorbtiei acesteia de catre moleculele de apa si ozon. In timpul verii s. este clar delimitate, si permite masuratori, pe cind iarna aproape dispare. (F.Z.) stralucire (stelara), masura a ener-giei radiante receptionat& de la un corp ceresc. Pentru о sursa, punctuala, s. (aparenta ) reprezinta iluminarea E produsa de aceasta pe suprafata receptoare asezata perpendicular pe directia sursei. Pentru determinarea ei trebuie tinut seama de absorb^ia atmosferica, a aparaturii, a filtrelor, ca §i de sensibilitatea spectrala a receptorului. In functie de sensibilitatea receptorului folosit, se defi-nesc iluminari monocromatice, hete-rocromatice (vizuale, fotografice, foto-vizuale, fotoelectrice, radiometrice) §i integrale (bolometrice). Notind cu /(X) intensitatea monocromatica a sursei §i cu r distanta acesteia, rezultS,: S. aparenta se exprima de obicei in scara logaritmica a magnitudinilor (v.). Stelele cele mai stralucitoare de pe cer sint date in ordinea magnitu-diniJor aparente in tabelul 32. S. absoluta j. unui astru reprezinta s. sa aparenta masuratS, la distanta de 10 pc. In cazul unei surse intinse, s. este data de relatia: £(X) = £(X) dO, unde d£l reprezinta unghiul sub care se observS, regiunea considerate din sursa respective, iar В (X) luminanta ace. tei regiuni in directia receptorului. (OS.) Strdmgren, Bengt Georg Daniel (n. 1908), astn nom danez stabilit in S.U.A., prol. la Univ. din Copenhaga si din Chicago; dir. al Obs. Yerkes §i McDonald, pre§ed. al UAI (1970 —73). Contributii la studiul cometelor, al norilor luminosi de hidrogen inter-stelar (sfere S.), al stelelor cu temperature inalte, al stelelor cu pulsatii si la clasificarea spectrale a stelelor. A editat Handhuch der Experiment talphysik (vol. 26 — Astrophysik, 1937). (E.T.) Struve, Otto (1897—1963), astronom american, prof. la Univ. din Chicago, dir. al Obs. McDonald; prof. si dir. al Obs. Univ. Berkeley (California), precum si al Obs. Green Bank; pre-sed. al UAI (1951-^54). Contributii la studiul materiei interstelare, al rotatiei stelelor, al stelelor duble si in cosmogonie. A descoperit hidro-genul interstelar (1938). Op. pr.: Stellar Evolution, 1960; The Universe, 1962. (E.T.) Struve, Vasili Iakovlevici (1793 — 1864), astronom rus de origine ger-mana; fondator §i primul dir. al Obs. din Pulkovo (1834—62). Pionier al determinerilor de paralaxe stelare. A masurat (1839) paralaxa stelei Vega. A studiat stelele duble, alccl-tuind mai multe cataloage de astfel de stele. (E.T.) supergalaxie, grupare ipotetica de galaxii in care, pe ling& grupul local Tabelul 32 Stelele cu cele mai mari straluciri aparente Nr. Clasa Departarea Luminozi- crt. Numele stelei Magnitudi¬ spec- Paralaxa fatS, de Soare Magnitudinea tatea nea aparentS trala pc absolutS Lo 1. Sirius (a CMa A) -1,46 Al 0",375 2,67 1,4 22,5 2. Canopus (a Car) -0,71 F0 018 55,56 -4,4 4700 3. Arcturus (a Boo) -0,05 K2 090 11,11 -0,3 107 4. Vega (a Lyr) 0,03 A0 123 8,13 0,5 51 5. a Cen A 0,06 G2 751 1,33 4,5 1,3 6. Capella (a Aur A) 0,09 GO 073 13,70 -0,6 141 7. Rigel (p Ori A) 0,11 B8 004 250 -7,5 81000 8. Procyon (a CMi A) 0,36 F5 287 3,48 2,6 7,6 9. Betelgeuse (a Ori) 0,4-1,3 М2 005 200 -6,0 20400 10. Achernar (a Eri) 0,49 B5 028 35,71 -2,0 510 11. P Cen 0,60 B1 016 62,50 -3,4 1860 12. Altair (a Aql) 0,77 A7 198 5,05 2,3 9,8 13. a Cru A 0,80' B1 008 125 -4,7 6200 14. Aldebaran (a Tau A) 0,86 K5 048 20,83 -0,7 155 15. Antares (a Sco A) 0,9-1,8 Ml 019 52,63 -2,7 980 16. Spica (a Vir) 0,97 B1 015 66,67 -2,8 1070 17. a Aur В 1,05 GO 073 13,70 0,4 57 18. Pollux (p Gem) 1,15 K0 093 10,75 1,0 32 19. Fomalhaut (a PsA) 1,16 A3 144 6,94 2,0 13 20. P Cru 1,24 ВО 007 142,86 -4,5 5100 21. Deneb (a Cyg) 1,25 A2 003 290 -6,2 24600 22. Regulus (a Leo A) 1,35 B7 039 25,64 -0,7 155 23. e CMa A 1,48 B2 008 125 -4,0 3200 24. a Cen В 1,50 K6 751 1,33 5,9 0,36 25. Castor (a Gem A) 1,56 Al 072 13,89 0,8 38,9 26. X Sco 1,60 B1 012 83,33 -3,0 1290 27. Bellatrix (y Ori) 1,63 B2 010 100 -3,4 1860 401 SUPERGALAXIE SUPERNOVA 402 de galaxii (inclusiv Galaxia), ar intra roiul Virgo, ce ar fi nucleul ei, si alte galaxii; a fost dedus& din studiul distributiei pe sfera cereasca a galaxiilor si. a roiurilor de galaxii. Astfel de grupari ar constitui sisteme dinamice de un ordin superior - Zile iuliene 28 750 • 28 850 28 950 29 050 Fig. 179. Curba de lumina pentru о supernova de tip I din galaxia IC 4182 403 SURGE о 100 200 Timp ф Fig. 180. Curba de luminS pentru supernove de tip II In cazul s.de tip II, evolutia descresterii magnitudinii m estevariatS (fig. 180). Spectrele s. prezintS benzi largi de emisie si de absorbtie, indicind viteze radiale (v. eject Doppler) de 1000— 3000 km/s; aceste benzi nu au putut fi identificate, dar absejr|:a hidrogenului ar indica о abundenta cosmica marcatS a elementelor mai grele. S. de tip II au spectre asemSnStoare cu novele, iar ISrgimea benzilor de emisie si de absorbtie indicS viteze Doppler foarte mari, de c. 7000 km/s. Exista unele indicii ca о parte din stelele masive luminoase, mai tim-purii decit cele de tip spectral B5, isi incheie existenta ca s. de tip II. Energia emisa in timpul exploziei este de ordinul 1040— 1041 J la super-novele de tip I si de ordinul 1044 — 1045 J la cele de tip II. Resturile s. sint in primul rind nebulozita^ile filamentare in continue expansiune, prezentind radiatii sincrotrone luminoase si radio (ex. nebuloasa Crab). In unele cazuri s-a identificat si steaua remanents,; astfel, in cazul s. din anul 1054 aceasta este un pulsar situat in nebuloasa Crab (v. Taurus). S. sint considerate principala sursa a radiatiei cosmice galac-tice (v. radiatie de fond). Exists mai multe teorii privind s. Potrivit unora din ele, s. de tip II se produc atunci cind in centrul unor stele masive reactiile termonucleare au dus la formarea fierului si a unor elemente cu numere atomice apropiate, ca si la о temperaturS de citeva miliarde de grade. Intrucit sintetizarea unor elemente mai grele nu produce energie, aceasta se obtine prin contractia nucleului, insotitS de о crestere a temperaturii sale; in aceste conditii, are loc descompunerea elementelor grele cu un consum mare de energie, care accelereazS contractia, pinS la colaps gravitational (v.). In stratu-rile interioare din vecinStatea nucleului, unde mai exists elemente usoare, contractia si cresterea bruscS a temperaturi antreneazS noi reactii termonucleare, ce elibereazS exploziv energie si expulzeazS in spatiul interste-lar regiunea stelei care invSluie nu-cleul; prin dezintegrarea fierului in centrul stelei se formeazS particule a si, apoi, protoni si neutroni, nu-cleul acesteia transformindu-se in stea neutronicS. (C.P.) supragiganta v. giganta surge, jet strSlucitor aproape recti-liniu, vizibil (in lumina monocro- sursA 404 matica Ha) la marginea disculu i solar, care urea in coroanA cu viteze de sute de kilometri pe secunda. Apare intunecat sau luminos pe d|s-cul solar, lungimea sa putind atinge 50 000 - 300 000 km in 10- 15 min. (E.T.) sursa de energie (in vehicule spatiale), sursA de energie plasata in vehiculele spatiale, capabila sa asigure alimen-tarea aparaturii de cercetare, a sis-temelor de supravietuire a echipajului, mijloacele de telecomunicatii, actionarea propulsoarelor spatiale etc. in timpul zborurilor in cosmos. Ali-mentarea cu energie electrica a consu-matorilor de bord se face, de regula, in curent continuu la tensiuni de 24 sau 12 V, iar pentru unele aparate se prevad convertizoare de curent alternativ. Pina in prezent, ca s. de e. s-au folosit: generatoare fotoelectrice (v.) generatoare magneto-hidrodinamice (v.), pile de combustie (v.) pile electrochimice (acumulatoare), generatoare termoelectrice, termo-ionice si nuclearoelectrice. (v. SNAP). (F.Z) Surveyor, serie de sapte statii spatiale (v.) lunare americane, lansate in perioada 30 mai 1966 — 7 ian. 1968, care au coborit lin pe Luna, depu-nind un complex de aparate de masura destinat in special analizei su-prafetei selenare si transmiterii de imagini ale acesteia. Astfel, au fost explorate urmatoarele regiuni: Ocea-nul Furtunilor, golful Central si craterul Tycho Brahe. Cu ocazia misiunii Apollo 12, au fost readuse pe Pamint о parte din piesele si aparate-le montate de statia S.3 (lansata la 17 apr. 1967 si dotatS, cu un miniexcavator). (F.Z.) SWF v. perturbatii ionosferice Swift, Lewis (1820—1913), astronom american, dir. al Obs. Warner, Rochester §i Lowe. Cunoscut constructor de instrumente astronomice (re- fractoare) §i descoperitor de comete (v.) si nebuloase (peste 900 de nebuloase). Op. pr.: Simple Lessons in Astronomy, 1888. (E.T.) Swings, Pol F. (n. 1906), astrofizician belgian, prof. la Univ. din Liёge; presed. al UAI (1964—67). Contributii la studiul nebuloaselor planetare, al materiei interstelare, al novelor, al stelelor Wolf-Rayet si al cometelor. (E.T.) §ain, Grigori Abramovici (1892— 1956), astrofizician sovietic; fondator si dir. al Obs. din Crimeea. Contributii la studiul spectroscopic al curentilor me-teorici, al atmosferelor stelare, al binarelor spectroscopice, al rotatiei stelelor, al cometelor si al nebuloaselor difuze. Numele s&u a fost atri-buit telescopului (de 2,6 m) din Crimeea. (E.T.) §arpele—► Serpens Satalov, Vladimir Aleksandrovici (n. 1927), general aviator si cosmonaut sovietic. Comandant al navelor cosmice Soiuz 4 (14—17 ian. 1969), Soiuz 8 (13—18 oct. 1969) si Soiuz 10 (22—24 apr. 1971). A condus grupul de cosmonauti sovietici care au parti-cipat la programul comun sovieto-^merican Soiuz-Apollo. (F.Z.) §edir, steaua cea mai stralucitoare — a — din constelatia Cassiopeia, situata la c. 59 a.i. de Soare. Are magnitudinea aparenta 2,2 si apar-tine clasei spectrale K0. (G.S.) Sklovski, Iosif Samuilovici (n. 1916), astrofizician sovietic, prof. la Univ. din Moscova. Lucrari in domeniile radioastronomiei §i fizicii coroanei solare. A identificat natura emisiei radio a nebuloasei Crab (radiatie sincrotrona). Op. pr.: Solnecinaia korona, 1951; Radioastronomiia, 2 vol., 1955. (E.T.) Sopirla —► Lacerta т tabele rudolfiene, tabele ce cuprind efemeridele unor planete, satelitilor lor si Soarelui; au fost intocmite de J. Kepler si numite astfel in onoarea imparatului Rudolf al II-lea. (G.S) Tales din Milet (c. 624 —c. 546 i.e.n.), filozof, matematician §i astronom grec. A ar&tat ca P&mintul este rotund iar Luna luminatS, de Soare si a prezis eclipsa de Soare din 584 i.e.n. A considerat ей la baza formarii universului sta о singura substanta — apa. (G.S.) Tardi, Pierre (1897—1972), geodez si astronom francez, prof. la Ecole Polytechnique (Paris). A efectuat lu-crari geodezice ?i astronomice in Franca, Maroc, Siria si Romania; a publicat (1935) un tratat de geo-dezie. Pe linga cursurile clasice de geodezie, astronomie de pozitie si mecanica cereasca, a introdus cursuri de astrofizica moderna. Organizator al AGI (1957). (E.T.) tauride v. curent meteoric Taurus (Taurul), constelatie (v.) zodiacal (fig. 181) din emisfera nordica a cerului, traversata de Soare in lunile mai-iun. Este vizibila din Romania in timpul iernii. Cea mai stralucitoarea stea — a — este Aldebaran (v.), in T. aflindu-se si douй frumoase roiuri de stele vifcibile si Cu ochiul liber: Pleiade (v.) si Hyade (v.), precum si doua stele variabile neregulate prototip, RV Tauri (v.), si T Tauri (v.). In partea estic^, a constelatiei — in Calea Lactee — se аДй curioscuta §i vestita пеЬиЪавй cu structura filamentara Crab, care este о radiosursa intensa — T.A — vestigiu al supernovei din Fig. 181 TAYGETA 406 1054 ; aceasta se afla la c. 2,0 kpc, fiind о stea neutronica cu raza de c. 10 km, densitatea с. 1015 g/cm3 si perioada de rotatie 0,033 s, ce emi-te о radiatie sincrotrona (pusa in evidcnta si de polarizarealuminii sale). (G.S.) Taygeta v. Pleiade tectita v. meteorit tehnetiu (43^° ) . element radioactiv cu perioada de injum2.ta.tire de c. 2-10^ ani; a fost identificat in stelele de clasa spectrala S si in Soare. Intrucit virsta Soarelui este de c. 4,5 miliarde de ani, existenta t. in Soare si in stele este о dovada extrem de importante! a nucleosintezei (v.) actuale. (C.P.) telecomunicatii spatiale, telecomunicatii prin intermediul radiosemnalelor, utilizate in tehnica spatiaUL. Se sta-bilesc intre un vehicul spatial si statiile terestre, intre doua sau mai multe vehicule spatiale sau intre doua sau mai multe statii terestre prin intermediul unui vehicul spatial (satelit de retransmisie). Fata de cele terestre, t.s. prezinta urm2toa-rele particularitafi: variatia continua si rapida a pozitiei relative a ante-nelor spatiale; necesitatea modifidlrii in fiecare moment a orientirii ante-nelor spatiale de emisie si de receptie, conform cu parametrii zborului respectiv ; variatia frecventei semnalelor emise datorita efectului Doppler; puterea limitata a emitatoarelor de l>ord si atenuarea semnalelor cap-tate datorita depirtarii uneori foarte mari de locul transmisiei; antene de receptie terestre mari, cu dispozitive speciale pentru reducerea zgomotului de fond. Totodata, t.s. li s-au atribuit frecvente speciale (Conferinta inter-nationals extraordinara de teleco-municatii de la Geneva, 1963) si о terminologie specifica. Legatura Pa-mint-vehicul spatial (P-v) trebuie s2, asigure transmiterea pe linia P-v a semnalelor de telecomanda, de stabilizare pe traiectoric, de informatii catre echipaj, iar pe linia v-P, a informatiilor asupra parametrilor de miscare ai vehiculului, asupra echipaj ului, ca si a diferitelor date stiintifice masurate. Kmibttoarele cu pu-teri de citiva wati de la bordul vehi-culelor spatiale necesita antene de receptie terestre cu dimensiuni mari; in cazul unei receptii pc unde medii din regiunea planetelor vecine, Marte sau Venus, acestea ar trebui sa ma-soare pina la 5000 in2. Pentru a asigura transmiterea semnalelor catre vehiculele spatiale (dotate cu antene de dimensiuni rcduse), puterile de emisie ale antcnelor statiilor terestre sint pin& la zeci de kW. Transmisia imaginilor de televiziune din cabina spatiala sc face, de regula, pc lungimi de unda metricc si dccimetrice. Re-cordul transmiterii de imagini din spatiul cosmic apartine stafiei automate interplanetare Pioneer (v.) 10 care, in dec. 1973, a transmis imagini color ale planetei Jupiter, iar in feb. 1973, a transmis date despre Saturn (1,5 miliarde km); in 1979 acest record v^ fi probabil doborit de aceeasi statie, care este prevazuta sa transmits informafii din apropie-rea planetei Uranus (c. 3,2 miliarde km). T.s. intre statii terestre, prin intermediul satelitilor artificiali (v.) de telecomunicatii, prezinta carac-teristici diferite, dupa cum sint folo-siti sateliti sincroni, stationari etc. Ei pot fi dotati cu reemifatoare active, pentru amplificarea semnalelor retransmise, sau pasivc, pentru re-transmisia simultanS, a unui mare numSr de semnale pe frecvente diferite. Intrucit rentabilitatea unui releu de t.s. impunc utilizarea simul-tanS, a mai multor canale pentru a asigura un num2.r mare de legaturi, este nccesara largirea benzii de frec-venti a relcclor cosmice, cerintS, care apare si in cazul transmiterii „via satelit" a semnalelor de televiziune. In cazul benzilor largi apare insa pericolul alter2,rii t.s. de catre zgo-motul de fond, ceea ce necesita о 407 TELSTAR selectionare a frecventelor, dispozi-tive de reducere a zgomotului, mari-rea raportului dintre intensitatile semnahilui si zgomotului, alegerea tipului adecvat de modulatie, utili-zarea de amplificatori cuantici (ma-seri) si parametrici (rficiti criogenic, cu heliu lichid). vSe apreciazi ca 111 viitor puterile de emisie ale antenelor satelitilor de t.s. vor permite retrans-misia programelor de televiziune la scara planetara (mondoviziunea), sem-nalele acestora fiind receptionate direct de antenele aparatelor de receptie individuale. T.s. dintre doua sau mai multe vehicule spatiale sint complicate datorita puterilor mici ale emita-toarelor si dimensiunilor reduse ale receptoarelor, de regula nedirective. OdatS, cu introducerea laserului in t.s., a aparut posibilitatea teoretica a transmiterii simultane, la distante foarte mari (in afara atmosferelor planetare, care prezinta о absorbtie puternica), a zeci de mii de semnale, folosind emitatoare relativ slabe. (F.Z.) telemetrie, ansamblu de operatii con-stind din masurarea, inregistrarea si transmiterea la distanta a valorilor unei marimi, convertite in semnale radio. Sin. telemasura. lTn sistem de t., destinat sa efectueze acest e activitati la comanda de la sol sau de la Ixmlul unei nave cosmice, se compune, in principiu, din: aparate pentru determinarea parametrilor rcs-pectivi, traductori ai acestor para-metri in semnale electrice, modula-torul (in frecventa sau amplitudine) acestor semnale, transmitatorul (emi-tatorul) semnalelor (cu amplificatorul si cu celelalte dispozitive necesare, in functie de departarea fata de receiptor) si sortatorul cu sistemul de afi-sare a valorilor emise. Beneficiaza de aceasta tehnica parametrii functionary motoarelor-racheta, rezervoarelor de propergoli, toate comenzile si raspunsurile dispozitivelor comandate, parametrii fizico-chimici si biomedi-cali ai echipajului etc. (F.Z.) telescop, instrument optic cu ajutorul caruia se poate mari unghiid sub care se vede un corp ceresc.T precum si fluxul luminos receptionat. Constituie cel mai important instrument de observatii astronomice vizuale sau fotografice privind masurarea distantei unghiulare dintre stele, determinarea stralucirii stelelor sau analiza spectrala. Partea princi-pala a unui t. este obiectivnl, care poate consta dintr-un sistem de len-tile convergente, dintr-o oglinda con-cava sau dintr-o combinatie a acestora, deosebindu-se astfel: t. refractcr. rejracicr sau luntta astrcntmicd (v.); t. reflector, t. cu oglinda sau reflector (v.) ; t. refracto-reflector sau refracto-refleet or {'/.). Ocularul, al doilea element component principal (ce poate fi inlo-cuit printr-o placa fotografica, sau 1111 alt receptor de radiatie), are rolul de a mari imaginea formata de obiectiv pentru un anumit obiect ceresc, in scopul examinarii ei vizuale, fiind compus, in general, din una sau din doualentile; in prezent, se utili-zeaza doua tipuri de oculare: Ram-sden si Huygens, constind fiecare din cite doua lentile. Cele mai simple oculare au fost cele de tip Kepler (o lentila convergenta) si Galilei (о lentila divergenta) Obiectivul si ocularul sint montate in general la extremitatile unui tub cu pereti opaci. Pentru caracterizarea parametrilor constructivi ai unui t. se definesc: grosismentul, deschiderea relativa, diametrul liniar al imaginii, puterea de rezolutie. (G.S). Telescopium (Tclescopul), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, cuprinzind stele slab stralucitoare, Hste invizibila din Romania. (G.S.) Telstar, serie de sateliti artificiali (v.) americani de telecomunicatii, lan-sati incepind din 10 iul. 1962, cu racheta Thor-Delta. Sistemul acestora cu microunde receptiona pc frecventa de 6390 Mhz si transmitea TEMPEL 408 pe 4170 MHz un semnal amplificat de IQ9 ori, cu ajutorul unui ghid de unde tubular. Telecomunica fiile aveau loc pe 600 de canale radio si un canal de televiziune. (F.Z.) Tempel v. cometa temperatura zgomotului v. zgomot de fond temperatur& (T), marime exprimind conjinutul caloric al unui corp. in astrofiziccl poate fi vorba de t. stelelor, a atmosferelor §i nebuloaselor gazoase, a mediului interstelar etc. Este folosita curent scara absoluta a t. Kelvin, avind ca origine zero absolut (0 K), sau —273,15°C. In cazul unui corp negru aflat in echi-libru termodinamic, diferite metode de determinare a t. due la rezultate identice; cind corpul este mult di-ferit de corpul negru (ex. mediul interstelar), aceste metode due insa la rezultate diferite fiind necesar ca, pe linga valoarea t, sa fie specifi-cata ?i metoda prin care a fost determinate. Astfel, in cazul stelelor se delineate о t. de culoare, dedusa din distribufia energiei in spectrul continuu, prin comparafie cu distri-bufia energiei in radiatia corpului negru (potrivit legii lui Planck). Aceasta, comparatie se poate face intr-un domeniu spectral limitat, (Xj, X2), sau atunci cind lungimea de undS. X2 tinde cetre lungimea de unda X2 (la t. de gradafie). In acest scop, radiatia stelelor de clase spectrale A0 este comparate intli cu radiatia corpului negru (din laborator) si apoi cu cea a stelelor de о alte clase spectrale. T. de culoare $i cele de gradatie depind de regiunea spectrale in care au fost determinate si constituie о masura. a deviajiei radiatiei stelare fafa de cea a corpului negru. T. efectivd Te se poate determina in functie de fluxul total primit de la о stea, potrivit legii Stefan-Boltzmann: 4 L T s ---------- > 6 (У7Г D2 in care L este luminozitatea stelare, о constanta Stefan-Boltzmann, iar D diametrul stelei respective; astfel de determineri trebuie se fie reduse (corectate) in afara atmosferei si cer se se cunoasce diametrul unghiular al stelei. Dace in locul intregului domeniu spectral se utilizeaza numai domeniul (Xt, X2), accesibil unui anumit receptor, t. respective de radiatie sint denumite vizuale, foto-grafice, infraro^ii etc. In cazul in care X2 — Xx 0, se obtine t. neagrd pentru lungimea de unde \v repre-zentind energia radianta cu lungimea de unde respective, emisa de unita-tea de arie a stelei in unitatea de timp. Datorita abaterii radiatiei stelare de la legea lui Planck, t. de radiatie $i cele negre difera dupe domeniul spectral la care se refera. Intensitatea relative a liniilor din spectrele ionice fata de cea a liniilor din spectrele atomice poate servi la determinarea t. de ionizare, cu ajutorul formulei lui Saha (v. echi-libru de ionizare). Prin compararea intensitetii liniilor spectrale ale ace-luiasi element aflat la diferite grade de excitare, se pot determina t. de excitare. T. cinetice se determina cu ajutorul relatiei: mv2 3 , _ = kT 2 2 (k fiind constanta lui Boltzmann), in masura in care se poate determina energia cinetica medie a particulelor, mv2/2. Aceasta determinare este po-sibila studiindu-se largirea liniilor spectrale, ca si prin procedee radio-astronomice. T. din atmosferele stelare (v.) si din interiorul stelelor (v. model de interior stelar) se poate deduce teoretic cu ajutorul modelelor. In astrofizica se intilnesc t. de la aproape de zero absolut (in spatiul interstelar) pinS. la miliarde de grade (in unele stele). T. suprafefelor stelare variaza de la c. 2000 К pina la c. 100 000 K. La stelele secventei principale, t. variaza in regiunile lor centrale de la citeva milioane de 409 TEORIA grade pin& la citeva zeci de milioane de grade. T. ridicate din interiorul stelelor permit producerea de reacjii termonucleare, care constituie sursa energiei stelare. (C.P.) temperatura de stagnare, temperatura unui fluid in miscare, in punctele unde viteza este nul&. In cazul unui vehicul spatial care se deplaseaza prin atmosfera terestra, aceasta tem-teratura poate atinge valori deosebit de mari (in special, la reintrarea vehi-culului spatial). De aceste valori tre-buie tinut seama la dimensionarea scuturilor de protectie termic& ale cabinelor spatiale. V. si incalzire aerodinamica. (F.Z.) teodolit, instrument portabil utilizat in topografie, geodezie $i astronomie la masurarea unghiurilor orizontale si verticale (ex. azimutul si distanta zenitali). Este format dintr-o lunetli ce se poate roti in jurul unui ax ori-zontal, montata intr-o furca mobila in jurul unui ax vertical. Citirile unghiurilor se fac cu ajutorul a doua cercuri divizate (unui in plan ori-zontal, celalalt in plan vertical). T. prezint& un cimp optic larg, о mare mobilitate, iar citirile respective pot fi f&cute cu usurintcL T. prevazut cu cercuri de mare precizie se numeste instrument universal. (G.S.) Teohari, Maria (1885—1975), prima femeie astronom din Romania, prof. la Bucuresti. A efectuat observajii asupra petelor solare si a studiat cometa Hailey. A colalx)rat la edi-tarea unui buletin lunar de astro-ndmie al Obs. din Bucuresti (1908 — 24) §i a publicat articole de popula-rizare a astronomiei. (E.T.) teorema Vogt-Russell, teoremS. potrivit careia masa si compozijia chi-mica determine in mod univoc struc-tura interna a stelelor si parametrii lor de stare exteriori (raza si luminozitatea). A fost stabilita in unele cazuri limitative, pentru stele sferice fclrcl rotate, cu о pozitie unic determinata in diagrama H-R (v.) si satisfacind ecuatiile ce determina structura in-terni. In prezent, t.V.-R. a fost restrins&, in sensul ей parametrii de stare exteriori ai unei stele si structura sa interna sint unic determinate de trei factori: тазй, compozijie сЫписй si virsta. Aceasta intrucit, prin studierea drumurilor evolutive stelare ale stelelor in diagrama H-R (regiunea gigantelor), s-a constatat existenta unor bucle si, deci, puncte prin саге о stea trece de doua ori in cursul evolufiei sale. (E. T.) teoria epiciclurilor, teorie ce incerca sa explice mi§carile aparente observate ale Lunii si planetelor prin miscarea acestora pe epicicluri. Astfel, miscarea aparenta a planetelor era interpretata pe baza principiului miscarii lor uniform-circulare: fiecare planed P ar avea о mi§care uniforma pe un cerc numit epiciclu, centrul acestuia E miscindu-se, la rindul lui, pe un cerc mult mai mare, numit deferent (fig. 182). T.e. a fost епшй de Apollonios din Perga, care considera ca Pйmintul T este fix in centrul deferentului Lunii, iar planele tuturor deferentelor tree prin centrul Pamintului §i sint inclinate unui faja de altul; de asemenea, planele epiciclurilor sint inclinate fatS, de planele deferentelor corespunzatoare. In func- P Fig. 182 TEORIA 410 tie de scaderea vitezei de miscare aparenta pe bolta cereasca, dupa cercul Lunii urmeaza in ordine: deferentul lui Mercur, al' lui Venus, cercul Soarelui, deferentul lui Marte al lui Jupiter, al lui Saturn. Cu ajutorul unor calcule destul de complicate pentru timpul sau, Pto-lemeu a aratat c&, alegind convenabil razele deferentului si epiciclului, pre-cum si perioadele de revolutie, se pot reprezenta miscarile aparente ale planetelor. S-a incercat si о perfec-^ionare a t.e., fie prin introducerea ipotezei ca centrul epiciclului nu are о miscare uniforma pe deferent (ci viteza unghiulara a centrului E fa^a de un punct excentric M este uniform^), fie prin introducerea noti-unii de epiepiciclu. Totusi, abaterile dintre pozitiile observate si cele calculate nu au putut fi explicate, indeosebi in cazul lui Mercur, a Cclrei orbita are о excentricitate mare, si in cazul Lunii, care este foarte apropiata de Pamint. Cu toata revolutia savirsita in astronomie, pentru explicarea miscarilor planetelor pe bolta cereasca sub influenta Soarelui, Copernic a folosit epicicluri miscindu-se in jurul epiciclurilor, atribuind centrului fiecarui epiciclu о miscare simultana pe inca doua cercuri, numite orbiculi; in final, el a aratat ca sint suficiente 34 de cercuri; t.e. este in prezent depasita, prezentind doar interes istoric. (G.S.) teoria mortii termice, teorie potrivit careia, in conformitate cu cel de-al doilea principiu al termodinamicii, intr-un sistem fizic inchis are loc egalizarea tuturor temperaturilor, dupa un timp indelungat de inter-actiune a componentilor sai. Aceasta teorie a fost aplicata in cosmologie consider! ndu-se cS, ar avea loc egalizarea temperaturilor in univers si incetarea tuturor proceselor din el, farS, a avea insa siguranta ca uni-versul este un sistem termodinamic inchis, ca exista entropia universului si ca aceasta tinde catre un maxim. Constatarea ca exista о miscare de expansiune si cS, aceasta dureaza de un timp limitat (c. 1010 ani), ca hidrogenul este pe departe elementul cel mai abundent in univers etc., sint dovezi ce infirma t.m.t. a universului. (C.P.) teoria relativitatii, teorie dezvoltata de A. Einstein la inceputul sec. 20, potrivit careia legile fizicii si, in special, ale electromagnetismului au aceeasi expresie daca sint raportate la diferite sisteme de referinta iner-tiale (t.r. restrinse, 1905), sau la sisteme de referinta neinertiale (t.r. generalizate, 1915). In astronomie, t.r. generalizate prezintS, numeroase aplicatii, primind totodata о serie de confirmari. Astfel, ea explica satis-facator : valoarea avansului perihelin-lui (v.) lui Mercur (43", 1 pe secol), ca si valorile mai mici ale acestuia in cazul planetelor Venus (8",4) si Pclmint (5",0); curbarea razelor lumi-noase ale stelelor in cimpul gravitational solar, observata in dreptul marginii discului solar total eclipsat (valoare prezisa teoreticS,: 1",75, valoare observatS.: 1,75 —2",2), ca si a razelor unor radiosurse cind discul Soarelui trece prin dreptul lor; deplasarea spre rosu relativista a liniilor spectrale, datorata cimpului gravitational (v. efect Einstein), a fost verificata atit la pitice albe cit si in laborator prin efect Mossbauer; intirzierea semnalelor-ecou radar re-flectate de suprafetele planetelor Venus si Mercur la conjunc^ii supe-rioare, in apropierea marginii discului solar, si receptionate pe Pamint. In ultimul timp, s-au imaginat si unele experiment e bazate pe satelitii artificiali, care pot aduce noi verificari ale teoriei. Teoria t.r. generalizate a fost aplicata in cosmologie prin construirea modelelor relativiste de univers, care au in prezent о mare raspindire. Descoperirea unor astri la care raza geometrica se apropie de raza gravitationald (v.), cum sint stelele neutronice si gaurile 411 TIHOV negre, a marit considerabil aplicatiile t.r. in astronomie, luind astfel nastere astrofizica relativists. V. si paradoxul timpului. (C.P.) teorie cosmologicd v. cosmologie terminator, linie marginala care des-parte partea luminatS de Soare de cea intunecata de pe discul Lunii sau al planetelor interioare (ce prezinta faze). Linia marginala opusS este lirnbul (v.). Are, in general, forma unui arc de elipsa, iar Soarele r&sare sau apune pe globul considerat in lungul t. In particular, la primul si la ultimul patrar, t. lunar este о linie dreapta. (G.S.) termopauza, strat al atmosferei terestre (v.) inalte, situat intre termo-sferS si exosfera, in care absorbtia radiatiei solare de lungime de unda scurtS este foarte redusa si, ca urmare, temperatura rSmine aprox. constanta (in altitudine). Temperatura si com-pozi|ia chimica a acestui strat sint puternic influentate de activitatea solara, prezentind fluctuatii diurne si sezoniere. (F.Z.) termoprotectie, ansamblu de operatii si mijloace tehnice care, in ansamblu, permit protejarea cabinei spatiale sau a altor compartimente si rezervoare ale unui vehicul spatial de efectele unei excesive incalziri aerodinamice (v.), in special la reintrarea in atmosfera terestra. Se folosesc izolatii ter-mice cu vid, scuturi termoprotectoare sau de ablatie (v.), lichide criogenice, carcase termoprotectoare temporare etc. (F.Z.) termosfera v. atmosfera terestra Terra —► Pamint Thetis, satelit (v.) al planetei Saturn (v.). (G.S.) Thor, serie de rachete (v.) americane lansatoare de vehicule spatiale, care au folosit ca prim etaj reactiv о racheta balistica cu acelasi nume (avind un motor cu petrol si oxigen lichid care dezvolta о forta de tractiune de 7,8 • 105N); al doilea si, eventual, al treilea etaj reactiv pro-vin de la racheta purtatoare Vanguard (v.), la primele lansari (1959), sate-litul Explorer 6 primind denumirea de Т.-Able sau T.-Vanguard. Varian-tele perfectionate ulteriore, T.-Delta si T.-Agena au servit la lansarea satelitilor artificiali de tip Explorer, Tiros, Discoverer, Telstar, Early Bird etc. Varianta T.-Delta a fost preva-zut& cu trei etaje reactive, dintre care al doilea este alimentat cu propergol compus din acid azotic si dimetilhidrazina §i dezvoltcL о fort& de tractiune de 3500 daN, iar al treilea, cu propergol solid. Varianta T.-Agena a fost prevazut& cu un etaj reactiv Agena (v.), iar in va-riantele Т.-Agena D, la primul etaj au fost fixate trei motoare-racheti acceleratoare (de lansare) cu proper-goli solizi. Masa utila satelizabil& a rachetelor T. este de 200 — 600 kg. (F.Z.) Tihomirov, Nikolai Ivanovici (1860 — 1930), inginer sovietic. A elaborat о tehnica noua de realizare a proiec-tilelor autopropulsate functionind cu propergol solid si a proiectat mai multe asemenea rachete. Numele sau a fost atribuit unui crater de pe fata invizibila (de pe Pamint) a Lunii. (F.Z.) Tihonravov, Mihail Klavdievici (1900 — 1974), inginer sovietic, prof. la Inst. Bauman si Ordjonikidze (Moscova). Pionier al tehnicii reactive si astro-nauticii. Unui dintre creatorii pri-mului satelit artificial al P5,mintului. Op. pr.: Primenenie raketnih letatelnih apparatov dlia issledovaniia sir at o-sferi, 1934. (F.Z.) Tihov, Gavril Adrianovici (1875— 1960), astronom sovietic, unui dintre fondatorii astrobotanicii. Contributii la studiul stelelor variabile (eject T.-Norman ), al planetei Marte (pri- TIMP 412 mele fotografii cu filtre diferite, 1909) si in spectroscopia stelara (metoda spectrografului longitudinal). (E.T.) timp, forma fundamental de exis-tente a materiei in miscare, expri-mind simultaneitatea si coordonarea succesiva legica a evenimentelor obiec-tive. Se deosebeste de celelalte m^rimi fundamentale (ex. masa, lungime) prin caracterul sS,u ireversibil si prin faptul ca nu se poate realiza un etalon material de timp. Introducerea oro-logiilor (v.) — Ca instrumente de ma-surS, a t.—a permis obtinerea unei precizii mai mari a sistemului de calcul a t., folosit pentru necesitatile practice si §tiin^ifice. Inca din antichi-tate, pentru mSsurarea intervalelor mari si mici de t. se foloseau cele mai simple fenomene astronomice ca, de ex., miscarea corpurilor ceresti cele mai cunoscute in acea vreme — Pa-mintul ?i Luna. Ca unitate pentru m&surarea intervalelor mari de t. se folosea anul, determinat de durata de revolutie a Pamintului in jurul Soarelui, de care era legate si succe-siunea anotimpurilor. Ca unitate mai mice de t. se folosea Ciclul de modi-ficare a fazelor Lunii (luna sinodica), care, cu mici modificari, corespunde lunii actuale. Ziua era determinate de variatia ciclica a luminii si intune-ricului, determinate de rotatia Pamintului. Ziua a fost imparjita in 24 de perti egale — ore — (intrucit duratele luminii §i intunericului unei zile variazS, in cursul unui an). Rotatia Pamintului in jurul axei in raport cu stelele determine t. sideral. Intrucit acestea prezinte mi^ceri pro-prii insuficient de bine cunoscute, acest t. [adevarat) se defineste prin unghiul orar al punctului vernal in locuL considerat. Astfel, momentul trecerii superioare a punctului vernal la meridianul locului reprezinte ince-putul zilei siderale. T. sideral adeve-rat, nefiirid uniform, nu este folosit si s-a introdus t. sideral mijlociu, definit prin unghiul orar al punctului vernal mijlociu. T. sideral se determine direct din observatii astro- nomice, iar cunoasterea lui este necesare atit in astronomie, cit si in geodezie, navigatie etc.; in practice utilizarea lui nu este con-venabiie, deoarece Soarele se de-plaseaze fajA de punctul vernal. Pentru aceasta se face apel la t. solar adevarat, determinat de miscarea aparente diurne a Soarelui. Momentele culminafiei superioare §i inferioare sint amiaza si, respectiv, miezul nop-tii; intervalul de t. cuprins intre doue culminatii succesive, de acelasi fel, ale centrului Soarelui se nume?te zi solare adeverate. Ca urmare a neuni-formitetii miscerii Pemintului pe or-, bite si, deci, a miscerii anuale aparente a Soarelui pe ecliptice, ca si datorite faptului ce axa de rotate nu este perpendiculare pe planul orbitei terestre, ziua solare adeverate ~nu are о durate constante, astfel ce t. solar adeverat nu este uniform. Pentru evitarea acestui inconvenient, s-a introdus t. solar mijlociu, definit de Soarele mijlociu (un punct fieri v aflat in miscare uniforme pe ecuator si trecind prin punctul vernal simultan cu Soarele adeverat). Momentele culminatiei superioare ?i inferioare ale Soarelui mijlociu sint amiaza mijlocie si, respectiv, miezul noptii mijlociu. Intervalul de t. dintre doue culminatii succesive de acelasi fel ale Soarelui mijlociu reprezinte ziua solare mijlocie, care incepe in momentul culminatiei inferioare. Ziua solare mijlocie a fost impertite in ore, minute ?i secunde solare mijlocii. Diferenta dintre t. solar mijlociu si cel^ adeverat se numeste ecuatia t. (v.). Intre t. mijlociu si cel adeverat existe urmetoarele relarii: 365,2422 zile solare mijlocii = = 366,2422 zile siderale, de unde rezulte: 24 ore siderale = 23 h 56 min 4,091 s de t. solar mijlociu, 24 ore solare mijlocii = 24 h 3 miri 56,555 s de t. sideral. Pentru pestrarea t., care se obtine din observatii astronomice, se folosesc orologii care indice t. solar mijlo^ ciu sau t. sideral mijlociu. Pe diferite 413 TIROS meridiane ale Pamintului, momentele culminatiilor atit ale punctului vernal cit si ale Soarelui a dev&rat sau mijloeiu nu au loc in acelasi moment. De aceea si t. pe diferite meridiane este diferit: schimbarea longitudinii cu 15° spre est corespunde cu о cre§tere a t. sideral sau a celui solar adevarat si mijloeiu cu о ora. T. determinat pentru о anumitH longi-tudine (sau pentru un anumit meridian geografic) se numeste t. local. T. solar mijloeiu local al meridia-nului ce trece prin Greenwich, soco-tit de la miezul nopjii, se numeste t. universal (TU). Acesta este unic pe intreg Pamintul, fiind larg folosit in astronomie. Pentru inl&turarea incon-venientelor produse de existenta t. local asupra rela^iilor dintre diferitele state sau localitaji, ‘ in mai multe tari ale lumii a fost adoptat la sfirsitul sec. 19 sistemul fuselor orare (v.), impS,rtindu^se suprafata Pamintului in 24 de fuse prin meridiane din 15 in 15°; totodat&, in mod conventional, in fiecare fus este adoptat& ca ora legalS, (a fusului) ora locals a meri-dianului central respectiv, fus zero fiind cel avind drept meridian central — meridianul Greenwich. Romania se afia in cel de-al doilea fus orar spre est, avind ora legala cu doua ore inamtea orei de TU (ora Greenwich). In unele tari, pentru folosirea mai rationala a perioadei de lumina a zilei, ora conventionala se avanseaza vara cu о ora fat& de t. legal. Folosirea fuselor orare a impus introdu-cerea liniei de schimbare a datei, care coincide aprox. cu antimeridianul Greenwich; astfel, oricine traver-seaz& aceastS, linie trebuie s& repete ziua sau sa sara о zi, dup& cum merge de la vest spre est sau invers. Cercetari precise au aratat ca sistemul astronomic de socotire a t. bazat pe observarea culminatiilor corpurilor ceresti nu este uniform (t. universal in acest sistem este notat cu TUO) datorita, in primul rind, miscarii polilor (geografici) terestri si, in al doilea rind, neuniformit&tii rotatiei PSmintului. Prin ad&ugarea unei corectii de miscarea polilor la TUO se stabileste TUI si, prin ad&ugarea la acesta din urm& a unei corectii privind variatiile sezoniere ale rotatiei terestre, se obtine t. universal semi-definitiv TU2. Totusi, aceste unifor-mizari ale t. nu sint satisfacatoare in unele domenii ale stiinj:ei si tehnicii unde este necesara folosirea unui t. cu scurgere cit mai uniforma. In acest scop a fost introdus t. efeme-ridelor, bazat pe miscarea {aparenta a) Soarelui si a Lunii in jurul Pamintului, in functie de care se intocmesc anuarele astronomice. Pentru tre-cerea de la TU la t. efemeridelor, se introduce о corectie a carei expre-sie (in secunde) a fost stabilita empiric de astronomul american H. S. Johns: AT = ТЕ — TU = + 24,349 + + 72,318 T + 29,950 T2 + + 1,821 B", in саге T se socoteste in secole iu-liene, de 36 525 zile solare mijlocii, de la momentul 1900 ianuarie 0, 12h t. efemeridelor, iar termenul 1,821 B" se datoreste vari'atiilor neregulate ale vitezei de rotatie a Pamintului, re-prezentind fluctuatiile longitudinii Lunii. Pentru anul 1976, valoarea acestei corectii este AT = 45 s. Uni-tatea de masura a t. efemeridelor este secunda (v.) efemeridelor. Pentru determinarea intervalelor mari de t. se foloseste secolul iulian. In deceniul al 7-lea al sec. 20, dezvoltarea electronicii a permis оЫтегеа unui sistem principial nou de masurare a t. independent de observatiile astronomice, bazat pe folosirea orologiilor c.u cuarj de inalta precizie, controlate de generatorii cuantici (orologiile atomice); acestea masoara t. atomic, care se inseamna cu TAI si are ca unitate etalon secunda atomica (de-terminata cu ajutorul. frecventei de rezonanja a uneia din tranzitiile energetice ale atomului de cesiu 133). (G.S.) tip spectral v. clasificare spectrala Tiros (Television and Infra Red Observation Satellite), serie de zece TISSERAND 414 sateliti artificiali (v.) meteorologici americani, lansati in perioada 1960— 65 cu rachete Thor-Delta; acesti sateliti au fost dotati cu camere de televiziune de tip vidicon, orientate spre Pamint si puse in funcjiune numai cind satelitul (stabilizat) trecea pe deasupra unor zone terestre luminate de Soare. (F.Z.) Tisserand, Francois Felix (1845 — 1896), astronom francez, prof. la Univ. Sorbona si dir. al Obs. din Paris si din Toulouse. Fondator al publicatiei Bulletin astronomique (1884). Studii de mecanicS cereascS privind echilibrul corpurilor in rotatie, meteoritii si cometele. A determinat orbitele unor corpuri ceresti. Op. pr.: Traite de mecanique celeste, 4 vol. 1889—96; Legons sur la determination des orbites, 1899. (E.T.) Titan 1. Satelit (v.) al planetei Saturn (v.). (G.S.) 2. Serie deracktte (v.) americane purtatoare de vehicule spatiale. Varianta T. 2 a servit pentru lansarile navelor spatiale Gemini. Avind masa la start de 150 t si inaltimea de 33 m, aceasta racheta prezinta doua etaje reactive; primul cu doua motoare-racheta cu propergol lichid (compus din tetraoxid de azot si aerozina-50), cu о forta de tractiune totala de 1,95 • 106N, al doilea cu motor-racheta similar, dar cu for^a de tractiune de numai 4,5 • 105 N. Varianta Т. 3C are patru etaje reactive: primul este prevazut cu doua motoare-racheta cu propergoli solizi (acceleratoare) si are о forta de tractiune totals, de 9 • 106 N; al doilea si al treilea sint formati din racheta T. 2; al patrulea este denumit Transtage, are masa de 13 t si este prevSzut cu un motor-racheta de 7,2 • 104 N (cu acelasi propergol lichid). La о masa de start de 681 t a rachetei T.3C, corespunde о incarcaturS utila satelitizabilS sub 14 t. In acest deceniu se prevede lansarea cu о variants, a rachetei T. 3C unei a statii automate Pioneer (v.) care sa devina satelit al. planetei Jupiter. Varianta T.-Centaur a servit la lansarea in dec. 1974 a statiei automate solare Helios. (F.Z.) Titania, satelit (v.) al planetei Uranus (4.). (G.S.) Titov, Gherman Stepanovich (n. 1935), cosmonaut sovietic. Comandant al navei cosmice Vostok 2 (6 — 7 aug. 1961), al doilea om care a evoluat pe о orbits, circumterestrS. (F.Z.) topocentru, locul de observatie ca punct de origine (centru). (G.S.) 4 Toro, asteroid (v.) cu nr. 1685 si diametrul de c. 2 km, descoperit la 17 iul. 1948 de astronomul american C. A. Wirtanen. Are perioada de revolutie siderala de 1,6 ani (584,2 d), iar distanta sa pinS, la Soare variaza intre 0,77 UA (la periheliu) si 1,96 UA (la afeliu), datorita excentricitatii mari a orbitei sale (0,44). Pe baza elementelor orbitale ale lui Т., s-au calculat caracteristicile miscarii sale, arS,tindu-se cS,, datoritS influen^ei planetelor Venus si Pamint, traiec-toria sa prezintS 5 lobi. T. se apropie de PSmint si Venus la intervale regulate de timp. (E.T. ) Tousey, Richard (n. 1908), astrofizi-cian american. Contributii in dome-niilespectroscopiei astronomice, fizicii solare si fizicii atmosferei. Cu ajutorul rachetelor de sondaj, a obtinut pentru prima datS (1946) spectrul ultraviolet al Soarelui. (E.T.) toxicologie spatiala, disciplina care se ocupS cu studiul actiunii biologice a substantelor toxice din cabinele spatiale (v.), care se formeaza in timpul functionSrii motoarelor-rache-ta, al activitStii diferitelor organisme vii (inclusiv a echipajului) etc.,precum si cel al metodelor prin care se poate asigura profilaxia diferitelor activi-tati. (F.Z.) traiectorie, curba descrisa de un mobil (punctual). In cazul vehiculelor aero- 415 TRANZIT spatiale — in afara atmosferei planetare si in faza pasiva a zborului —, traiectoria centrului de masa este aproximata de regulA cu о conica (elipsa, hiperbola sau parabola). Astfel de t. poate fi: t. balistica (de forma parabolica) — urmata de un vehicul aerospatial asupra c&ruia nu actioneaza forte de reactie; t. circumterestra — urmata de un satelit natural sau artificial al Pamintului (aceast& traiectorie este foarte apro-piat& de о elipsa cu unui din focare situat in centrul Pamintului); t. translunara — urmata de un vehicul spatial caruia, dupa plasarea pe о orbita circumterestra, i s-a imprimat viteza necesara pentru a ajunge in vecinatatea Lunii (inclusiv parametrii de zbor necesari pentru operatiunile cerute de programul misiunii respective), in scopul de a aseleniza, de a deveni satelit artificial al Lunii etc. (F.Z.) transformare politropa, transformare a unui sistem fizic in care are loc variatia simultana a presiunii si volumului acestuia, la сйШига specifica constanta. Este caracterizata printr-o relatie dintre presiunea p si densitatea p de forma: Cp — C P = K p^-c, unde К este о constanta, cv, cy caldurile specifice la presiune si, respectiv, la volum constant, iar с сШига specifica constanta la care se efectueaza t.p. О astfel de relatie prezint& importanta in calculul structurii unor stele. (C.P.) Transit v. satelit artificial transporter, vehicul terestru auto-propulsat, de mari proportii, destinat transportului rachetelor. Sin. crawler. La complexul de lansare KSFC, un astfel de vehicul cu patru senile a transportat rachetele de tip Saturn 5 si Saturn IB, in pozi^ie vertical^ de la ckidirea de asamblare la rampa de lansare. Prezinta о structure foarte solida, destinata suportarii unor incar* caturi de 5 — 6000 t, continind о platforma metalica suspendata pe verine hidraulice la in<imi variabile, pe patru grupe de cite doua senile, care permit о viteza de deplasare de c. 1 — 2 km/h. Verinele hidraulice sint sincronizate cu un sistem de stabilizare care impiedica deviatii unghiulare ale rachetei mai mari de 5' ele realizind totodata si ridicarea rachetei pentru depunerea ei pe rampa de lansare. In unele cazuri transportarea rachetei se poate face si orizontal, ridicarea si depunerea ei pe rampa de lansare fiind efectuata de un sistem de t. ridicdtor; acest sistem este practicat la rachetele cosmice sovietice si prezinta avanta-jul ей este mai rapid. In ambele cazuri, dupa instalarea ei in pozi^ia de start, se face orientarea rachetei (verificarea stabilitatii si verticalitatii sau a unghiului azimutal). (F.Z. ) transpozitie, ansamblu de manevre spatiale specifice comandate, inde-plinite automat de douй parti componente ale navei spatiale Apollo — modulul lunar (LM) si ansamblul modulul de comandilL — modulul de serviciu (CSM). Efectuarii in timpul evolutiei spre Luna, t. se des-f^oara in modul urmator: CSM se desprinde de etajul al treilea al rachetei purtatoare Saturn 5, se roteste apoi cu 180°, se apropie de LM si se cupleaza cu acesta, care este extras din compartimentul sau. „Trenul spatial" Apollo, astfel format, este preg^it pentru aselenizare. (F.Z.) tranzit, trecere a unui astru printr-o anumita pozitie гетагсаЬПй. Sin. trecere. Se disting: t. astrilor la meridian, t. astrilor la vertical sau la un cerc de inaltime, t. satelitilor lui Jupiter, t. planetelor interioare peste discul Soarelui. T. astrilor la meridian, intr-un anumit loc de pe РйттЬ, are loc de douй ori: о data culminatia este superioara (la t. superior) si alta da^ culminatia este inferioara (la t. inferior); cunoasterea TRAPEZ 416 momentului acestor t. permite determinarea orei, precum si intocmirea de cataloage stelare. Observarea momentului t. astrilor la vertical sau la un cere de inalfime permite determinarea declinajiilor astrilor; princi-piul astrolabului cu prisma de bazeaza pe determinarea momentului t. stelelor la un cere de in<ime determinat. T. satelitilor lui Jupiter (in special al celor galileeni) peste discul planetei poate servi la efectuarea unor observatii asupra condi£iilor trecerii. T. lui Mercur peste discul Soarelui se produce in medie de 13 ori pe secol, la intervale de 3, 7, 10 sau 13 ani (ultimele doua t. au avut loc la 9 mai 1970 ?i 9 nov. 1973, iar urmatoarea se va produce peste 13 ani); aceste t. au loc intotdeauna in mai sau nov., intrucit Pamintul trebuie sa se gaseas-ca in apropierea liniei nodurilor orbitei planetei Mercur (de unde rezulta un interval de c. 6 luni intre datele posi-bile). T. lui Venus sint mult mai rare producindu-se, in general, in perechi (cite doua in 8 ani) care au loc la intervale de peste un secol (s-au pro-dus la 6 iun. 1761 si 3 iun. 1769, la 9 dec. 1874 si la 6 dec. 1882 si se vor produce la 8 iun. 2004 §i la 6 iun. 2012, la 11 dec. 2117 §i la 8 dec. 2125 etc.); astfel de t. au loc in jurul datelor de 8 iun. si 8 dec., atunci cind Pamintul se afla pe linia nodurilor orbitei lui Venus. (G.S.) Trapez v. Orion triangulatie cosmica, triangulate in care punctele vizate din statii sint sateliti artificiali, ceea ce permite determinarea directiei vectorului ce une§te doua statii de observare foarte indepartate, uneori situate in conti-nente deosebite. In acest mod, se poate realiza о retea de statii acope-rind tot Pamintul. Daca se masoara (prin procedee laser) si distantele pina la citiva sateliti, se obj:in distantele dintre statii. Pentru оЬ^тетеа coor-donatelor geocentrice ale sta^iilor ?i satelitilor, sint necesare unele consi-derente dinamice, care pot defini centrul de masa al Pamintului (fata de care se efectueaza miscarea satelitilor). (C.P.) Triangulum (Triunghiul), constelatie (v.) din emisfera nordica a cerului, avind cele trei stele mai stralucitoare dispuse in forma de triunghi isosCel. Este vizibila din Romania in timpul iernii. Tot in aceasta constelatie se afla si cunoscuta galaxie spiraia M33. (G.S.) Triangulum Australe (T riunghiul Austral), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, ale carei trei stele mai stralucitoare formeaza un triunghi aproape echilateral. Este invizibilA din Romania. (G.S.) * trigonometrie sferica, ramura a ma-tematicii care studiaza dependenta dintre unghiurile si laturile unui triunghi trasat pe о sfera. Cu ajutorul relatiilor stabilite intre elementele unui astfel de triunghi sferic, se pot determina unele elemente daca se cunosc celelalte. Formulele t.s. prezinta largi aplicatii in astronomia sferica in care, folosindu-se sfera cereasca (de raza unitate), se stabi-le§te legatura dintre diversele sisteme de coordonate astronomice, se studiaza fenomenele astronomice etc. (G.S.) Triton, satelit (v.) al planetei Neptun (V.). (G.S.) triunghi de pozitie, triunghi sferic de pe sfera cereasca, avind unui din cele trei virfuri in astrul considerat, iar celelalte doua in zenit, si, respectiv, polul nord ceresc (fig. 183). Laturile sale sint arce de cercuri mari. T. de p. are un rol deosebit la determinarea pozitiei'geografice si la stabilirea relatiilor dintre unele sisteme de coordonate ceresti. (G.S.) Triunghiul —► Triangulum Triunghiul* Austral ^ Triangulum A-ustrale 417 Fig. 183 Troilus v. planete troiene tropopauza, strat al atmosferei terestre (v.), considerat ca facind trecerea de la troposfera la stratosferS. Cu о grosime de ordinul kilometrilor, acest strat incepe in zona polilor, de la altitudini de 8 km, iar la ecuator de la 18 km, si este caracterizat printr-o temperatura aproape constanta a mediului, in general calm. (F.Z.) troposfera, strat al atmosferei terestre (v.)f incepind de la nivelul marii, si pina la altitudini de 8 km (la latitudini polare) si 18 km (la lati-tudini ecuatoriale); este sediul majo-rita^ii fenomenelor meteorologice, fizice, electrice din atmosfera, conti-nind c. 80% din masa intregii atmosfere. (F.Z.) Tsien Hsue-Shen (n. 1909), savant atomist chinez. Contributii in tehnica rachetelor si a propulsiei reactive, ca si in domeniul fizicii nucleare. Op. pr.: Similaryty Laws of Supersonic Flows, 1940; Superaerodyna- mics, Mechanics of Rarefied Gases, 1946. (F.Z.) T Tauri (T Tau), tip de stele variabile neregulate cu eruptii, asema-natoare stelei prototip; magnitudinea lor aparenta poate prezenta varia^ii de la 1 la 4, fata de о anumita valoare constanta о perioada mai mare de timp: Fiind asociate cu nebulozit&fi tulburAri obscure, stelele T T. sint considerate stele tinere in contractie gravitationala, evoluind catre secventa principal. Ele prezinta linii spectrale luminoase, ce indica expansiuni de gaze si atmosfere extinse. Exists, de asemenea, asociatii de stele TT. (C.P.) Tuban v. Draco tub zenital fotografic, instrument astronomic destinat determinarii foto-grafice a distantelor zenitale mici sau a diferentelor mici dintre distantele zenitale ale perechilor de stele, in scopul determinarii timpului si lati-tudinii locului de observate. Sin. PZT (Photographic Zenital Tube). Elementul principal al acestui instrument este о luneta astronomica cu montura verticala; in timpul observatiilor, partea ce confine obiec-tivul §i caseta fotografica poate fi rotita exact cu 180°. in prezent toate opera^iile efectuate cu acest instrument, ca si prelucrarile observatiilor, sint complet automatizate. (G.S.) Tucana (Tucanul), constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, avind citeva stele mai stralucitoare, cu magnitudinea aparenta 3—4. Este invizibila din Romania. In T. se afia Norul Mic al lui Magellan. (G.S.) tulburari vestibulare, ansamblu de simptome (ameteli, greturi, palidi-tate, palpitatii, pierderea echilibru-lui, vomismente etc.) cauzate de deteriorarea aparatului vestibular in timpul zborului la bordul unui vehicul spatial, care produce: acceleratii, su-prasarcini, mentinerea unei pondera-bilitati scazute sau chiar a impon-derabilitatii, aparitia de factori sti-mulatori puternici (termici, electrici etc.). la nivelul labirintuliii sau a nervului vestibular. Pentru preve-nirea acestor t.v., aproape generali-zate in primele zboruri pe orbita ale astronautilor, la organizarea antre-namentului acestora s-a tinut seama de functiile analizorului vestibular TUNGUS 418 si de reactiile sale ca raspuns la diferi^i excitatori, precum ?i demetodica de adaptabiHtate a acestuia la diferite condi^ii proprii zborurilor spatiale indelungate. (F:Z.) Tungus, meteorit ipotetic cazut la 30 iun. 1908 intr-o regiune a bazi-nului riului cu acelasi nume din taigaua siberiana (la nord de Irkutsk, la -f60°55' latitudine si + 10Г57' longitudine). Momentul caderii a fost marcat de un tunet puternic, de о coloana de foe §i fum ce s-a impr&stiat rapid in toate di-rectiile, de unde seismice, ca §i de iluminarea cerului nocturn timp de citeva zile. In locul respectiv s-a format un crater cu diametrul de c. 50 m, padurea a fost incendiata pe о raza de c. 10 km si, ca urmare a undei de soc produse, copacii au fost doborijii (catre exterior) pe о raza de c. 20 km. Intrucit nu au fost gasite fragmente meteoritice, ci doar praf meteoritic, au fost emise diferite ipoteze pentru explicarea feno-menului observat, cum sint: explo-zia unei nave cosmice cu propulsie nucleara, ciocnirea cu un bloc de antimaterie, cu о gaura neagra (care ulterior ar fi traversat Pamintul) etc. Una dintre ultimele interpretari a fenomenului T. si, totodata, cea mai probabila, care ехрИсЗ, §i absenfa oricaror urme de radioactivitate a solului, este impactul cu nucleul unei mici comete, format din fragmente solide de gaze ingh'etate, cu incrustari de praf cosmic. Cratere asemanatoare celui T. au fost observate si pe suprafata Lunii. (C.P., E.T.) turbopompa, componenta principala din sistemul de alimentare cu propergoli lichizi a motoarelor-rachetcL; se compune dintr-un turbogenerator cu gaze care pune in miscare una sau mai multe pompe, destinate trans-vazarii componentilor propergolului. Emsta sisteme de turbopompe (v. fig. 184) unde antrenarea turbinei se .fuce cu vapori supraincalziti. de gazele provenite' de la motorul de baza sau cu produsele rezultate din evaporarea intensa a unui agent de racire al motorului principal. (F.Z.) turboracheta, motor cu reactie hi-brid (fig. 185), rezultat din combi-narea unui turboreactor cu un motor-racheta chimic cu propergol lichid dup2, diferite scheme de organizare. Se apreciaza ca asemenea motoare ar putea gasi utilizari pe viitoarele avioane aerocosmice. (F.Z.) turboreactor, aeroreactor format din urmatoarele parti principale: difuzor de intrare a aerului, compresor, camere de ardere, turbinU, ajutaj reactiv si diferite agregate auxiliare destinate sistemelor de pornire, de alimentare, de control etc. In principal, aerul intrat prin difuzor in motor este comprimat de compresor si serveste asigurarii arderii carbu-rantului in camerele de ardere; aici rezultS, о cre?tere a temperaturii gazelor dupa care acestea se destind in turbina, antrenind-o la viteze de rotatie mari (fig. 186). La rindul ei, turbina antreneaza compresorul si agregatele auxiliare; dupa ce tree de turbinS, gazele arse ies cu vitezS, mare in atmosfera, asigurind dezvol-tarea fortei de tractiune a t. Cres-terea acestei forte poate fi obtinutS, prin arderea unei cantitati suplimen-tare de carburant — postcombustie —, prin injectare de apa sau alcool in camera de ardere etc. Astfel de motoare potfi cu simplu flux (cacel descris) sau cu dublu flux (prevazut cu un al doilea compresor, centrat pe acelasi ax cu turbina, care aspira aerul atmo-sferic); t. cu dublu flux (fig. 187) prezinta un spatiu inelar intre carcasa principala si cea in care este montat compresorul suplimentar, functio-narea sa asigurind forte de propulsie superioare. (F.Z. ) turbostatoreactor, motor cu reactie hibrid, Combinatie intre statoreactor §i turboreactor, destinat atingerii unor viteze de zbor corespuh?atoare unor numere Mach cuprinse intre Turbina §i reductor Supapa oxigen Evacuare Rezervor de oxigen lichid Camera de propulsie Regulator de ul] Supapa alcool .presiune • JL Regulator de presiune i Ь. ’T- Sr al rezervorului de alcool ; Supapa manuala Fig. 184 TURBOSTATOREACTOR TURION 420 2 3 5 4 6 Fig. 185. Schema de principiu a unei turborachete: 1 — difuzor; 2 — compresor; 3 — motor-racheta chimic; 4 — turbina; 5 — сашегй de ardere; 6 — ajutaj reactiv. Fig. 187. Turboreactor birotor cu dublu flux 421 JINGER Fig. 188 5 si 6. In principiu, in interiorul sau fluxurile primar si secundar ale unui turboreactor cu dublu flux se intil-nesc in difuzorul unui statoreactor, unde are loc о ardere suplimentara de carburant, eventual cu aport supli-mentar de oxigen sau de al{i combu-ranfi. (F.Z.) turion, unui dintre cele douS, capete, de forma cilindricS., ale axei de rotate a lunetei meridiane, prin care aceasta se sprijina pe gale^i. Trebuie sa aiba suprafata slefuita perfect circular, pentru a se micsora cit mai mult erorile instrumental. Forma t. constituie un obiect de studiu in vederea ridic&rii gradului de precizie al determinarilor astrometrice. (G.S. ) turn de lansare v. rampa de lansare turn solar, instalajie astronomic^, (fig. 188) pentru observajrii asupra Soarelui, in care receptorul optic principal — celostat — este asezat la capa-tul unui turn cu in<imea mai mare de 10 m, in scopul de a inlatura pertur-batiile imaginii solare (produse de curentii convectivi forma^i prin incal-zirea solului de catre razele solare). Primul t.s., instalat la о inaljime de 17 m, a fost construit (1908) la Obs. Mount Wilson de catre G. E. Hale. In principiu, intr-o astfel de instalatie lumina incidents pe cupola К pa-trunde intr-un celostat vertical С саге о trimite la un obiectiv O, refractor sau reflector, imaginea Soarelui fiind focalizata pe fanta unui spectrograf orizontal sau vertical. Cel mai mare t.s. construit pina in prezent este acela de la Obs. Sacramento Peak, la care celostatul, vidat in interior, este asezat intr-un turn la о inaltime de 69 m deasupra solului. (E. T.) TU v. timp Tuttle v. cometa Tander, Fridrih Arturovici (1887— 1933), inginer sovietic, unui din con-ducatorii GIRD. Specialist in conce-perea si realizarea de motoare-racheta cu propergol lichid si avioane cu motor-racheta. Lucrari privind teoria miscarii reactive si rachetele cosmice. Numele sau a fost atribuit unui crater lunar. Op. pr.: Pereleti na drughie planeti, 1924; Problema poleta pri pomosci reaktivnih apparatov, 1932; Mejplanetnie poleti, 1947. (F.Z.) Tesevici, Vladimir Platonovici (n. 1907), astronom sovietic, prof. si dir. al Obs. Univ. din Odesa. Specialist in studiul stelelor variabile si al stelelor duble. Contributii importante in problema determinarii elementelor stelelor duble fotometrice. (E.T.) Tinger, Nicolai Iakovlevici (1842— 1918), astronom si geodez rus. Lu-cr&ri privind determinarea cu ajutorul telegrafului a diferen^elor de longi-tudine dintre doua localita^i de pe Pamint (ex. Varsovia-Pulkovo). A elaborat о metoda de corecjie a cro-nometrului prin observarea stelelor TIOLKOVSKI de in<imi egale (metoda T). A analizat erorile personale de obser-vatie in scopul inlaturarii lor. Autor al unor cursuri de astronomie si geodezie. (C.P.t E.T.) Tiolkovski, Konstantin Eduardovici (1857—1935), savant rus, pionier al tehnicii rachetelor si astronauticii. A emis ideea folosirii propulsiei 422 reactive pentru zborul interplanetar (1883) §i a calculat legile miscarii rachetei ca un corp de masa variabila (1903), punind bazele stiintifice ale teoriei zborului cosmic, A sugerat posibilitatea realizarii statiilor spatiale. Op. pr.: Issledovanie mirovih prostranstv reaktivnimi priborami, 1903; Kosmiceskie raketnie poezda, 1929. (F.Z.) и UAI—► Uniunea astronomica inter-nationala U Geminorum (U Gem ), tip de stele variabile, neregulate, asemancitoare stelei prototip ; prezinta . сJ*e$teri de stralucire cuprinse intre 2 si 6m timp de lr->5 d, urmate de revenirea la stralucirea normala timp de 10— 15 d, intervalele dintre cresteri fiind de 20 — 600 d.; Stralucirea lor creste in perioadele de maxim, cuatit mai mult cu cit' intervalul 'dintre acestea este mai mare. Stelele U G* sint denumite uneori nove. pitice, u desi legatura lor -cu novele nu este inc& stabilita. (C.P.) Uhuru, satelit stiintific american (Explorer 42), lansat in dee.; 1970, in Kenya si destinat studierii surselor ceresti de raze X; a detectat peste 150 de astfel de surse in timp. de 3 ani, urmarind totodat^ si variatia in timp a intensita^ii radiatiei lor. S-au descoperit astfel surse de raze X (ex. Cyg X 1) formate din binare cu eclipsa, una din stele, umplind lobul Roche si pierzind materie (particule - cu viteze foarte mari) in favoarea celeilalte (prin acre^ie), prezinta astfel о emisie de raze X; cea de-a doua este о stea neutronidi, sau chiar о gaura neagra. Unele surse de raze X gasite de U, sint resturi de supernove galactice, altele sint extragalactice (putind fi chiar resturi din intregi roiuri de galaxii) etc. Exista un catalog de surse de raze X descoperite de U. (C.P.) Ulugbek, Muhammed Taragai (1394— 1449), sultan, astronom, filozof si matematician mongOl. A construit (1428) un Observator la Samarcand, inzestrat cu toate instfumentele astronomice existente la acea vreme si, mai ales, cu un imens Sextant meridian cu raza de 40 m. A alcatuit tabele ale planetelor, Soarelui §i Lunii. Catalogul stelar elaborat de U. con-tine pozi^iile a 1018 stele, avind coor-donatele determinate cu о precizie de 10' in latitudine si 1° in longitudirie. (E.T.) Umbriel, satelit (v.) al planetei Uranus (v.). (G.S.) unda de $oc, unda intr-un mediu fluid prin care se propaga perturbatii importante ale parametrilor acestuia, cum sint; vitez£, presiune, densitate, temperatura, entropie; aceste marin^i prezinta varia^ii finite pe distajrfce foarte mici (de ordinul parcursului liber mediu), normale pe directia undei. Locul geometric al punctelor atinse de u. de ?. constituie frontul u. de s., care, in cazul miscarii unui corp printr-un .mediu fluid, este de form& conic&. Corpurile ce se depla-seaza cu viteze supersoniqe prin atmosferele planetare sint insotite de u. de acestea sint detasate in fa^a suprafe^elor rotunjite frontale ale corpurilor, ceea ce conduce la cresterea rezistenfei la . inaintare, avantajoasa in cazul frinarii vehicu-lelor cosmice la reintrarea in atmosfera (v.). U. de §. intervin si in prb-pagarea vintului solar (v. magneto-sfera), a undelor ce iau nastere in fotosfera solara si se propaga in UNGHI 424 •oroana, in exploziile de nove si supernove etc. (F.Z. ) unghi de incidenta (in astronautica), unghi format de о anumita axa atasata unui vehicul aerospatial (ex. axa longitudinal^) cu vectorul vitezei relative, a fluidului din zona neper-turbata din amonte. Sin. unghi de atac. De valoarea acestui unghi depind fortele aerodinamice care actioneaza asupra unui vehicul aerospatial aflat in miscare intr-un mediu continuu si, ca urmare, controlul acestuia este important in vederea unei reintrari corecte a unui vehicul spatial in coridorul de reintrare (v.). (F.Z.) unghi orar, una dintre coordonatele astronomice (v.) orare, definit prin unghiul dintre planul meridian al locului si planul orar al astrului. Este pozitiv spre vest si se masoara de obicei in ore si fracfiuni de ora, reprezentind timpul scurs de la tranzitul superior al astrului la meri-dianul locului. (G.S.) unitate astronomica (UA), unitatq de m&sura pentru distantele ceresti, egala cu distanta mijlocie dintre centrul de masa al sistemului P&-mint-Luna si centrul Soarelui, adicS, cu semiaxa mare a orbitei Pamintului; valoarea sa este 149,6 *10® km. (G.S.) Uniunea astronomic£ internationala (UAI), prima uniune stiinfifica internationala de astronomie, infiin-tata dupa prmul razboi mondial, la care participa in prezent un numar de 42 de f ari; dintre acestea face parte si Romania, ce activeaza prin-tr-un Comitet national roman de astronomie. Sin. IAU (International Astronomical Union). Are un numar de peste 40 de comisii pe diferite speeialitafi si probleme, care, coop-teaza astronomi lucrind in domeniile respective de specialitate. Activita-tea U* se concretizeaza in: adunari generale (o dat& la 3 ani), adunari regionale, simpozioane, colocvii de specialitate (urmate de publicarea in volum a comunicarilor si dezbateri-lor). De asemenea, comisiile UAI organizeaz& diferite programe comune de cercetari, schimburi de specialists scoli de vara etc. (C.P.) univers, intreaga lume nemarginita in timp si spa^iu, infinit diversificata, caracterizata printr-o multitudine de forme ale materiei (ponderale sau radiante), aflate in diferite stadii de dezvoltare; cuprinde totalitatea obiectelor, evenimentelor, rela^iilor si energiilor care exists, in mod obiec-tiv, independent de creafia omului. Sin. cosmos (1). Coincide cu u. fizic care confine u. observabil limitat (metagalaxia), alcatuit din mulfimi de sisteme de corpuri ceresti, din care cele mai intinse sint roiurile de galaxii. Studierea fenomenelor care se produc in u., precum §i a inter-dependenfei ?i condifion^rii lor reci-proce, constituie problema fundamen-tal4 a ?tiinfelor naturii. Distribufia materiei u. in spafiu si timp, dife-ritele corpuri si sisteme de corpuri ceresti, ca si structure acelei parti a u. care, la un anumit moment, este accesibila observafiilor noastre, repre-zintS, obiectul de studiu al astronomiei (v.). Studiul u. in ansamblu, prin elaborarea de diferite modele de u., constituie problema de cercetare a cosmologiei (v.). (G.S.) Unsold, Albrecht Otto Johannes (n. 1905), astrofizician german, prof. la Univ. din Mtinchen si din Hamburg; prof. la Univ. si dir. al Obs. din Kiel. Cunoscut pentru cercetarile sale de spectroscopie stelara asupra atmo-sferelor Soarelui si stelelor. A deter-minat temperatura efectiva, accele-rafia gravitationala si compozitia chimica a stelelor. Op. pr.: Physik der Sternatmospharen mit besonderer Berilcksichtigung der Sonne, 1938. (E.T.) Uranus, planeta (v.) a sistemului solar (a saptea in ordinea dep&rtarii de Soare), prima descoperita telescopic 425 URSA la 13 mart. 1781 de W. Herschel, cu magnitudinea aparenta (la opo-zitie) 5,8, la limita vizibilitatii cu ochiul liber; descrie о orbita complete, in c. 83,74 ani, la о distanta medie de Soare de c. 2875 mil. km, pe о elipsa cu excentricitatea 0,047. Masa planetei, determinate cu precizie prin studierea miscarii unuia din cei cinci sateliti ai sai, este de c. 14,55 ori mai mare decit masa Pamintului. Datorita dep&rtarii la care se afia si a stralucirii destul de slabe, diametrul lui U. este determinat numai cu о precizie de 10% (c. 50 800 km); densitatea medie este de c. 1,60 g/cm3, iar accelera^ia greutatii la ecuator de 8,8 m/s2. Din studiul perturbatiilor miscarilor satelitilor sai, s-a putut determina turtirea globului, de c. , si prin metode spectroscopice 12 perioada de rotatie in jurul axei sale, de c. 10 h 49 min, rotatia facin-du-se in sens retrograd. Particula-ritatea deosebita, unica in sistemul solar, pe саге о posed& U., este aceea ca axa sa de rotatie este inclinata doar cu 8° pe planul orbitei, planeta evoluind in jurul Soarelui in pozitie aproape „culcata". Acest fapt permite observarea, in momentele solsti-tiilor (ex. din 1946 si din 1985), a unuia din polii planetei in apropierea centrului discului perfect circular. Globul s5,u apare umbrit spre margini, cu un albedo de c. 0,66, ceea ce indica existenta unei atmosfere groase, formata in cea mai mare parte din metan (CH4); temperaturile joase, de ordinul a 100 K, asociate acesteia arata ca amoniacul putin abundent trebuie sa fie aproape complet con-densat. De asemenea, in atmosfera lui U. s-a detectat (1951) prezenta hidrogenului molecular care, probabil, coexista cu heliul (intr-un raport de 1/3). Date mai precise se vor putea obtine dupa 1979 sau 1985, cind statiile automate Pioneer 10 si, respectiv, 11 vor trece prin vecinatatea planetei. U. are cinci sateliti (v.) care, in ordinea departarii de planeta, sint: Miranda, Ariel, Um-briel, Titania, Oberon; acestia prezinta о stralucire slaba, care face difi-cila studierea lor. Satelitii se rotesc in sens retrograd (in afara de Miranda, a carei miscare ramine inca putin cunoscuta) in jurul planetei, in plane aproape perpendiculare pe planul orbitei acesteia. (G.S.) Urey, Harold Clayton (n. 1893), chi-mist si astrofizician american. Prof. la Institute for Nuclear Studies si la Univ. din San Diego. Cercet&ri de geo-chimie si cosmochimie privind originea sistemului solar, separarea izo-topilor si entropia gazelor. A editat (1963) revista Geochimica et Cosmo-chimica Acta. Premiul Nobel pentru chimie (1934). Op. pr.: The Planets, 1952. (E.T.) Ursa Major (Ursa Mare), una din cele mai cunoscute constelatii (v.) din emisfera nordica a cerului (v. fig. 189), continind sapte stele mai stralucitoare ce formeaza Carul Mareг denumirile lor sint: Dubhe (v.)^ URSA 426 Merak, Phecda, Megrez, Alioth (v.), Mizar (v.), Benetnasch si an magni-tudini aparente mai mici de 3,5. Este vizibila din Romania tot timpul anului. Primele sase stele se afla aprox. la aceeasi departare de Soare, с 81 —98 a.i., ultima fiind mult mai departata, la c. 230 a.i. (G.S.) Ursa Minor (Ursa Mica), una din cele mai cunoscute constelatii (v.) din emisfera nordica a cerului (v. fig. 189), confinind sase stele mai stralucitoare ce formeaza Carul Mic. Este vizibila din Romania in tot timpul anului. La capatul ,,oistii“ sale se afla Polaris (v.), iar cealalta stea mai stralucitoare este Kochab (v.). (G.S.) URSI (Union Radio Scientifique International), organizatie creata in 1919 care apartine de ICSU (International Council of the Scientific Unions) si cuprinde 8 comisii si 2 comitete. Are drept scop dezvoltarea cercetarilor de radiofizica, in colaborare cu alte uniuni interna^ionale: de fizic£, de astronomie, de geofizica etc. (E. T.) urside v. curent meteoric ursigrama, comunicare codificat^ transmisa prin radio si inregistrata, utilizata in special in timpul programelor internationale pentru studiul fenomenelor solare (AGI, AISC etc.). (E.T.) UV Ceti (UV Get), tip de stele variabile (v.) cu eruptii, asem&n&toare stelei prototip, prezentind cresteri bru§te ale stralucirii lor (luminoase si radio) cu pina la 10m. Ele sint pitice aparfinind clasei spectrale M si prezinta linii stralucitoare in spectre. Se considera ей fenomenele observate sint datorate unor eruptii cromo-sferice de 104— 106 ori mai intense ca cele din Soare, produse prin efecte magnetohidrodinamice (con-secinte ale miscarilor convective si ale rotatiei lor). (C.P.) V Valier, Max (1895— 1930), specialist german in tehnica rachetelor. A construit (1928— 1930) rachete cu pulbere, masini de curse dotate cu rachete cu propergoli solizi, autodre-zine cu rachete, sanii cu reactie si a initiat experimentari pentru rachete destinate planoarelor si avioanelor. (F.Z. ) Van Allen, James Alfred (n. 1914), astrofizician american, prof. la Univ. din Iowa. Pionier al cercetarilor spatiale cu rachete si sateliti. Stu-diind datele transmise de satelitii Explorer 1 si 4, a descoperit zonele de radiatie din jurul Pamintului (cen-turile V.A.) . Contributii la studiul razelor cosmice primare. (E.T.) Van de Hulst, Hendrick Christoff ell (n. 1918), astronom olandez, prof. la Univ. din Leiden. A descoperit linia spectrala de 21 cm a hidrogenului, cunumeroase aplicatii in radio-astronomie. Contributii la studiul materiei interstelare, al structurii Galaxiei, al coroanei solare si al di-fuziei luminii in atmosferele plane-tare. (E.T.) Vandenberg, complex de lansare american, situat la Point Arguello (la nord de Los Angeles) pe о suprafata de 260 km2. Sin. WTR (Western Test i?ange). A fost utilizat pentru lansarile de sateliti artificiali si statii automate interplanetare, fiind prevazut cu rampe capabile sa asigure lansarea rachetelor de tip Scout, Atlas, Titan etc. In programul de dezvoltare a complexului V. figu-reaza atingerea unei suprafete utili- zabile de 400 km2 si folosirea unui personal angajat de pina la 20 000 salariati (valori identice cu cele atinse de К SC in timpul programului Apollo). (F.Z. ) Vanguard, program spatial american de realizare a unei rachete purtatoare si a unei serii de sateliti artificiali (v.) ai Pamintului. Racheta purtatoare are о masa totala de lansare de c. 11000 kg si о inaltime de 23,5 m si este prevazuta cu trei etaje reactive: primul are un motor- racheta cu propergol lichid si о forta. de tractiune de 1,4 • 105 N, care imprima ansamblului о viteza de 6400 km/h la altitudinea de 57 km ; al doilea utilizeaza un motor-racheta similar, care permite atingerea vitezei de 17 700 km/h la altitudinea de 200 km; al treilea intra in functiune ulterior, plasind satelitul pe о orbita circumterestra, la altitudini de 400 — 500 km. Cei trei sateliti V., lansati in perioada 1958 —59, au о forma sferica si mase de 2, 10 si, respectiv,. 25 kg (in care este inclusa si structura de rezistenta si un minim de aparate: radioemitator, magnetometru etc.)., (F.Z.) Varsatorul —► Aquarius VEB v. KSC Vega, steaua cea mai stralucitoare — a — din constelatia Lira, cu magnitudinea aparenta 0,03 (fiind una din cele mai stralucitoare de pe cer),. situata la c. 26,5 a.i. de Soare. Din Romania este vizibila tot timpul anului, avind tranzitul superior aproa- VELA 428 pe de zenit. Apar^ine clasei spectrale AO si are о luminozitate de 51 de ori mai mare decit a Soarelui, temperatura la suprafata sa fiind de 11000°C. Y. si stralucire. (G.S.) Vela, constelatie (v.) din emisfera sudica a cerului, cuprinzind mai multe stele foarte stralucitoare §i traversata ■de Calea Lactee. Este invizibilS, din Romania. (G.S.) veloergometru, dispozitiv prevazut cu un mecanism de bicicleta fara roti, destinat masurarii cantitaiii de energie consumata de un organism uman. La bordul cabinelor spatiale ale laboratoarelor Saliut si Skylab •au fost instalate tipuri speciale de v., care au avut in plus in destinatia mentinerii condi^iei fizice a membrilor ■echipaj elor in timpul misiunilor spatiale indelungate, in conditiile impon--derabilitatii. (F.Z.) Venus 1. A doua planeta (v.) a sistemului solar (in ordinea departarii Auriga vint galactic, flux de particuie electrizate (electroni si ioni), de mari ргорогШ, dintr-o galaxie. Rolul co-roanei din cazul vintului solar (v.) il are in acest caz haloul galactic, care se extinde in exterior cu viteze super-sonice. Caracteristica esentiala a pro-ducerii sale consta in faptul ca materia ce graviteazA si sursa de plasma prezinta distributii spatiale dife- 433 rite (spirale, eliptice etc.), in loc sa fie concentrate intr-un corp central cu simetrie sferica. V.g. este produs de stelele normale, de nove si super-nove, ca si de pulsari; cimpurile magnetice asociate acestor surse sint orientate intimplator. (E.T.) vint solar, flux continuu al radiatiei solare corpusculare. (electroni, pro-toni, nuclee de heliu, ioni de oxigen, carbon si azot), ca urmare a expan-siunii magnetohidrodinamice p'erma-nente a coroanei solare. Temperatura inalta a coroanei, de 1—2 mil. K, implica о presiune considerabila, care „pompeaza" plasma coronals in spatiul interplanetar, - atractia gravita-tionala a Soarelui fiind insuficienta pentru a о retine, astfel incit un flux continuu departicule, v.s., para-seste Soarele cu viteze supersonice. Existenta v.s., prezisa de E.N. Parker (1958), a fost confirmata de masura-torile directe efectuate in 1962 cu ajutorul statiilor spatiale automate Mariner 2 si Luna 2, iar in prezent parametrii v.s. sint permanent masu-raji cu ajutorul. satelitilor artificiali si al rachetelor spatiale. Accelerat odatS,. cu extinderea coroanei, v.s. atinge la distanta de 30 Rq de centrul VlNT Soarelui (Rq fiind raza acestuia), viteza de c. 300 km/s si de peste 400 km/s la 215 Rq (1 UA), iar densitatea fluxului de partieule in apropierea Pamintului este de 5—8 cm-3. Acesti parametri sufera modificari cind ni-velul activitatii solare creste (v. tabelul 33). Liniile de forta ale cimpului magnetic solar sint „inghetate in plasma", adica sint antrenate in miscarea de expansiune a coroanei in spatiul interplanetar. Rotatia side-rala cu perioada de 25,38 d a Soarelui are о influenta mica asupra miscarii plasmei coronale, dar ea modifica configuratia cimpului magnetic, im-primindu-i о structure spirala („spirale" Arhimede) in spatiul interplanetar (intensitatea sa fiind de (4— 12)* • 10~3A/m). La nivelul unde se formeaz& v.s., cimpul magnetic spatial are о intensitate de c. 80 A/m, fiind divizat in patru sectoare de polaritati alternative; aceeasi structura este impri-mata si cimpului magnetic interplanetar, fiind perturbata de activitatea solara. V.s. este о plasmS, fara cioc-niri, ce exercit£ о presiune asupra liniilor de forta ale cimpului magnetic terestru, determinind formarea unei magnetos j ere (v.). Dintre planetele sistemului solar, numai Jupiter si Tabelul 33 Parametrii vintului solar In perioada de In perioada de Soare calm Soare activ Viteza particulelor 320 km/s 900---1000 km/s Densitatea protonilor 5---8 cm'3 40 cm-3 si electronilor Temperatura protonilor 4 • 104 К 8 • 105 К Temperatura electronilor 1,5 • 105 К 8 • 105 К Intensitatea cimpului magnetic 4 • 10~3 A/m о i eo > Timpul de zbor (de la Soare c. 8 d citeva ore la Pamint) Pierderea de masa solara 1,2 • 106 t/s VlNT 434 Mercur posed& magnetosfera asem&na-toare celei terestre, ca urmare a interactiunilor v.s. cu cimpul lor magnetic. Interac^iunea v.s. cu co-metele are drept consecinte orien-tarea cozilor acestora in directia opus& Soarelui. (E.T.) vint stelar, flux de partieule electri-zate .(electroni si ioni), provenind de la о stea. Teoretic, se considera ca orice stea cu zona convective de hidrogen poseda un astfel de flux. Prin analogie cu cea din Soare, zona convective stelara genereaza miscari ondulatorii care se propaga in exterior si se disipeazain coroana, incalzind-o pina la temperaturi mari si producind extinderea ei magnetohidrodinamica, cu viteze supersonice. Prin metode spectrale s-au pus in evidenta turbu-lente . in atmosferele multor stele, care pot duce la о incSlzire considerable a atmosferei externe si, prin urmare, la о extindere a acesteia sub fprma de v.s. (ex. stele P Cyg, supragigante В si F); de asemenea, pierderile de materie asociate cu cimpijri magnetice variabile pot fi surse de v.s. Pierderile de materie observate la stelele Wolf-Rayet si la unele stele duble cu eclipse sint considerate ca ar rezulta din expansiuni mai mult sau mai putin stationare ale coroanei stelare; v.s. poate duce la acretia materiei de catre о componenta urmata de evolutia acesteia catre stadiul de stea neutronica. (E.T.) virsta universului (T0), timpul scurs de la explozia initials, (Big Bang), de cind dureaza expansiunea universului (v.), timp in care acesta s-ar fi dilatat de la un volum extrem de mic. Daca expansiunea ar fi avut loc cu viteza constanta, v.u. ar fi egala cu ----*, inversul constantei lui H Hubble (v.) (considerate constanta), fiind date de relatia: _ 978 - 109 ° H[km/s • Mpc], unde T0 este exprimate in ani; pentru H = 55^ km/s • Mpc, T0 = = 18 • 109 ani. In afare de valoarea lui H, T0 depinde de modul in care a avut loc expansiunea in trecut, mai repede sau mai incet, adice de mode-lul cosmologie ales. Pentru constanta cosmologice Л = 0 si parametrul de decelerare q0 = 1, T0H0 — 0,571, iar pentru q0 = 1/2, T0H0 = 2/3; astfel, pentru H crescetor in trecut, v.u. scade pine la о valoare cuprinse intre (0,6 — 0,7) • —— sau pine la (10— 12) • H • 109 ani pentru modelele mentionate. Pe de alte parte, virsta celor mai betrine stele din roiurile globulare este de ordinul (9 + 3) • 109 ani, iar cea deduse din dezintegrarea elementelor radioactive (7 + 1) • Ю9 ani. Valoarea apropiate a acestor doue cifre, deduse prin metode foarte deosebite, constituie о indicatie a faptului ce ele sint in concordante cu realitatea. (C.P.) Vogel, Hermann Karl (1841-1907), astronom german, dir. al Obs. din Potsdam (a cerui construire (1882) a dirijat-o). A efectuat analize spectrale ale stelelor, prin introducerea metodei fotografice in astronomie. A mesurat pentru prima date vitezele radiale ale stelelor si a descoperit (impreune cu E.C. Pickering, 1890) stelele duble spectroscopice. Op. pr.: Observations on Clouds and Stars, 1867. (E.T.) Volans (Pestele zburator), constelatie (v.) mice din emisfera sudice a cerului, continind stele slab streiu-citoare. Este invizibiie din Romania. (G.S.) Vorontov-Veliaminov, Boris Aleksan-drovici (n. 1904), astronom sovietic, prof. la Univ. din Moscova. Specialist in studiul nebuloaselor si al galaxii-lor. Lucreri privind istoria astrono-miei. Op. pr.: Gazovie tumannosti i novie zviozdi, 1948; Atlas of Interacting Galaxies, 1959. (E.T.) 435 VULTURUL Voshod, serie de doua nave cosmice sovietice, lansate pe orbite circum-terestre in perioada 12 oct. 1964 — 18 mart. 1965, Ambele nave au constituit premiere cosmice — prima pentru un echipaj format din trei membri, iar a doua pentru prima iesire a unui cosmonaut (A.A. Leonov) in spatiul cosmic (timp de 20 min). De asemenea, navele V. au fost dotate pentru prima oar& cu un mijloc reactiv de asigurare a aterizarii line (prin frinare gazodi-namiccl) pe ultima perioadH a cobo-ririi, inainte de atingerea solului. Metoda a fost ulterior generalizatS, si la navele Soiuz. V. astronautica. (F.Z.) Vostok 1. Racheta purtatoare sovietica, cu trei etaje reactive, care a servit la lansarile navelor cosmice de tip Vostok (2). A fost dotata cu sase grupuri de motoare-racheta (v.) de tip RD-107, alimentate cu un propergol compus din oxigen lichid si petrol. Cu lungimea de 38 m si diametrul maxim (in zona stabiliza-toarelor de la primul etaj) de 10,3 m si putind plasa pe о orbita circumterestra joasa о sarcina utila pina la 5000 kg, racheta V. constituia pina in 1964 cea mai sigura si mai puternica racheta cosmica. (F.Z.) 2. Prima serie de nave cosmice, cu echipaj format dintr-un singur cosmonaut, lansate de U.R.S.S. pe orbite circumterestre, incepind din 12 apr. 1961 (V. 7, cu primul cosmonaut Iuri Gagarin) si pina la 16 iun. 1963 (V. 6, pilotat de prima femeie-cosmonaut, Valentina Tereskova). Da-tele principale ale zborurilor spatiale la bordul acestor nave sint prezentate in tabelul 5 (v. astronautica). Sistemul de supravie^uire a cosmonautului la bordul navei era asigurat pentru un interval de timp de 10 d si, la fel cu toate celelalte sisteme si aparate de la bordul navei, V. a functionat in conditii bune. Exceptind perioadele de traversare a straturilor dense ale atmosferei la re venire pe sol, cind ionizarea mediului datorita tempera-turilor inalte oprea semnalele radio, centrul de urmarire si control de la sol a comunicat in permanenta cu cosmonautul. In cabina spatiala etan-sa a navei V. a fost creat un micro-climat similar celui de la sol, aerul fiind compus din 21 — 25% oxigen si 0,35 — 0,5% bioxid de carbon §i avind temperaturi intre +13 si +26°C si presiuni intre 755 si 775 Torr. (F.Z.) Vsehsviatski, Serghei Konstantino-vici (n. 1905), astronom sovietic, prof. la Univ. din Kiev. Contributii la studiul coroanei solare si al cometelor. Autor al unei teorii cosmogonice. (E.T.) Vulpecula (Vulpea )t constelatie (v.) din emisfera nordica a cerului, traversal de Calea Lactee. Este vizibila din Romania in timpul verii. Cuprinde nebuloasa planetar& M 27, situata la о departare de c. 1000 a.i. (G.S.) Vulturul 1. —► Aquila 2. Modulul lunar cu care primii paminteni, astronautii ameri-cani Neil Armstrong si Edwin Aldrin, au aterizat la 20 iul. 1969 in Marea Linistii (Mare Tranquillitatis) de pe Luni (F.Z.) W, X Wang-Ho, mandarin si inventator chinez. In jurul anului 1500, a con-ceput un vehicul spatial dotat cu 47 de rachete cu pulbere, destinat unei expeditii lunare. Potrivit le-gendei, a decedat in timpul tentativei de zbor spre Luna. Numele sau a fost atribuit unui crater de pe fata invizibila a Lunii. (F.Z.) Weizsacker, Carl Friedrich von (n. 1912), fizician si astrofizician german, prof. la Univ. din Strasbourg si din Hamburg. Cercetari de fizica nucleara si astrofizica. A elaborat о teorie privind originea sistemului solar. Contributii la teoria evolutiei stelare si a originii sistemului galactic. Impreuna cu H.A. Bethe a descoperit originea termonucleara a energiei stelare. Op. pr.: Die Geschichte der Natur, 1948. (E.T.) WFC (Wallops Flight Centre), complex de lansare al NASA situat in regiunea insulelor Wallops, de la coasta atlantica a statului Virginia, la sud-est de orasul Salisbury. Este constituit din trei complexuri dis-tincte: baza principals, care cuprinde sistemele de control, postul de comanda etc.; zona rampelor de lansare (1 km x 10 km) si zona Wallops Mainland, unde sint plasate statiile de urmarire de tip radar etc. Infiintat in 1945 ca un simplu poligon de tir al Centrului de cercetari Langlav, W. este preluat de NASA incepind din 1958, fiind condus din 1948 de R.L. Krieger. De pe rampele comple-xului W. decoleaza rachete de sonda j, rachete spatiale Scout, unele cate- gorii de rachete cu destinatii speciale etc., frecventa medie a lansarilor fiind de c. 300 pe an. (F.Z.) Whipple, Fred Lawrence (n. 1906), astronom american, prof. la Univ. Harvard si dir. al Obs. Smithsonian. Contributii la teoria si originea cometelor, in spectrofotometria meteorilor si a nebuloaselor planetare. A cerce-tat evolutia sistemului solar. A inves-tigat structura atmosferei inalte a Pamintului cu ajutorul satelitilor artificiali. Op. pr.: Earth, Moon and Planets, 1942. (E.T.) whistler, semnal de zgomot radio pe frecvente joase (1—10 kHz), generat de descarcarile luminoase care se propaga de-a lungul liniilor de fortS ale cimpului magnetic terestru, unind doua puncte conjugate. Intirzierea in timp a unor astfel de semnale (pe frecvente diferite) permite determinarea densitatii electronice a plasmo-sferei. (E.T.) White, Edward (1930—1967), primul astronaut american care a iesit in spatiul cosmic (3 iun. 1965), parasind cabina navei spatiale Gemini 4. A fScut parte din primul echipaj al programului Apollo, pierind impreuna cu V. Grissom si R. Chaffee intr-un incendiu violent declansat in timpul unor testari la sol ale cabinei spatiale (27 ian. 1967). (F.Z.) Wolf, Maximillian Franz Joseph Cornelius (1863— 1932), astronom german, prof. la Univ. si dir. al Obs. din Heidelberg. A folosit metoda foto- 437 X-15 grafica in observatiile astronomice, obtinind о serie de fotografii ale Caii Lactee, ale nebuloaselor galac-tice si ale sistemelor stelare. Aceasta metoda i-а permis totodata sa des-copere 232 asteroizi si о cometa (саге-i poarta numele). Op. pr.: t)ber die Bestimmung der Lage des Zodiakallichts und der GegenscJiein, 1900; Die Milchstrasse, 1908. (E.T.) Wolf, Rudolf (1816—1893), astronom elvetian, dir. al Obs. din Berna si din Zurich, prof. la Ecole polytech-nique si Univ. din Zurich. A efectuat (1852) studii statistice ale petelor solare si a introdus о definitie empirica a indicelui de activitate solara (v.) (numit numarul W.); a gasit lega-tura dintre activitatea solara si furtu-nile geomagnetice. Op. pr.: Taschen-buchfiir Mathematik, Physik, Geoddsie und Astronomie, 1877; Handbuch der Astronomie, 2. vol., 1890 — 93. (E.T.) Woomera, cosmodrom australian si-tuat in localitatea cu acelasi nume din regiunea meridionala a Australiei. De aici s-a dat startul rachetelor engleze Blue Streak, al rachetelor purtatoare europene Europa si al alto г rachete cu diferite destinatii. Este prevazut cu sase baze de lansare, doua sisteme de telemetrie si 200 de puncte de control. (F.Z.) WR, stele Wolf-Rayet (v. clasificare spectrala). (E.T.) WTR —► Vandenberg W Ursae Majoris (W UMa) tip de stele duble cu eclipsa, aseman&toare stelei prototip, avind componentele elipsoidale foarte apropiate, uneori in contact, cu perioadele mai mici de о zi. Variatia stralucirii lor este in general sub 0m,8, iar minimul secun-dar prezinta aproape aceeasi adin-cime cu cel principal. Aceste stele au clase spectrale F—G sau mai tirzii, iar unele dintre componentele lor pot chiar sa umple lobul Roche (v. limita Roche) si sa aiba о atmosfera comuna. V. si stea variabila. (C.P.) X-15, primul avion aerocosmic dotat cu motoare-racheta, care a depasit de peste sapte ori viteza sunetului §i a atins altitudinea de 100 km. A fost prevazut cu un motor-racheta alimentat cu propergol lichid, capabil sa dezvolte о forta tractiune de 2,7 • lO5]^, si cu motoare-racheta acceleratoare cu propergol solid; X-15 a constituit о excelenta scoal& de zbor (in stratosfera) cu viteze mari pentru viitorii piloti spatiali. Printre cei care au pilotat acest avion se numara si N. Armstrong, primul pamintean care .a pasit pe Luna. (F.Z.) z Zanstra, Herman (n. 1894), astrofizician olandez, prof. la Univ. din Amsterdam. Contributii la studiul nebuloaselor planetare si la explicarea spectrului de emisie al acestora (1927). A descoperit 13 nebuloase planetare si a elaborat о serie de metode de obfinere a spectrelor stelare. (E.T.) zbor spatial, evolutie in spatiul cosmic a unui vehicul spatial. Sin. zbor cosmic. Cuprinde faze active (cind motoarele sint in functiune) si faze pasive (cind motoarele sint oprite). Cind pozitia geografica a cosmodro-mului sau momentul lansarii nu permit intrarea directa a vehiculului spatial pe orbita prevazuta, atunci faza activS, este divizata in subfaze ce alterneaza cu subfaze pasive, pinS, ce se ating parametrii orbitali care pot asigura demararea cu succes a misiunii spatiale. De regul&, faza activa totala a vehiculelor spatiale dotate cu motoare-racheta chimice nu depaseste 20 min. Activitatile afe-rente unei misiuni spatiale (cu sau f§,ra echipaj) sint efectuate de obicei in timpul fazei pasive, cind vehiculul spatial se deplaseaza in virtutea inertiei (in prezenja cimpurilor gravi-ta^ionale). V. astronautica; satelit. (F.Z.) Zeldovici, Iakov Borisovici (n. 1914), fizician sovietic. Prof. univ. laMoscova. Lucrari de chimie fizica, astrofizica, fizica particulelor elementare, fizica nucleara. A dezvoltat teoria rache-telor balistice si teoria particulelor elementare. A propus о serie de metode experimentale pentru verifi-carea teoriilor cosmologice. Op. pr.: Reliativistskaia astrofizika (impreuna cu I.D. Novikov), 1967. (E.T.) zenit, punct de pe sfera cereasca situat deasupra locului de observatie, la intersec^ia verticalei locului cu sfera cereasca. Este diametral opus nadirului. (G.S.) zeolit, grup de silicati anhidri de alu-miniu, cu sodiu si calciu, care, prin incalzire, degaja vapori de apa; intrucit absorb cantitati apreciabile de bioxid de carbon, sint utiliza^i in sistemele de regenerare a micro-climatului cabinelor spatiale (F.Z.) zgomot de fond (cosmic), radiatii electromagnetice provenind de la radiosursele cosmice, care produc per-turba^ii ale semnalelor radio cu lun-gimi de unda de la 10 la 0,3 m; intensitatea lor scade cu lungimea de unda. In sistemul solar, surse intense de z. de f. sint Soarele si planeta Jupiter, iar in Galaxie — numeroase radiosurse (ex. din constela^iile Cassiopeia si Cygnus). Temperatura de radiatie a unei rezistente etalon in-clusa in circuitul electronic al unei antene spatiale, al unui radiotelescop etc. se numeste temperatura de zgomot. Aceasta rezistenta prezinta ca-racteristici cunoscute si este integrata intr-un montaj ferit de actiunea perturbatoare a factorilor externi. Intrucit temperatura de zgomot T constituie о masurS, a intensityi z. de f., in calculul sistemelor de telecomunicatii spatiale (v.) se tine seama de valoarea acesteia. Puterea recepJ:ionat£, de un astfel de sistem este dat& de relatia: