ȘTEFAN D. TIRON ION M. NACU ASTRONOMIE Ștefan D. ȚIRON Ion M. NACU ASTRONOMIE w ii •111-1 25536* Biblioteca Națională I a Republicii Moldova , Erenplnr Icpnl Moldova Lyceum Chișinău, 2014 52(075.8) T63 Referenți științifici: Eugen Gheorghiță, Doctor habil. în științe fizico-matematice, Profesor universitar, șef Catedră de Fizică Teoretică și Experimentală, Universitatea de Stat din Tiraspol (cu sediul în Chișinău). Vladimir A. Zakhozhay, Doctor în științe fizico-matematice. Profesor la Catedra de astronomie, Universitatea Națională „V.N. Karazin" din Harkiv, Ucraina. Mikhail I. Ryabov, Candidat în științe fizico-matematice, Docent la Catedra de astronomie, Univer- sitatea Națională „l.l. Mecinicov" din Odessa, cercetător științific superior la Observatorul din Odessa al Institutului de Radioastronomie al Academiei Naționale de Științe din Ucraina, copreședinte al Societății Astronomice Internaționale, președinte al Societății Astronomice din Odessa. Cartea reprezintă un manual de astronomie generală cuprinzând atât temele prevăzute în pro- grama universitară de studii la disciplina «Astronomie generală» pentru studenții de la facultățile de fizică, cât și cele incluse în Curriculum-ul liceal de Fizică cu elemente de Astronomie, aprobat de Ministerul Educației al R. Moldova (marcate în text cu pictograma sau asterisc ®). Capitolele lucrării se încheie cu exerciții rezolvate și exerciții propuse. Textul cărții este ilustrat cu peste 300 de figuri selectate din diverse surse sau întocmite de autori. Anexele de la sfârșitul cărții cuprind date importante sub formă de tabele referitoare la Sistemul solar și lumea stelelor. De ase- menea, se anexează 12 planșe color, harta Lunii și planisfera (harta mobilă a cerului înstelat) care va facilita orientarea pe bolta cerească. Cartea se adresează studenților de la facultățile de fizică, liceenilor, astronomilor amatori, profe- sorilor de astronomie cu activități de predare la liceu, universitate, cercuri de astronomie, precum și tuturor celor pasionați de știința cerului. Sub redacția Ștefan D. Tiron. Redactor: Elena Stati Redactor tehnic: Silvia Lunevi Design: Andrei Lunevi Coperta: Sveatoslav Tiron Tiron, Ștefan D. Astronomie / Ștefan D. Tiron, Ion M. Nacu. - Chișinău : Lyceum, 2015. - 416 p. 500 ex. ISBN 978-9975-3064-0-9. mun. Chișinău str. Pușkin 24, bir. 24 tel.: (022) 21-26-36, fax: 21-26-36 e-mail: editura.lyceum@mail.ru Tipar executat la Tipografia Centrală ISBN 978-9975-3064-0-9. ® Lyceum © Ștefan D. TIRON, Ion M. NACU PREFAȚĂ Realizările impresionante atinse în a doua jumătate a secolului XX în explora- rea spațiului cosmic circumterestru, a Lunii și planetelor Sistemului solar, a spațiului cosmic îndepărtat, dar și perspectivele explorărilor cosmice care se prefigurează la începutul secolului XXI (crearea unei stații permanente pe Lună, lansarea în jurul anului 2033 a unei nave pilotate spre planeta Marte, lansarea de sonde spațiale spre sateliții planetelor gigante, comete și asteroizi etc.) - toate acestea trezesc un inte- res sporit pentru astronomie atât la elevi și studenți, cât și la publicul larg. Astronomia, una din cele mai vechi științe, a avut menirea să satisfacă cerințele practice ale omului (măsurarea timpului, determinarea perioadelor anului, favorabi- le pentru lucrările agricole, orientarea după aștrii cerești ș.a.), dar și curiozitatea lui firească (cum se explică eclipsele de Soare și de Lună? ce sunt cometele, „ploile" de stele etc.). Cu timpul, astronomia a devenit o parte integrantă a culturii și civilizației umane, fiind tratată ca atare din vremuri străvechi în Babilon, China, Egipt, America Centrală, Grecia Antică. Astăzi astronomia este împletită practic cu toate științele, completându-le ori formând cu ele noi ramuri ale științei, cum ar fi astrofizica, cosmonautica, radio- astronomia, astrobiologia, astromedicina, astrogeologia etc. Cam o treime din lite- ratura și filmele de science-fiction abordează probleme cosmice, fenomene studi- ate de astronomie. Multe din predicțiile științifico-fantastice ale lui Jules Verne și Jonathan Swift au devenit realitate. în spațiul dintre Prut și Nistru, astronomia a cunoscut o dezvoltare fructuoasă în perioada interbelică, legată de numele astronomului basarabean Nicolae Donici. Ob- servatorul său de la Dubăsarii Vechi era dotat cu cele mai moderne instrumente as- tronomice, care-i permiteau să facă observații asupra eclipselor de Soare și de Lună și să obțină rezultate înalt apreciate chiar și de Uniunea Astronomică Internațională în cadrul căreia el conducea secția Soarele. în perioada sovietică, cercetările astronomice au fost reluate odată cu organiza- rea, în anii '60 ai sec. XX, a Stației de observare a sateliților artificiali ai Pământului și fondarea în 1972 a Observatorului astronomic al Universității de Stat din Chișinău, unde o echipă de 5-7 cercetători științifici pe parcursul a 20 de ani a realizat contrac- te de cercetare științifică la nivel unional. Mai târziu, Observatorul astronomic, con- struit în Chișinău la sfârșitul anilor '80în cadrul Centrului Tehnico-Științific al Elevilor (trecut ulterior în gestiunea Liceului Republican Real), a găzduit mii de elevi pasionați de astronomie. Aceste observatoare, împreună cu observatoarele mai modeste ale universităților din Bălți și Tiraspol, au adus o contribuție substanțială la pregătirea a sute de profesori de astronomie și fizică. 3 Care sunt în prezent, la început de secol, posibilitățile de satisfacere a interesului în creștere pentru astronomie, pentru explorarea spațiului cosmic și alte probleme legate de științele cerului manifestat de elevi, studenți, astronomi amatori, dar și de publicul larg din R. Moldova? Răspunsul este puțin îmbucurător. Unicul planeta- riu din Chișinău, în care elevii aveau posibilitatea să frecventeze lecții și conferințe susținute de astronomi profesioniști și de profesorii de astronomie din școli, a fost distrus de un incendiu. Micul planetariu din Bălți a fost închis. Observatorul astro- nomic al Liceului Republican Real a fost înstrăinat și închis din motive necunoscute, iar Observatorul astronomic al Universității de Stat din Moldova nu mai este prac- tic implicat în cercetări astrofizice, fiind utilizat doar în scopuri didactice. în ultimul timp, tot mai insistent se pune la îndoială însăși oportunitatea predării astrono- miei în școală. în consecință, timpul rezervat studiului astronomiei în planurile de învățământ a fost redus la doar 18-20 de ore, astronomia fiind incorporată ca un capitol în cursul liceal de fizică. în aceste condiții nu este de mirare faptul că astăzi au priză la public persoane departe de astronomie, care abordează în mass-media de pe poziții pseudo-științifice diverse probleme astronomice, intoxicând astfel tine- retul puțin versat în probleme de astronomie cu tot felul de idei iraționale. La ora actuală, în R. Moldova se editează puțină literatură didactică de astrono- mie. Un mic pas înainte s-a făcut în anul 2011 prin editarea manualului „Fizică. Astro- nomie" pentru clasa a Xll-a, care însă conține doar un singur capitol de astronomie. Prin editarea prezentei cărți de astronomie, autorii au dorit să completeze acest gol, punând la dispoziția studenților, elevilor și profesorilor o lucrare sistematizată și ac- tualizată de astronomie generală, care să cuprindă atât materia clasică din programa de studiu, cât și cele mai recente informații, date și cunoștințe, dobândite cu ajutorul telescoapelor moderne, inclusiv orbitale și al navelor și sondelor spațiale. Fiind conștienți de rolul incontestabil al astronomieiîn educația științifică a tineri- lor, autorii speră ca această carte să contribuie la formarea la elevi și studenți a unei concepții științifice moderne despre Univers, despre locul și rolul civilizației umane în Univers, dar și la lichidarea analfabetismului astronomic și formarea imunității față de diferitele idei și teorii pseudoștiințifice, care nu fac altceva decât să discre- diteze știința. Lucrarea s-a cristalizat din experiența de predare a autorilor și cuprinde atât te- mele prevăzute în programa universitară la disciplina «Astronomie generală» pentru studenții facultăților de fizică, cât și cele incluse în Curriculum-ul liceal de Fizică- Astronomie, aprobat de Ministerul Educației (paragrafele respective fiind marcate cu pictograma & sau asterisc 8). în urma descoperirilor astronomice realizate în a doua jumătate a secolului XX și în primul deceniu al secolului XXI, astronomia în ansamblu, de la planetologie la cosmologie, s-a îmbogățit cu date și cunoștințe absolut noi, care vin să întregească și obiectul de studiu al astronomiei. în acest context, expunerea materiei de studiu se bazează pe concepțiile științifice cele mai moderne despre Sistemul solar și siste- mul Pământ-Lună, despre stele și sistemele stelare, despre formarea, expansiunea și evoluția Universului, formarea și evoluția galaxiilor, nebuloaselor, stelelor și siste- melor planetare. Expunerea materiei și interpretarea fenomenelor astronomice se întemeiază pe cele mai recente date observaționale și descoperiri astronomice. Este dată și o de- scriere succintă a instrumentelor astronomice utilizate în observații asupra aștrilor, inclusiv în școală. Prin conținutul ei, cartea a fost concepută să asigure atât asimilarea unui sistem de noțiuni și elemente generale de astronomie, cât și inițierea în metodele principale de cercetare și observare a fenomenelor astronomice. Accentul se pune pe crearea unei baze teoretice generale, necesare pentru pregătirea studenților și elevilor, dar și a astronomilor amatori în vederea participării la observații vizuale și instrumenta- le și la activități de cercetare. Cartea se adresează studenților, elevilor, astronomilor amatori, cadrelor didacti- ce care au preocupări în domeniul astronomiei în școală, universitate, cercuri, clu- buri etc., precum și tuturor celor pasionați de astronomie. Autorii își exprimă adânca recunoștință și aduc mulțumiri referenților științifici ai acestei lucrări: prof. univ. dr. habil. Eugen Gheorghiță (Chișinău), prof. dr. Vladimir A. Zakhozhay (Harkiv) și docent când. șt. fiz.-mat. Mikhail I. Ryabov (Odessa) pentru lectura manuscrisului și sugestiile exprimate care au contribuit substanțial la com- pletarea și îmbunătățirea lucrării. De asemenea, autorii mulțumesc conf. univ. dr. A.B. Sorocovici pentru opiniile exprimate pe marginea manuscrisului. Autorii vor fi recunoscători cititorilor pentru orice observații critice și sugestii pe marginea celor expuse în carte. Autorii 1 noiembrie 2014 5 INTRODUCERE § 1 * CE STUDIAZĂ ASTRONOMIA? Astronomia ocupă un loc deosebit în rândul celorlalte științe datorită obiectu- lui specific de studiu. Obiectul de studiu al astronomiei este materia din Universul observabil sub toate formele ei de orga- nizare: galaxii și roiuri de galaxii, stele, ne- buloase și materie interstelară, planete, sateliți naturali ai planetelor, comete și corpuri meteorice etc. Astronomia studi- ază mișcarea, structura, compoziția chi- mică, caracteristicile fizice, originea și evoluția corpurilor cerești și a sisteme- lor formate de acestea fiind una dintre cele mai vechi științe ale naturii. Primele cunoștințe astronomice s-au cristalizat acum circa patru mii de ani ca răspuns la necesitățile practice ale omu- lui și se refereau mai ales la mișcarea Soarelui și Lunii, stelelor și planetelor, precum și la diverse fenomene cerești. Cunoștințele astronomice erau necesa- re, în primul rând, pentru a măsura tim- pul și a determina perioadele muncilor agricole. După poziția și mișcarea aștri- lor oamenii se orientau pe mare și pe uscat, preoții preziceau soarta omului și proroceau evenimentele din viața socia- lă. Termenul „astronomie" provine de la cuvintele grecești „astron" - astru, stea și „nomos" - lege. Știința astronomică a avut dintot- deauna un rol esențial în dezvoltarea civilizației umane. în astronomie au fost elaborate metodele de măsurare a tim- pului, de determinare a coordonatelor geografice ale punctelor de pe suprafa- ța Pământului și a coordonatelor cerești ale aștrilor, de măsurare a distanțelor la corpurile cerești și de determinare a ma- sei, vârstei și altor parametri ai acestora. Este incontestabil rolul primordial al as- tronomiei în studierea Sistemului solar, inclusiv a Pământului, în explorarea spa- țiului cosmic și valorificarea cercetărilor cosmice în beneficiul civilizației umane. Fiind strâns legată cu multe alte știin- țe, în primul rând, cu fizica, matematica și chimia și aplicând metodele de cercetare ale acestor științe împreună cu metodele sale proprii, astronomia studiază proce- sele fizice și chimice care se desfășoară în regiunile cele mai îndepărtate ale Univer- sului în condiții și stări cu totul deosebite, care nu există decât în cosmos și care de- ocamdată nu pot fi reproduse în labora- toarele de pe Pământ. Studiul astronomiei ne oferă posibili- tatea de a descoperi și cunoaște natura sub toate aspectele și în toate manifes- tările ei, contribuind astfel la formarea concepției științifice despre lume. § 2* PROBLEMELE FUNDAMENTALE ALE ASTRONOMIEI Cercetările și observațiile astrono- mice actuale au drept scop rezolvarea a trei probleme fundamentale: - determinarea mișcărilor reale și ale celor aparente ale corpurilor cerești, a dimensiunilor și masei acestora; - studierea structurii, proprietăților fi- zice și compoziției chimice a corpuri- lor cerești; 6 - studierea formării și evoluției corpuri- lor cerești (stele, planete, galaxii etc.) și a sistemelor de corpuri cerești, in- clusiv structurii și evoluției Universu- lui accesibil observațiilor. Prima dintre aceste probleme este abordată pe baza legilor mecanicii ce- rești și a observațiilor astronomice de lungă durată începute încă în antichita- te. în acest domeniu au fost acumulate cele mai multe date referitoare mai ales la corpurile cerești mai apropiate de Pă- mânt: Luna, Soarele, planetele ș. a. Abordarea celei de-a doua probleme a devenit posibilă doar odată cu aplica- rea în astronomie a noilor metode de cercetare: analiza spectrală și fotografia în sec. XIX, radioastronomia și metodele bazate pe utilizarea aparatelor cosmice și telescoapelor orbitale în sec. XXI. Deosebit de complicată este cea de-a treia problemă. Pentru rezolvarea ei sunt necesare atât noi date observa- ționale obținute din regiuni îndepărtate ale Universului, cât și noi teorii care să poată explica și interpreta procesele fizi- ce care au loc la temperaturi, presiuni și densități extrem de înalte ale materiei. § 3. RAMURILE ASTRONOMIEI Astronomia contemporană poate fi divizată convențional în mai multe ra- muri în funcție de problemele studiate. Astfel, prima din cele trei probleme fun- damentale ale astronomiei este obiec- tul de studiu în astrometrie, astronomia teoretică și mecanica cerească care în ansamblu constituie așa numita astro- nomie clasică. Astrometria studiază pozițiile și miș- cările aparente ale aștrilor. Ea se ocupă cu determinarea coordonatelor, dimen- siunilor și distanțelor corpurilor cerești, precum și cu măsurarea timpului. Capi- tolul astrometriei în care se elaborează metodele matematice de determinare a pozițiilor și mișcărilor aparente ale corpu- rilor cerești în diverse sisteme de coordo- nate este cunoscut ca astronomia sferică. Un alt capitol este astronomia practică, care studiază instrumentele și metode- le de observație astronomică aplicate la măsurarea timpului și la determinarea coordonatelor corpurilor cerești pe sfera cerească, precum și a coordonatelor geo- grafice pe Pământ și alte planete. Meto- dele astrometriei practice se folosesc pe scară largă în navigația maritimă, aviație, cosmonautică și geodezie. Astrometria fundamentală se ocupă cu determinarea coordonatelor corpurilor cerești din ob- servații și întocmirea cataloagelor stela- re, dar și cu determinarea constantelor astronomice fundamentale. Astronomia teoretică elaborează metodele de determinare a orbitelor corpurilor cerești după pozițiile lor apa- rente (aceasta fiind așa nimita problemă directă) și metodele de calcul al efemeri- delor (pozițiilor aparente) ale corpurilor cerești după elementele lor orbitale cu- noscute (problema inversă). Mecanica cerească studiază legile mișcării reale a corpurilor cerești sub ac- țiunea forțelor de atracție universală. Ea se ocupă, de asemenea, cu determinarea formei și masei corpurilor cerești și cu studiul stabilității sistemelor de corpuri cerești. Mecanica cerească este aplicată cu succes în cosmonautică la rezolvarea problemelor de dinamică a zborurilor cosmice și de calcul al traiectoriilor na- velor cosmice și sateliților artificiali. Cea de-a doua problemă fundamen- tală a astronomiei legată de structura și proprietățile corpurilor cerești, este stu- diată în astrofizica și astronomia stelară. Astrofizica studiază structura, pro- prietățile fizice și compoziția chimică a corpurilor cerești, a materiei interplane- tare și interstelare. Astrofizica practică (observațională) este legată de elabo- rarea metodelor practice de cercetare astrofizică și de construcția instrumen- telor și aparatelor corespunzătoare de cercetare, în timp ce astrofizica teoretică interpretează fenomenele astrofizice ob- servate în baza legilor fizicii. începând cu a doua jumătate a sec. XX, în astrofizică sunt aplicate noi metode specifice de cercetare pentru a studia radiațiile elec- tromagnetice emise de corpurile cerești pe toate lungimile de undă. Astfel au luat naștere noi capitole ale astrofizicii, cum ar fi radioastronomia, astronomia în in- fraroșu, astronomia în raze X (Roentgen), astronomia în raze gamma ș.a. Astronomia stelară studiază distri- buția și mișcarea spațială a stelelor, sis- temelor stelare și materiei interstelare, luând în considerație particularitățile lor fizice. Pe lângă stelele obișnuite, sunt cercetate și noile obiecte descoperite în a doua jumătate a secolului XX, cum ar fi quasarii, stelele Roentgen, stelele neu- tronice (radiopulsarii) ș.a. Un nou capitol al astronomiei stelare în plină dezvoltare este astronomia extragalacticâ care are ca obiect de studiu galaxiile și materia in- tergalactică din afara Galaxiei noastre. în sfârșit, cea de a trea problemă fun- damentală a astronomiei este abordată în cadrul cosmogonici și cosmologiei care împreună cu astrofizica și astrono- mia stelară sunt denumite uneori astro- nomia modernă. Cosmogonia se ocupă cu probleme legate de formarea corpurilor cerești, inclusiv a Sistemului solar și a Pământu- lui, bazându-se pe datele și rezultatele obținute de celelalte ramuri ale astro- nomiei. Cosmologia studiază proprietățile fizice, structura și evoluția Universului accesibil observațiilor - a Metagalaxiei, pe baza legilor și teoriilor fizicii moder- ne - teoria relativității generalizate a lui Einstein, fizica particulelor elementare, fizica nucleară ș.a. Ipotezele cosmologi- ce privind dezvoltarea Universului sunt verificate în baza datelor observaționale obținute în astrofizică, astronomia stela- ră și astronomia extragalacticâ. în ultimele decenii se dezvoltă o nouă ramură a astronomiei - arheoas- tronomia care studiază cunoștințele și concepțiile astronomice ale popoarelor străvechi. § 4* ASTRONOMIA Șl ASTROLOGIA Astrologia (din greacă: dotpov as- tron - stea, și X6yo<; logos - știință, teo- rie, studiu) este un sistem de cunoștințe astronomice, practici, tradiții și credințe care erau și sunt aplicate pornind de la premiza că mișcările și pozițiile relative ale corpurilor cerești pe sfera cerească ar influența viața omului și evenimente- le de pe Pământ și ar folosi la prezicerea viitorului. La sfârșitul mileniului al lll-lea Î.Hr., în Mesopotamia se făceau observații astronomice sistematice asupra Lunii, Soarelui, planetelor, stelelor, fenome- nelor atmosferice și cerești, care erau folosite pentru a prezice viitorul. O măr- turie convingătoare în acest sens este colecția de tăblițe cu texte cuneiforme 8 „Enuma Anu Enlil" descoperită în bibli- oteca din palatul regelui assirian Assur- banipal (685 Î.Hr.-627 Î.Hr.) din Ninive. Textele conțin informații și observații în- registrate pe parcursul a sute de ani care erau folosite pentru a interpreta unele fenomene astronomice și a prezice cum acestea ar putea să afecteze regele și ac- țiunile sale. Astrologia datează aproximativ din mileniul al ll-lea Î.Hr., având rădăcini în sistemele calendaristice folosite pen- tru a prezice schimbările sezoniere și a interpreta fenomenele cerești. Astro- logia era practicată în Mesopotamia (1950-1961 Î.Hr.), China (1046-256 Î.Hr.) și alte civilizații și a atins apogeul dez- voltării sale în Babilon (1900-538 Î.Hr.). Preluată ulterior de greci și de eleni, astrologia era folosită în Mesopotamia pentru a interpreta fenomenele cerești sub aspectul influenței acestora asupra evenimentelor sociale (soarta regelui și a țării, șansele de izbândă în războaie, bătălii etc.). Indienii, chinezii și mayașii au elabo- rat sisteme sofisticate de predicție a eve- nimentelor terestre bazate pe observații asupra cerului. Cucerirea Asiei de către Alexandru cel Mare (356-323 Î.Hr.) a făcut ca astro- logia să se răspândească în Grecia, Roma Antică, apoi în toată Europa. Astronomia și astrologia au avut o lungă istorie comună, motiv pentru care ele sunt uneori confundate chiar și în zilele noastre. în antichitate nu se făcea o distincție clară între astrono- mie și astrologie. Astfel, în Grecia Anti- că termenul astrologie se referea mai mult la astronomie, iar școala lui Platon (428-348 Î.Hr.) promova studiul astrono- miei ca parte a filosofiei. în ultimele două secole înainte de era nouă, astrologia a început să se ocupe și de prezicerea evenimentelor pentru persoane individuale, prin alcă- tuirea așa numitelor horoscoape. Tra- diția astrologiei horoscopice s-a stabilit definitiv sub influența culturii elene în jurul sec. I d.Hr. Horoscopul (din greacă: wpoaKonoț horoskopos: wpa - interval de timp, perioadă și oiconoț - observa- tor) este o diagramă (schemă) astrolo- gică a cerului de deasupra unei locații, în ea sunt reprezentate pozițiile relative ale Soarelui, Lunii, planetelor, stelelor fixe, precum și așa numitele aspecte as- trologice, case și semne zodiacale Ia un moment de timp în care are loc un eve- niment oarecare, cum ar fi, de exemplu, nașterea unui om. Una din noțiunile utilizate în astrolo- gie este zodiacul ori „cercul animalelor" care este o zonă sau o centură pe sfera cerească, în limitele căreia este obser- vată de pe Pământ mișcarea aparentă a planetelor. Această centură are lățimea de circa 15-18 grade și este împărțită convențional în 12 sectoare a câte 30 de grade lățime fiecare, numite semne zodiacale. Centura zodiacului are ca li- nie de mijloc ecliptica - drumul anual aparent al Soarelui pe sfera cerească. Așa numitul Zodiac tropical, folosit de majoritatea astrologilor, este bazat pe anotimpuri și își are începutul în mo- mentul când Soarele intersectează ecu- atorul ceresc în punctul vernal, la 20 sau 21 martie, intrând în semnul zodia- cal Berbecul (Aries). Semnele zodiacale nu trebuie confundate cu cele 12 gru- puri de stele din această regiune a sfe- rei cerești, numite constelații zodiacale dintre care niciuna nu ocupă exact 30° pe ecliptică. 9 în majoritatea aplicațiilor, astrologia europeană se bazează pe concepția ge- ocentrică a lui Ptolemeu (secolul I d.Hr.) potrivit căreia Pămîntul este centrul Universului, ceea ce nu corespunde rea- lității. în același timp, sistemul heliocen- tric al lui Copernic, cu Soarele în centrul Sistemului nostru planetar, este o ex- cepție în astrologie. Principiile astrolo- giei clasice au fost expuse de Ptolemeu în lucrarea „Tetrabiblos" și s-au păstrat practic neschimbate până în timpurile moderne. în Europa medievală astrologia s-a răspândit în secolul al Xll-lea, când texte- le astrologice scrise în elenă și arabă au fost aduse în Europa și traduse în latină, în acea perioadă studenții de la medici- nă studiau astrologia pentru a o folosi în practica medicală. în Evul mediu târziu, acceptarea sau respingerea astrologiei depindea deseori de atitudinea față de ea manifestată la curțile regale ale Eu- ropei. Unii regi urmau sfaturile astrologi- lor în luarea deciziilor. Unii astronomi de până la Newton, cu excepția lui Copernic, practicau astrologa, deși nu credeau în ea. Referințe astrologice se găsesc și în lucrările lui Dante Alighieri, William Sha- kespeare ș.a. în istoria sa astrologia era legată cu alte științe, cum ar fi astronomia, alchi- mia, meteorologia și medicina. O primă distincție între astrologie și astronomie a făcut astronomul persan Abu Rayhan al-Biruni (973-1048) în ju- rul anului 1000. El combatea astrologia prin raționamente științifice, afirmând că metodele utilizate de astrologi sunt conjuncturale și nu empirice. Și doar abia în secolul al XVII-lea as- trologia și astronomia au început să fie recunoscute ca discipline diferite, când astrologia nu mai era privită ca o știință, ci era definită ca o formă de prorocire, deoarece folosea pozițiile aparente ale corpurilor cerești pentru a prezice eve- nimentele ce ar urma să se întâmple pe Pământ. Separarea definitivă a astrolo- giei de astronomie s-a produs treptat în decursul secolelor XVII și XVIII, odată cu începutul revoluției științifice, când astrologia era considerată tot mai mult drept o știință ocultă, o superstiție. Noile concepții științifice din as- tronomie și fizică apărute la sfârșitul secolului al XVII-lea, cum ar fi helio- centrismul și mecanica newtoniană, au subminat statutul academic și teoretic al astrologiei, astfel încât ea și-a pierdut în mare măsură credibilitatea. Astrolo- gia a fost respinsă de către comunitatea științifică pentru că ea nu putea explica tainele Universului. Din 1666, astrologia a încetat să mai fie predată ca disciplină academică la Universitatea din Sorbona, locul ei fiind preluat, din sec. XVIII, de astronomie. în prezent, astrologia occidentală reprezintă deseori un sistem de horo- scoape, care pretind să explice aspecte- le individuale ale oamenilor și să prezică evenimentele viitoare din viața lor ba- zându-se pe pozițiile relative ale obiec- telor cerești. Din punctul de vedere al științei con- temporane, astrologia nu poate fi cali- ficată ca o știință, pentru că, spre deo- sebire de astronomie, ea nu se bazează pe datele observaționale și nici pe legile cunoscute ale naturii verificate expe- rimental. Astrologia nu utilizează me- tode științifice și nici aparatul abstract al fizicii și matematicii pentru a explica 10 fenomenele cerești. Ea încearcă doar să le coreleze pe acestea cu evenimentele de pe Pământ și preocupările oameni- lor. Fără a aplica metodele științifice, astrologia folosește raționamente mis- tice, simboluri și superstiții îmbinate cu calcule matematice pentru a demonstra că Universul are o esență supranatura- lă. Or, nu există nici o dovadă științifică credibilă în sprijinul afirmațiilor precum că pozițiile relative și mișcările stelelor și planetelor ar putea să determine soarta oamenilor și să influențeze evenimente- le de pe Pământ. Pănă în prezent, nu există nici un ex- periment care să fi demonstrat adevărul afirmațiilor astrologice. Toate eforturile de a stabili corelații statistice credibile între poziția aștrilor cerești în momentul nașterii omului și particularitățile perso- nalității lui sau evenimentele din viața lui nu au dat niciun rezultat pozitiv. Predic- țiile astrologice nu se deosebesc esenți- al de orice prezicere întâmplătoare. O dovadă convingătoare a inconsis- tenței astrologiei o constituie experi- mentul "gemenii astrologiei", început în 1958 de către un grup de cercetători englezi. Savanții au studiat peste 2000 de oameni care s-au născut în aceeași zi ia intervale în medie de circa 4,8 mi- nute (așa numiții gemeni temporali) și au urmărit soarta lor de mai departe. în experiment s-au studiat starea să- nătății, ocupațiile, starea familială, nivelul de inteligență, aptitudinile mu- zicale, artistice, sportive, capacitățile pentru matematică, limbi străine etc. - în total, peste 100 de parametri. Con- form astrologiei, acești oameni trebu- iau să aibă profesii apropiate, dezvolta- re mintală apropiată, obiceiuri apropia- te etc. însă nu a fost descoperită nici o asemănare între „gemenii temporali". Ei s-au dovedit a fi tot atât de diferiți unul de altul ca și oamenii născuți la date cu totul diferite. Știința modernă califică astrologia ca o pseudoștiință și o prejudecată, bazân- du-se pe faptul că metodologia astrolo- giei nu este compatibilă cu metodologia științifică modernă. Astrologia ține de domeniul superstițiilor, învățăturilor pseudoștiințifice și magiei. în Rusia, de exemplu, pe lângă Prezidiul Academiei de Științe a fost înființată o Comisie spe- cială de combatere a teoriilor pseudo- științifice, inclusiv a astrologiei și a falsi- ficării cercetărilor științifice. în 1975, 186 de savanți cu renume mondial, inclusiv 18 laureați ai Premiului nobil au semnat o declarație prin care contestă astrologia și exprimă îngrijora- rea în legătură cu faptul că multe mijloa- ce de informare în masă oferă paginile lor astrologiei și altor pseudoștiințe. 11 Copitolul I. Arheoastronomia este o știință care s-a format în a doua jumătate a sec. XX având ca obiect de studiu cunoștințele astronomice ale culturilor preistorice. Ea se împarte în arheoastronomia propriu- zisă care studiază monumentele arheo- logice preistorice în vederea identificării unor semne de importanță astronomică, și etnoastronomia care pune în evidență concepțiile cosmologice și cosmogonice ale anticilor prin studiul surselor folclori- ce și etnografice, precum și al desenelor (pietroglifelor) străvechi. Arheoastronomia, la rândul ei, este un capitol al unei discipline mai largi - paleoastronomia, care studiază eveni- mentele astronomice străvechi. Ca o știință interdisciplinară, arheoastrono- mia folosește rezultatele obținute de arheologie și astronomie, precum și de istoria științei, istoria religiei, etnologie, lingvistică, paleodimatologie ș.a. începuturile astronomiei datează din timpuri străvechi. Culturile preistorice au lăsat după sine multe monumente care denotă anumite cunoștințe astronomice, cum ar fi piramidele egiptene, monumen- tul neolitic preistoric Stonehenge (Marea Britanie), sanctuarele de la Sarmizege- tusa Regia (România) ș.a. Civilizațiile din Mesopotamia (Sumer, Babilon, Assiria), Egipt, China, India, Grecia, America fă- ceau observații sistematice asupra ceru- lui nocturn și corpurilor cerești. Civilizația din Meso- potamia, teritoriu în Orientul Mijlociu situat între râurile Tigru și Eufrat (astăzi Irak și parțial Siria și Turcia), a apărut în urmă cu circa 10 000 de ani, însă pri- mele mărturii scrise datează din anul 3300 Î.Hr., când Mesopotamia era locui- tă de sumerieni. în centrul orașelor erau construite temple denumite ziggurate reprezentând construcții piramidale cu terase folosite și pentru observa- rea mișcării aștrilor (fig. 1.1). Se făceau . . Ruinele zigguratului neoSumerian de la Ur (Iraq) (sec. XXI Î.Hr.). Foto: Aladdin Hussam. 12 observări ale Soarelui, planetelor, ste- lelor și constelațiilor care erau folosite pentru a stabili perioadele lucrărilor agricole, dar mai ales în scopuri astro- logice. Sumerienii grupau stelele în con- stelații, deosebeau planetele de stelele fixe și cunoșteau că Luceafărul de dimi- neață și cel de seară este unul și același astru - planeta Venus pe care o numeau Inanna. Primele texte astronomice care s-au păstrat până în zilele noastre datează din mileniul al ll-lea Î.Hr. și provin din Babilon, un oraș în cursul de mijloc al râului Eufrat (astăzi în Irak). Babilonienii, urmași ai sumerienilor, puneau accentul pe înregistrarea și calcularea mișcărilor Soarelui și Lunii. Se presupune că ei au descoperit ciclul Saros (18 ani 11 zile și 8 ore) de repetare în aceeași ordine a eclipselor de Lună și de Soare, ceea ce le-a permis să prezică eclipsele. Textele astronomice babiloniene, deși învăluite de astrologie și misticism, conțin înre- gistrări prețioase ale mișcării planetei Venus și altor planete, efectuate pe parcursul a 21 de ani. La babilonieni, Soarele și Luna erau „responsabile" de vreme și calendar, iar Venus - de recol- tă și războaie. Babilonienii au întocmit calendarul lunisolar cu anul de 12 luni și săptămâna de 7 zile, au construit ceasul solar și au introdus unitățile de timp. De asemenea, ei erau preocupați de prezi- cerea fenomenelor cerești despre care credeau că pot influența viața omului. Către sfârșitul mileniului al ll-lea Î.Hr. majoritatea stelelor strălucitoare erau deja grupate în aproape 70 de conste- ' . Tableta 1 din Mul. Apin cu date despre stele (copie babiloniană, - 500 Î.Hr.) (Muzeul Britanic, Londra) www.reocities.com/astrologymulapin lății, multe dintre care și-au păstrat de- numirile până în zilele noastre (Gemenii, Racul, Leul, Balanța, Scorpionul ș.a.). Constelațiile zodiacale de astăzi au de- numirile în latină traduse după vechile denumiri babiloniene. în Mesopotamia, perioada de înflo- rire a astronomiei este mileniul I Î.Hr., când Assiria se transformă într-un stat puternic, iar influența Babilonului sca- de. Compendiul astrologie „Mul Apin" (circa 1000 Î.Hr.) include catalogul cu 66 de stele și constelații, culminațiile succesive ale unor stele și lista a 18 con- stelații „în calea Lunii", adică zodiacale (fig. 1.2), precum și tabele pentru de- terminarea orei prin măsurarea lungimii 13 umbrei unui gnomon. în timpul domni- ei ultimilor regi assirieni (secolele VIII- VII î.Hr.), astrologia și astronomia erau considerate ca activități importante de stat, iar rezultatele observațiilor astro- nomice erau aduse regulat la cunoștința regelui. O atenție deosebită se acorda eclipselor de Soare și de Lună despre care se credea că sunt prevestitoare de rele. în liste speciale - „jurnale de ob- servații" erau trecute poziția Lunii față de stele, deplasările planetelor față de Soare și stele, echinocțiile și solstițiile, cometele observate și meteoriții des- coperiți. Printre ruinele palatului ulti- mului rege assirian, Assurbanipal (668- 626 î.Hr.), a fost găsită o bibliotecă cu „cărți" sub formă de plăci de lut ars cu scriere cuneiformă care conțin și texte scrise de astronomii assirieni (fig. 1.3). în timpul domniei regelui assirian Nabu- codonosor (605-562 î.Hr.) a fost constru- it turnul - templu Marduk din Babilon considerat și cel mai mare observator din antichitate. După căderea Assiriei a urmat o scurtă perioadă de 90 de ani de reîn- viere a Babilonului, perioadă ce s-a remarcat prin dezvoltarea unei teo- rii matematice care permitea calculul mișcării Lunii și planetelor cu o precizie suficient de înaltă pentru acea vreme, în aceeași perioadă a fost descoperită ecliptica și împărțită centura zodiacală în 12 părți egale, denumite fiecare cu numele unei constelații. A fost desco- perit ciclul de 19 ani (6940 zile) după care fazele Lunii se repetă la aceleași date calendaristice, înainte ca acest ciclu să fie propus mai târziu, în anul 433 Î.Hr., de către astronomul Meton (n. cca 460 î.Hr.) din Atena și cunoscut astăzi ca ciclul lui Meton. în jurul anului 600 î.Hr. astronomii babilonieni puteau prezice cu o precizie surprinzătoare mișcările planetelor și au observat creșterea longitudinii eclipti- ce a acestora care, cum se știe, este o urmare a precesiei echinocțiilor. Date- le astronomice acumulate și metodele matematice elaborate de învățații din Mesopotamia au contribuit semnificativ la dezvoltarea astronomiei ca știință în Grecia antică. ‘ . Papirusurile descoperite în Egipt dovedesc că egiptenii antici po- sedau cunoștințe astronomice din cele mai vechi timpuri. Pentru egipteni, problema fundamentală era măsurarea timpului pentru a putea stabili cât mai exact momentul de început al lucrărilor agricole. Egiptenii au construit orologiul cu apă, au împărțit ziua în 24 de ore și au determinat lungimea anului. Obser- varea stelelor avea pentru egipteni o 14 i . . . Piramidele din Giza, Egipt (secolul XXV Î.Hr.) importanță vitală, deoarece le permitea să prevadă revărsările anuale ale râului Nil, ale cărui ape aduceau cu ele mâlul fertil foarte necesar pentru a fi cultivat și a obține recolte bogate. Revărsarea apelor Nilului avea loc odată cu răsări- tul heliac al stelei Sirius, denumită So- this (răsăritul este numit heliac atunci când o stea răsare în zorii zilei înaintea Soarelui), dimineața acelei zile fiind la egipteni și începutul unui nou an. în mi- leniul III î.Hr., egiptenii deja foloseau un calendar solar bazat pe anul de 365 de zile și ziua de 24 de ore - primul calen- dar solar din istorie. Anul sothiac definit ca timpul dintre două răsărituri heliace ale lui Sirius era pus la baza calendarului agricol, utilizat în paralel cu anul oficial. O dovadă a faptului că egiptenii antici cunoșteau bine cerul sunt și piramidele de pe platoul Gizeh (3000î.Hr.) (fig. 1.4), orientate fiecare după punctele cardina- le și aliniate astfel că par a fi imaginea pe Pământ a stelelor din centura con- stelației Orion. Axa Nord-Sud a pirami- dei Keops (Khufu) (anul 2638 Î.Hr.) diferă doar cu 03’ 06" de direcția reală Nord, fapt care demonstrează precizia înaltă a măsurărilor realizate de astronomii egipteni. Templul Amun-Re din Karnak (fig. 1.5) a cărui construcție a început pe timpul domniei faraonului Ramses al ll-lea (circa 1391-1351 î.Hr.), este ali- niat pe direcția răsăritului de Soare la solstițiul de iarnă. . Astronomii chinezi aveau ob- servatoare sofisticate deja către anul 2300 î.Hr. Una din funcțiile principale ale astronomilor din China antică era observarea și înregistrarea fenomene- lor cerești neobișnuite - eclipse, come- te, curenți meteorici, stele noi. Prima eclipsă totală de Soare înregistrată în China a avut loc la 26 mai 1217 î.Hr., iar înregistrările eclipselor de Lună datează din timpuri și mai vechi. Astronomilor 15 . Astronom chinez (mileniul III î.Hr.). chinezi (fig. 1.6) le aparțin și primele în- registrări de pete solare datând din a. 28 î.Hr. Ei au observat și alte structuri solare, cum ar fi coroana solară și pro- tuberantele. Primul curent meteoric în- registrat datează din anul 2133 Î.Hr., iar cometa observată pentru prima dată de chinezi în anul 613 î.Hr. este cunoscuta astăzi cometa Halley. Astronomii chinezi înregistrau cu grijă orice stele care apă- reau pe neașteptate printre stelele fixe. Prima novă a fost observată în China (în 1400 î.Hr.), iar steaua observată de chinezi în anul 1054 d.Hr. este cunoscu- tă azi ca supernova 5N 1054 care a dat naștere nebuloasei Crabului. Ea a fost înregistrată și de astronomii arabi, dar a trecut se pare neobservată de contem- poranii lor europeni. în urmă cu circa 4000 de ani, în China era folosit cel mai vechi instrument astronomic cunoscut omului, gnomonul (fig. 1.7). Una din sarcinile principale ale studiilor astro- nomice în China antică era identificarea solstițiilor. Printre alte realizări ale as- tronomiei chineze se numără explicarea corectă a cauzelor eclipselor de Soare și de Lună, măsurarea cu precizie a perioa- dei sinodice a planetei Jupiter, apoi și a celorlalte planete cunoscute pe atunci (sec. III î.Hr.). Chinezii erau preocupați și de măsurarea timpului, ei foloseau ca- lendarul lunisolar cu ciclul de 60 de ani și durata anului solar determinată cu ace- eași precizie ca și în calendarul gregorian introdus cu circa 300 de ani mai târziu. ’ Primele referințe la astrono- mie, în India, se regăsesc în Rig-Veda, unul dintre cele patru texte sacre ale Hinduismului, cunoscute ca Veda și compuse între anii 1700-1100 Î.Hr. Veda conține referiri la Soare, stele, comete și date despre eclipse de Soare și calendar. C. 1.7. Gnomonul. 16 . . . Observatorul Jantar Mantar, 1727-1734 (Jaipur, India). Astronomia fiind strâns legată de religie, Soarele, stelele și cometele erau zeifica- te, iar Soarele era considerat în Veda una din principalele zeități care atrage cor- purile cerești. Din timpuri străvechi Indi- enii foloseau planetele la determinarea destinelor umane. Astronomilor antici indieni le aparțin ipotezele revoluționa- re potrivit cărora stelele sunt la fel ca și Soarele (Surya), iar planetele orbitează în jurul Soarelui. Ei au estimat circumfe- rința Pământului, lungimea obținută fi- ind foarte aproape de cea reală. în urmă cu mii de ani filosofii indieni sugerau ide- ea Universului oscilatoriu, potrivit căreia evoluția acestuia reprezintă cicluri de reincarnări. în limbaj modern aceasta în- seamnă că Marea Explozie (Big Bang) nu constituie nașterea Universului, ci pur și simplu sfârșitul ciclului precedent, adică distrugerea ultimei incarnări a Universu- lui. Astronomii din India antică erau în stare să facă măsurări suficient de preci- se și să prezică eclipsele. în secolul al V-lea d.Hr., cu aproape o mie de ani înainte de Copernic, astro- nomul indian Aryabhata (476-550 d.Hr.) sugerase conceptul heliocentrismului. Aryabhata afirma că Luna reflectă lumina Soarelui, că eclipsele de Lună sunt cauzate de umbra Pământului ce cade pe Lună, iar cele de Soare sunt provocate de Luna care eclipsează Soarele. El vorbea de rotația di- urnă a Pământului în jurul axei și știa că mișcarea Soarelui în jurul Pământului este una aparentă. O expresie elocventă a vas- telor cunoștințe astronomice ale vechilor indieni și a preciziei atinse către secolul al XVIII-lea în construcția de instrumente destinate observațiilor astronomice este Observatorul Jantar Mantar din Jaipur (fig. 1.8), construit în anul 1727. 17 „Solstițiul de vară la Stonehenge (Anglia) (2400-2200 Î.Hr.). Stonehenge. Ansamblul me- galithic Stonehenge, situat în partea de sud-est a Angliei, este probabil unul dintre cele mai faimoase monumente preistorice din lume. Construit în mai multe etape în perioada neoliticului târziu, el reprezintă patru cercuri con- centrice formate din blocuri masive de piatră, de aproximativ 6 metri înălțime fiecare, așezate vertical între anii 2400 și 2200 î.Hr. Deși nu se știe exact rolul ansamblului, se crede că el era legat de cultul Soarelui și că cei care l-au constru- it posedau cunoștințe de astronomie, iar ziua solstițiului de vară (21 iunie) avea o semnificație deosebită, probabil religi- oasă, pentru ei, dovadă fiind și orienta- rea sa după răsăritul și apusul Soarelui la solstiții (fig. 1.9). Pe lângă destinația sa religioasă, mistică sau spirituală, ansam- blul Stonehenge avea probabil și un rol important astronomic, cercul de blocuri megalitice servind ca un calendar astro- nomic, cu diferite puncte ce corespun- deau unor fenomene astronomice, cum ar fi solstițiile, echinocțiile, eclipsele și alte evenimente cerești. Preocupările astronomice ale dacilor. lordanes, istoric got (sec. VI d.Hr.), scria că Zalmoxis, zeul dacilor, i-a învățat pe daci semnele zodiaculuii, mersul plane- telor și secretele astronomiei. Săpăturile arheologice începute în anii 1950 la Sar- mizegetusa Regia, capitala Daciei prero- mane, situată în munții Orăștie (județul Hunedoara) la 1200 m altitudine pe tera- se artificiale au scos la iveală un complex de sanctuare - unele de formă patrulate- ră, iar altele de formă rotundă. La aces- tea din urmă - Sanctuarul mare circular și Sanctuarul mic circular s-au păstrat bazele de coloană din piatră, pe care se 18 ridicau coloane din lemn sau din andezit¹. Sanctuarul mare rotund este de fapt re- prezentarea în piatră a calendarului solar dacic. Discul din andezit - "soarele de an- dezit" reprezintă Soarele și arată carac- terul urano-solar al religiei geto-dacice (fig. 1.10). Istoricii estimează că sanctua- rele au fost ridicate în secolele lll-ll Î.Hr. Sanctuarul mare este orientat exact pe direcțiile Nord-Sud și respectiv Est- Vest. El este astfel aliniat, încât razele Soarelui care răsare îl străbat de la un capăt la celălalt doarîntr-o singură zi pe an, la 22 decembrie, în ziua solstițiului de iarnă, atunci când începe iarna astro- nomică. Este de remarcat asemănarea între planul Sanctuarului mare rotund și acela al monumentulu megalitic de la Stonehenge (Anglia). în ceea ce privește „soarele de ande- zit’', cu razele compuse din segmente de cerc, acesta amintește de celebra Piatră a Soarelui aztecă. „Soarele de andezit" pare să fi fost folosit ca un cadran solar. Calendarul solar dacic de la Sarmize- getusa era realizat într-un mod cu totul original, nemaiîntâlnit la alte popoare antice. El permitea numararea zilelor unui an cu ajutorul unor stâlpi dispuși în formă de cerc. Sanctuarul era format din doua cercuri concentrice: unul - din blocuri de andezit, iar celălalt - din stâlpi groși din lemn. Cercul de piatră numără 180 de stâlpi înguști și 30 de stâlpi lăți, așezați într-o ordine precisă: după fieca- re 6 stâlpi înguști urmează un stâlp lat. întregul cerc este format din 30 de gru- . Sanctuarul mare circular de la Sarmizegetusa Regia (România). (Sec. lll-ll î.Hr.). puri de câte 6 + 1 stâlpi. Potrivit ipote- zei actuale anul la daci avea 360 de zile, grupate în 12 luni a câte 5 săptămâni, de 6 zile fiecare. Deci, stâlpii înguști ar fi re- prezentat zilele, iar grupurile de câte 6 stâlpi-săptămânile. Preluând de la civilizațiile anterioare cunoștințele și rezultatele observațiilor astronomice, grecii antici au promovat astronomia pe o treaptă net superioa- ră. Filosofii greci au atribuit planetelor nume de zei, pitagoreenii au dezvoltat ¹ Andezitul este o rocă de magmă vulcanică, având o granulație fină, de culoare brună, violetă sau cenușie, în compoziția chimică a rocii predomină acidul silicic (ca. 60%). 19 idei non-geocentrice, iar Euclid (325- 265 î.Hr.) a scris prima lucrare de astro- nomie matematică, Phaenomena, în care indica ora la care unele stele răsar sau apun. Bazele astronomiei ca știință au fost create de Eudox din Cnidus, Aristotel, Aristarh din Samos, Hiparh și Ptolemeu. Eudox (Eudoxus) din Cnidus (408- 355 î.Hr.), un remarcabil astronom și ma- tematician al antichității, a fost primul care a încercat o interpretare matema- tică a mișcării aparente a planetelor. El considera că Pământul este nemișcat și înconjurat de sfere fictive concentrice, de care sunt fixate planetele și stelele. Mișcările aparente complicate ale pla- netelor erau explicate prin existența sfe- relor de diferite mărimi care se rotesc în jurul Pământului cu diferite viteze. Aristotel (384-322 î.Hr.), un mare filo- sof grec, a acceptat modelul geocentric al lui Eudox și a alcătuit prima schemă geocentrică a Universului, cu Pământul nemișcat sub formă de sferă în centru. Aristotel a dublat numărul de sfere, pe care însă nu le mai considera fictive, ci reale și construite din cristal. Deși con- travine realității, acest model complicat al lumii explica destul de bine fenome- nele cerești și a avut la vremea sa o mare importanță, pentru că a izgonit zeii din Univers. Aristotel a fost primul care a argumentat sfericitatea Pământului prin faptul că umbra Pământului observată pe suprafața Lunii în timpul eclipselor de Lună este rotundă. Aristarh (Aristarchus) din Samos (cca 310-230 î.Hr.), un mare astronom al antichității, supranumit „Copernic al lu- Aristarchos din Samos (310-230 î.Hr.). Astronom, matematician și filozof grec. Este primul care a propus sistemul heliocentric al lumii. (Statuie la Universitatea Aristotle din Thessaloniki, Grecia). mii antice", a propus prima teorie a heli- ocentrismului, redescoperită optspreze- ce secole mai târziu (în 1543) de către astronomul polonez Nicolaus Copernic. El a arătat ordinea corectă a planetelor în Sistemul solar și primul a calculat dis- tanța de la Pământ la Lună și la Soare. Aristarh este primul care a afirmat că Pământul se rotește în jurul Soarelui și în același timp se rotește în jurul axei sale, din care cauză are loc succesiunea zile- lor și nopților. Concepția heliocentrică a lui Aristarh nu a fost însă recunoscută la vremea sa de către filosofii greci care erau atașați de teoria sferelor de cristal a lui Aristotel. 20 Hipparchus (190-120 Î.Hr.). Mare astronom al antichității. A descoperit precesia echinocțiilor, a dat prima clasificare a stelelor după strălucire. (Raffaello Santi, Școala din Atena, fragment, 1511). Claudius Ptolemaeus (87-165 d.Hr.). Astronom, matematician și geograf grec. A elaborat sistemul geocentric al Universului. (Pictură din sec. XVI). Hiparh (Hipparchos) din Niceea (cca 190-125 î.Hr.), considerat unul din- tre cei mai mari astronomi ai antichită- ții, a fost primul care a creat sistemul geocentric, dezvoltat mai târziu de Pto- lemeu. Datorită lucrărilor lui Hiparh, astronomia de observație a ajuns la cea mai mare înflorire în secolul II Î.Hr. Me- ritul cel mai mare al lui Hiparh este în- tocmirea primului catalog stelar pentru epoca anului 129 î.Hr. cu pozițiile a circa 850 de stele măsurate cu mare precizie, pe care le-a împărțit în 6 clase de „mă- rime" după strălucirea lor. Comparând pozițiile măsurate de el însuși cu cele determinate de astronomii babilonieni, Hiparh a desoperit fenomenul de de- plasare spre Vest a punctelor echinoc- țiale, cunoscut ca precesia echinocțiilor. în baza precesiei măsurate a reușit să calculeze cu suficientă precizie dura- ta anului tropic, cu o eroare de doar 6 min. De asemenea, a rezolvat destul de exact problema prezicerii eclipselor de Soare și de Lună și a întocmit tabele cu mișcarea Soarelui și Lunii pentru 600 de ani înainte. A perfecționat teoria geocentrică a lui Aristotel despre miș- carea uniformă a planetelor pe sfere circulare, introducând noțiunea de de- ferent. Hiparh a fost primul astronom grec care s-a referit la fenomenul de paralaxă stelară ca dovadă că Pământul orbitează în jurul Soarelui, însă precizia insuficientă a instrumentelor de atunci nu i-au permis să măsoare paralaxa, de unde a tras concluzia că fie stelele se află la infinit, fie se rotesc în jurul Pământului. Sub influența lui Aristotel a înclinat spre concluzia a doua. Ptolemeu (Claudius Ptolemaeus) (cca 87-165 d.Hr.) încheie pleiada ma- rilor astronomi ai Greciei antice. Prin lucrările sale, el a avut o mare influen- ță asupra dezvoltării ulterioare a as- tronomiei. Opera sa fundamentală de astronomie, Megale Syntaxis (Marea Compoziție Matematică a Astronomiei 21 în XIII cărți), cunoscută și cu titlul arabi- zat „Almagest", constituie o expunere generalizată a celor mai avansate cunoș- tințe de matematică și astronomie ale antichității și cuprinde atât rezultatele observațiilor proprii, cât și cele ale pre- decesorilor săi, mai ales ale lui Hiparh. în „Almagest" Ptolemeu a definitivat modelul geocentric al lumii (Sistemului solar), în care mișcările aparente ale pla- netelor pe bolta cerească sunt explicate prin combinarea a mai multor mișcări pe orbite circulare virtuale, numite epiciclu și deferent. Spre deosebire de Aristotel, Ptolemeu a renunțat la sferele de cristal și a elaborat teoria geocentrică a miș- cării Soarelui, Lunii și planetelor în jurul Pământului. Această teorie geometrică complicată, bazată în fond pe principii greșite, permitea totuși calculul poziții- lor aparente ale planetelor și prezicerea eclipselor de Soare și de Lună cu o pre- cizie care satisfăcea cerințele practice de atunci. O mare importanță a avut și catalogul stelar al lui Ptolemeu cu poziți- ile a 1022 de stele, bazat pe observațiile sale și pe cele ale lui Hiparh. Lucrarea as- tronomică a lui Ptolemeu a devenit cea mai influentă carte în istoria astronomi- ei occidentale, menținându-se în știință peste 1200 de ani. Sistemul lumii al lui Ptolemeu încununează etapa de dezvol- tare a astronomiei antice grecești. O contribuție importantă la dezvolta- rea cunoștințelor astronomice au adus și civilizațiile de pe continentul american, . . .Templul Observator El Caracol din Chichen Itza, Mexico (a. 906 d. Hr.) (Credit: Daniel Schwen, Wikimedia). îndeosebi civilizația Maya (sec. II - X d.Hr.) din peninsula Yucatan (teritoriu aflat în prezent în Guatemala, Belize, Honduras, El Salvador și partea de sud a Mexicului), dar și civilizațiile Aztecă (sec. XIV-XVI d.Hr.) (partea centrală și de sud a actualului Mexic) și Inca (1200-1533 d.Hr.) (o mare parte din teritoriul aparținând în prezent statelor Ecuador, Peru, Bolivia, Argentina și Chile). Civilizația Maya utiliza astronomia pentru a calcula momentele cele mai potrivite pentru executarea lucrărilor agricole. Observarea cerului era pusă în sarcina sacerdoților (preoți păgâni) și se realiza în temple-observatoare constru- ite din piatră în mai multe orașe. Aceste temple sunt impresionante chiar și as- tăzi, deși ruinate, cum apare Templul- observator El Caracol din Chichen Itza (fig. 1.11) în statul mexican Yucatan. Ferestrele acestuia sunt orientate spre punctele de răsărit și apus ale Soarelui și Lunii în zilele de echinocții și solstiții și aliniate după calea planetei Venus pe cer. Preoții mayași cunoșteau cinci planete, unele constelații și stelele mai 22 ' . . Calendar Solar-Haab Maya. strălucitoare. Ei puteau să prezică eclip- sele de Soare și de Lună și își foloseau cunoștințele ca să creeze iluzia că ar controla aceste fenomene. Astronomii mayași au determinat cu înaltă precizie perioadele sinodice ale celor cinci planete cunoscute pe atunci. Cu toate că preoții mayași credeau că Pământul este plat ca un disc, astrono- mii mayași au elaborat un sistem ca- lendaristic sofisticat dar foarte exact. Mayașii utilizau în paralel trei calen- dare diferite: calendarul sacru Tsolkin, calendarul solar Haab și Marele Calcul (fig. 1.12). Calendarul Maya era folosit și de alte popoare din America Centra- lă, de exemplu, de către azteci, fapt de- monstrat de renumita Piatră a Soarelui (fig. 1.13). Despre cunoștințele astronomice ale civilizației Inca s-au păstrat puține informații. Incașii foloseau un calendar luni-solar și măsurau timpul în baza ob- servațiilor asupra Soarelui și Lunii, dar și planetelor și stelelor. Anul solar era de- :•. Calendarul Cosmogonic Aztec Piedra del Sol (1479) (Muzeul Național de Antropologie din Mexico). terminat după solstiții, iar anul calenda- ristic cuprindea 12 luni de câte 30 de zile fiecare și avea 360 de zile la care se adă- ugau zile suplimentare. Anul începea la solstițiul de iarnă, 23 decembrie. Se pare că incașii nu foloseau ani bisecți. în para- lel cu calendarul luni-solar, ei foloseau, de asemenea, un calendar ritual de 328 de zile. La incași nu exista noțiunea de săptămână, nici denumiri speciale pen- tru zilele săptămânii. Se pare că nici îm- părțirea zilei pe ore nu era cunoscută, deși existau ceasuri solare. în Evul Mediu (secolele V-XV), astro- nomia în Europa era în mare parte în stare de stagnare. Dezvoltarea astrono- miei ca știință exactă în această perioa- dă era practic concentrată în lumea ara- bă din Orientul Mijlociu și cel Apropiat. Astronomia greacă a ajuns în Europa 23 . . Astroiao am loieao, Anaai Muzeul Arheologic National din Madrid, Spania, anul 1067. .Sfera armilară. medievală anume prin intermediul tra- ducerilor arabe. Astronomia arabă a avut drept sursă principală astronomia Indiei și a Gre- ciei Antice. Astronomii arabi foloseau aceleași instrumente astronomice ca și grecii, însă le-au perfecționat în mod esențial, fapt care le-a permis să spo- rească considerabil precizia determină- rii mai multor parametri astronomici. In- strumentul principal al astronomilor de atunci era astrolabul' (fig. 1.14), alături de sfera armilară (fig. 1.15) și quadrant (un tip de astrolab mai perfect propus inițial de Ptolemeu). Realizările astronomiei arabe sunt legate în mare măsură de numele re- numitului astronom și matematician musulman din acea epocă, al-Battani (858-929), cunoscut în Europa medie- vală sub numele latinizat Albategnius. El a avut același rol pentru arabi, ca și Ptolemeu pentru greci. în lucrările sale sunt adunate toate cunoștințele atinse la acea vreme. Lucrarea princi- pală a lui al-Battani, intitulată Kitâb az- Zîj sau cartea cu tabele astronomice, scrisă ca rezultat al multor observații astronomice efectuate la Damask și tradusă în latină în anul 1116, a avut o mare influență asupra astronomiei eu- ropene de până la Copernic. Al-Battani a determinat unghiul de înclinare al eclipticei față de ecuator (23°35'41") și ¹ Astnlabul este un vechi Instrument astronomic pentru măsurarea poziției Soarelui și stelelor. 24 precesia echinocțiilor (54,5" pe an) mai exact decât Ptolemeu, a calculat dura- ta anului solar care diferă cu doar 24s de valoarea actuală și a descris meto- dele de calcul al triunghiurilor sferice. Al-Battani este citat de către Copernic în lucrarea sa De revolutionibus orbium coelestium. Un alt mare învățat, al-Biruni (973- 1048) din Horesm, este autorul a peste 45 de lucrării de astronomie. în lucrarea sa principală „Canon Mas'ud" se afirmă că Soarele și stelele au aceeași natură, că planetele sunt corpuri întunecate și că stelele se mișcă și au dimensiuni uriașe în comparație cu Pământul. De asemenea, este examinată ipoteza despre mișca- rea Pământului în jurul Soarelui și emisă idea de gravitație. Al-Biruni a măsurat cu ajutorul unui quadrant cu raza de 7,5 m unghiul de înclinare al eclipticei față de ecuator cu precizia de 2', a calculat raza Pământului și a descris variația culorii Lu- nii în timpul eclipselor de Lună și a coroa- nei solare în timpul eclipselor de Soare. Arabii au fost aceia care au constru- it și primele observatoare atronomice. Unul din acestea a fost observatorul din Samarqand (astăzi în Uzbekistan), fondat în 1420 de către Ulugh Beg (1394-1449), un remarcabil astronom și om de stat (fig. 1.16). După observațiile realizate cu ajutorul unui quadrant uriaș cu raza de peste 40 m, instrumentul principal al Observatorului, Ulugh Beg a întocmit un catalog care cuprindea coordonatele exacte ale 1018 stele, catalog plasat ca importanță alături de cele ale lui Ptole- meu și Tycho Brahe. în 1437, Ulugh Beg a determinat durata anului sideral cu . Ulugh Beg, marcă poștală, URSS, 1987. eroarea de numai 25’. El a măsurat, de asemenea, unghiul de înclinare al axei Pământului obținând 23°,52, această va- loare rămânând cea mai exactă pentru sute de ani. X Renașterea astronomiei în Europa a început odată cu publicarea în 1543 de către marele astronom polonez Nicolai Copernic (Ni- colaus Copernic) (1473-1543) a lucrării sale De revolutionibus orbium coeles- tium (Despre mișcarea de revoluție a sferelor cerești). Copernic a schimbat radical concepția privind structura Sis- temului solar. El a demonstrat că miș- carea aparentă a planetelor poate fi explicată mult mai simplu în baza unui sistem planetar numit heliocentric, în care Soarele are poziția centrală, nu Pământul, și care corespunde mișcării reale a planetelor și celorlalte corpuri din Sistemul solar. Afirmația că Pământul nu este cen- trul Universului a avut profunde conse- cințe filosofice și religioase. Copernic a 25 . Luneta lui Galileo Galilei, 1609. Galileo Galilei (1564-1642). Fizician și astronom italian, părintele astronomiei observaționale moderne. Cu telescopul de construcție proprie a descoperit patru sateliți ai planetei Jupiter (Pictor Domenico Tintoretto, 1605-1607). păstrat mișcarea circulară uniformă din sistemul lui Ptolemeu, dar prin plasarea Soarelui în centru el a redus numărul de epicicluri. Copernic a determinat, de asemenea, perioadele siderale (timpul pentru o revoluție în jurul Soarelui) ale planetelor și distanțele lor de la Soare în raport cu distanța Soare-Pământ. Giordano Bruno (1548-1600), un sus- ținător înflăcărat al teoriei heliocentrice, a promovat ideea pluralității sistemelor planetare și a lumilor locuite și a intro- dus noțiunea de infinit în Univers. Astronomul danez Tycho Brahe (1546-1601), în decursul unei perioade de 20 de ani (1576-1597), a realizat îm- preună cu asistenții săi, la observatorul Uraniborg de pe insula Hveen, cele mai exacte și complete, la acel moment, ob- servații astronomice. Fiind în principal un observator și un conservator în ma- terie de teorie, el a respins ideea că Pă- mântul se mișcă. ’. . în 1609, Galileo Galilei (1564-1642) pri- mul a îndreptat spre cer luneta de con- strucție proprie și a făcut un șir de des- coperiri astronomice fundamentale, deschizând astfel era observațiilor te- lescopice (fig. 1.17). Primele descope- riri ale lui Galileo - cei patru sateliți mai mari ai planetei Jupiter și fazele lui Ve- nus - au constituit dovezi convingătoa- re în sprijinul cosmologiei lui Copernic. 26 Isaac Newton (1643-1727). Mare fizician. matematician și astronom englez, fondatorul mecanicii clasice. A descoperit legea atracției universale. (Pictor Godfrey Kneller, 1689). Descoperirea de cratere pe Lună și pete pe Soare au discreditat credința străve- che în perfecțiunea cerului. Aceste des- coperiri au fost anunțate în Sidereus Nun- cius {Mesagerul Sideral), o carte publica- tă în 1610. în lucrarea Dialog despre cele două mari sisteme ale lumii (1632) Galileo s-a pronunțat cu fermitate în apărarea sistemului copernican pe care l-a explicat într-un mod simplu și accesibil. Johannes Kepler (1571-1630), ultimul asistent al lui Tycho Brahe, a încercat aproape un deceniu să integreze observațiile lui Tycho, în spe- cial cele referitoare la planeta Marte, într-un sistem îmbunătățit de mișca- re circulară heliocentrică. în cele din urmă, el a ajuns la ideea că orbita lui Marte este o elipsă cu Soarele în unul dintre focare, idee care l-a condus la descoperirea, în anii 1609-1618, a ce- lor trei legi ale mișcării planetelor ce-i poartă numele și care stau la baza me- canicii cerești. Isaac Newton (1643-1727) a reușit să reunească științele astronomiei și fizicii. Legea atracției universale descoperită de Newton mai târziu și legile sale de mișcare au constituit fundamentul fi- zic pentru legile ampirice ale lui Kepler. Progresele realizate în astronomie până în secolul al XlX-lea au fost în esență o extindere a lucrărilor lui Newton. Astfel, Edmond Halley a prezis revenirea în anul 1758 a cometei din 1682, predicție pre- cizată de către A.C. Clairault care a ținut seama de efectele perturbatoare ale planetelor Jupiter și Saturn asupra orbi- tei cometei pentru a calcula data exactă a întoarcerii ei. în 1781, astronomul englez William Herschel a descoperit cea de a șaptea planetă, Uranus, cu ajutorul telescopu- lui construit de el. S-a constatat însă că orbita observată a lui Uranus diferă de cea calculată pe cale teoretică. Necon- cordanța indica existența unei planete și mai îndepărtate de Soare, care per- turbează mișcarea lui Uranus. Poziția acestei noi planete pe cer a fost calcula- tă teoretic de către doi astronomi, inde- pendent unul de altul: UJ.J. Leverrier și J.C. Adams. După coordonatele indicate ea a și fost identificată pe cer în 1846. Astfel a fost descoperită cea de-a opta planetă, Neptun. 27 Către începutul secolului al XlX-lea, mecanica cerească a atins un stadiu ex- trem de avansat de dezvoltare în lucră- rile lui Leonhard Euler, J.L. Lagrange, P.S. Laplace ș.a. Noile metode matema- tice au permis soluționarea celor mai multe dintre problemele rămase în teoria clasică a gravitației, aplicată la Sistemul solar. în 1801, Giuseppe Piazzi a descope- rit primul asteroid, Ceres, a cărui poziție a fost ulterior calculată de K.F. Gauss. în 1838, F.W. Bessel primul a măsu- rat distanța până la o stea. Folosind me- toda paralaxei cu orbita Pământului în calitate de linie de bază, el a determinat distanța stelei 61 Cygni ca fiind de apro- ximativ 10 ani-lumină, o cifră care mai târziu s-a dovedit a fi cu 40% mai mare decât cea reală. * în a doua jumătate a secolului al XlX-lea, mai multe desco- periri în fizică au dus la schimbări sem- nificative în astronomie și, în special, la nașterea unei noi ramuri a astrono- miei - astrofizica. Astfel, dacă până în sec. XIX strălucirea stelelor era estimată prin observări vizuale cu o precizie mo- destă, în 1861, K.F. Zollner (1834-1882) de la Berlin a folosit în acest scop un fotometru vizual. Rezultate mai bune au fost obținute apoi prin utilizarea în fotometrie a celulelor fotoelectrice și prin măsurări efectuate pe plăci foto- grafice. în aceeași perioadă a început să fie aplicată și fotografia astronomică. în 1841, J.W. Draper a obținut pe plăci Da- guerre prima fotografie a Lunii. Primele fotografii ale unei eclipse solare au fost realizate la 18 iulie 1851, iar primele fo- tografii de stele -în 1857. Importanța de- osebită a fotografiei în fiecare ramură a astronomiei a devenit evidentă, în speci- al, odată cu aplicarea ei la cercetarea Căii Lactee, a roiurilor stelare și nebuloaselor. în 1666, Isaac Newton a demon- strat că la trecerea printr-o prismă lu- mina Soarelui se descompune într-un spectru, iar în 1818, Joseph Fraunhofer (1787-1826) a obținut primul spectru clar al Soarelui și a descoperit 576 de linii spectrale întunecate (de absorb- ție), astăzi cunoscute ca liniile lui Fra- unhofer. Mai târziu el a descoperit că lumina radiată de Lună și planete pre- zintă aceleași caracteristici spectrale ca și spectrul solar. în 1859, G.R. Kirchhoff (1824-1887) și Robert Bunsen (1811-1899) au des- coperit că orice element sau compus chimic are spectrul său caracteristic de linii, ce corespund unor anumite lun- gimi de undă, aceleași atât în spectrele de emisie, cât și în cele de absorbție ale elementului respectiv. Aceste descope- riri au pus bazele analizei spectrale prin care se poate determina și compoziția chimică a corpurilor cerești. Kirchhoff a publicat în 1859 un studiu al compoziți- ei chimice a Soarelui, iar A.J. Ângstrom (1818-1874) a publicat, în 1863, harta spectrului solar cu liniile spectrale co- respunzătoare elementelor chimice identificate. Prima spectrogramă (fo- tografie a spectrului) a unei stele, Vega (a Lyrae), a fost obținută în 1872 de către un astronom amator american, Henry Draper (1837-1882). Christian Doppler (1803-1853) a ară- tat că liniile spectrale emise de corpurile 28 în mișcare trebuie să fie deplasate față de poziția acestora atunci când corpul este nemișcat. William Huggins a stabi- lit în 1868 că datorită acestui efect, cu- noscut astăzi ca efectul Doppler, și liniile spectrale ale obiectelor cerești în mișca- re ar trebui să apară deplasate. Prime- le măsurători ale efectului Doppler au fost realizate în 1888 de către H.C. Vo- gel (1841-1907). în felul acesta, pe cale spectroscopică au fost determinate cu mare precizie vitezele radiale ale corpu- rilor cerești. Primele decenii ale se- colului XX au fost marcate de elaborarea a două mari teorii - teoria relativității și mecanica cuantică, teorii care au ge- nerat o adevărată revoluție în științele naturii. Albert Einstein (1879-1955) a elabo- rat în 1905 teoria restrânsă a relativită- ții, urmată în 1915 de teoria generaliza- tă a relativității care a schimbat radical concepția clasică despre gravitație și a fost pusă la baza cosmologiei relativiste. Teoria relativității generalizate a prezis devierea razelor de lumină la trecerea lor în apropierea corpurilor cerești ma- sive ca urmare a curbării spațiului. Devi- erea a fost confirmată în timpul eclipsei totale de Soare din 29 mai 1919. în baza ecuațiilor lui Einstein, astro- nomul rus A. Friedman a elaborat, în 1922, teoria Universului în expansiune, iar astrofizicianul belgian G.H. Lemaitre a propus, în 1927, teoria Marii Explozii ce a dat naștere Universului. în 1929, astronomul american Edwin Hubble stu- diază spectrele unor galaxii îndepărtate și descoperă că liniile spectrale sunt de- plasate spre domeniul roșu al spectrului. Interpretând această deplasare ca o con- secință a expansiunii Universului, Hubble formulează legea ce-i poartă numele, potrivit căreia galaxiile se îndepărtează unele de altele cu viteze proporționale cu distanța dintre ele, adică Universul ob- servabil este în expansiune. Această lege ne sugerează ideea că toată materia din Univers a fost cândva concentrată într-un punct numit singularitate și că expansiu- nea a început în urma unei Mari Explozii acum —13,7 miliarde de ani. O importanță deosebită pentru stu- diul evoluției stelelor o are relația din- tre luminozitatea stelelor și culoarea lor (diagrama spectru-luminozitate), des- coperită în 1910 de către astronomul danez E. Hertzsprung și astronomul american H.N. Russel. în 1912, astronomul american Henri- etta S. Leavitt, studiind stelele variabile din galaxia Norul Mic al lui Magellan, a descoperit relația dintre perioada de variație a strălucirii unor stele variabile, numite cefeide, și luminozitatea lor, re- lație care permite determinarea distan- țelor până la roiuriile stelare și galaxiile îndepărtate. Cu ajutorul acestei relații H. Shapley a reușit să stabilească, în 1918, că centrul Galaxiei noastre, Calea Lactee, este în direcția constelației Să- getătorul și că Sistemul solar se află în regiunea exterioară a Căii Lactee. Astronomia secolului XX se caracte- rizează prin dezvoltarea vertijinoasă a instrumentelor de observație. Se con- struiesc mari telescoape reflectoare în 29 SUA (diametrul oglinzii de 508 cm), URSS (diametrul oglinzii de 600 cm) și alte sta- te. Sunt create noi tipuri de receptoare de radiație, cum ar fi, de exemplu, mul- tiplicatoarele fotoelectronice și dispo- zitivele cu cuplaj de sarcină. Fotografia electronică și imaginile televizate au sporit considerabil precizia și sensibilita- tea observațiilor fotometrice și au extins mult intervalul spectral al radiațiilor în- registrate. *. în secolul al XX- lea, observațiile astronomice s-au extins treptat pe toate lungimile de undă. Ingi- nerul american Karl Jansky a fost primul care a detectat, în 1931, undele radio ce provin de la un obiect astronomic - Ca- lea Lactee. Astfel a luat naștere o nouă ramură a astronomiei, radioastrono- mia, care studiază obiectele cerești pe frecvențe radio. în 1937, este construit primul radiotelescop (G. Reber) și sunt descoperite primele radiosurse cosmice discrete. Mai târziu au fost identificate și alte surse radio - stele și galaxii, precum și obiecte cu totul deosebite. în 1951, este descoperită radiația radio a hidrogenului neutru pe lungimea de undă de 21 cm. Scrutarea cerului pe această undă a adus prima dovadă directă a structurii spirale a Galaxiei noastre - Calea Lactee. Deceniul al 6-lea al sec. XX s-a remar- cat printr-o serie de descoperiri a unor obiecte astronomice cu proprietăți fizice absolut neobișnuite. în 1963, este des- coperit primul quasar (M. Schmidt), un obiect cosmic punctiform, situat la mari distanțe, care radiază cantități enorme de energie, comparabile cu energia emi- să de o întreagă galaxie. Utilizând o radi- oantenă, astronomii americani A.A. Pen- zias și R.W. Wilson au detectat, în 1965, o radiație de microunde radio, denumită radiație cosmică de fond, care venea din toate direcțiile cerului. Această radiație s-a dovedit a fi un argument convingător în sprijinul ipotezei despre Marea Explo- zie care se presupune că a dat naștere Universului. în 1967, astronomii britanici J. Bell și A. Hewish au desoperit primul pulsar, care este o sursă cosmică ce emi- te impulsuri intense de unde radio, raze X sau lumină visibilă la intervale de timp strict regulate. S-a demonstrat apoi că acest obiect este o stea neutronică în mișcare de rotație foarte rapidă. în ace- lași an, 1967, este detectată pentru pri- ma dată o explozie grandioasă de raze gamma în cosmosul îndepărtat. Cu ajutorul radiotelescoapelor s-au măsurat distanțele interstelare, s-au realizat cercetări ale suprafeței planete- lor, au fost descoperite numeroase stele mai puțin strălucitoare. Legile fizicii mo- derne au dat posibilitate să se explice natura surselor de energie ale stelelor în baza unor procese nucleare care se produc în interiorul lor și să se elaboreze teoria evoluției stelelor. 30 .' . . . Primul satelit artificial al Pământului, Sputnik-1, URSS, lansat la 4 octombrie 1957. Iurii Gagarin, primul cosmonaut (URSS), 12 aprilie 1961. La 4 octombrie 1957, a fost lansat pri- mul satelit artificial al Pământului, Sput- nik-l (URSS) (fig. 1.18), care a marcat în- ceputul erei cosmice cu largi perspective în cercetarea corpurilor cerești și explo- rarea spațiului cosmic. Sateliții artificiali ai Pământului, stațiile cosmice orbitale și sondele spațiale lansate spre Lună și pla- netele Sistemului solar au furnizat date și informații despre Sistemul solar și spațiul cosmic care au produs o adevărată revo- luție în știința Universului. Peste mai puțin de patru ani, la 12 aprilie 1961, a fost realizat primul zbor orbital al omului, de către cosmonautul Iurii A. Gagarin (fig. 1.19) cu nava cosmi- că Vostok-1 (URSS) (fig. 1.20). După care urmează o altă realizare excepțională a geniului uman în secolul XX - prima Fin- - Nava cosmică Vostok 1 cu primul cosmonaut Iurii Gagarin la bord, pe rampa de lansare, Baikonur, 12 aprilie 1961. 31 Modulul lunar Eagle Apollo-11, NASA, 20 iulie 1969, Mare Tranquillitatis. Echipajul misiunii Apollo-11,1969. De la stânga la dreapta: Neil Armstrong (comandant), Michael Collins (pilot, modul de comandă) și Edwin Aldrin, Jr. (pilot, modul lunar). aterizare pe un corp ceresc, pe Lună, la 20 iulie 1969, a unui aparat terestru (fig. 1.21) pilotat de astronauții ame- ricani Neil A. Armstrong și Edwin E. Al- drin Jr. în cadrul misiunii Apollo-11 (SUA) (fig. 1.22). Armstrong a fost primul om care a pășit pe suprafața Lunii (21 iulie), urmat de Aldrin, ei împreună colectând 21,5 kg de material lunar pentru a fi adus pe Pământ. în același timp, cel de al trei- . Vehiculul lunar Lunokhod-1, URSS, 1970. lea membru al misiunii, Michael Collins, pilota modulul de comandă pe orbita cir- cumlunară. Navele și sondele spațiale lansate ulterior au făcut posibilă cercetarea as- tronomică directă a Lunii și planetelor Sistemului solar, precum și a spațiului interplanetar. Programul lunar sovietic cu 20 de misiuni de succes la Lună a realizat o serie de premiere lunare: prima sondă care a atins prin impact Luna (Luna 2, 1958); prima survolare și fotografiere a emisfereiinvizibilea Lunii (Luna-3,1959); prima aterizare lină (Luna 9, 1966); prima sondă lansată pe traiectorie cir- cumlunară care a revenit pe Pământ (Zond 5,1968); primul aparat mobil au- tomat pe Lună (Luna 17 - Lunohod 1, 1970) (fig. 1.23). în misiunile de survo- lare a Lunii au fost obținute fotografii ale suprafeței lunare care împreună cu imaginile realizate de aparatele mobile 32 . . . Stația interplanetară Venera-13 (URSS), 1982. . . Vehiculul marțian Viking (model), NASA, 1976. nemijlocit pe suprafața Lunii erau utili- zate pentru identificarea locului de ate- rizare a unor viitoare misiuni lunare cu echipaj uman. în cadrul programului Venera (URSS) destinat studiului planetei Venus, apa- ratul cosmic Venera 3 a fost prima son- dă care a aterizat prin impact pe supra- fața lui Venus la 1 martie 1966. Stația automată interplanetară Venera-7, lan- sată spre planeta Venus la 17 august 1970 pentru a studia atmosfera venusi- ana, la 15 decembrie 1970 a intrat în at- mosfera planetei și a lansat o capsulă - primul obiect făcut de om care după aterizare a transmis timp de 23 min. semnale de pe o altă planetă. Stația automată interplanetară Venera-9, lan- sată la 8 iunie 1975, a explorat straturi- le de nori și atmosfera planetei Venus, iar aparatul separat de modulul orbital a aterizat la 22 octombrie 1975 pe su- prafața planetei unde a funcționat 53 min., timp în care au fost transmise pe Pământ imagini în alb-negru ale supra- feței venusiene. Primele fotografii color de pe suprafața planetei au fost trans- mise de stațiile Venera 13 și Venera 14 (fig. 1.24) care au aterizat pe Venus la 1 și respectiv 5 martie 1982. Prima imagine de pe suprafața pla- netei Marte a fost transmisă de modulul navei automate sovietice Mars-3 care a aterizat lin pe Marte în decembrie 1971 unde a funcționat circa 14 secunde. Mo- dulul orbital al navei însă a funcționat timp de trei luni și a transmis pe Pământ un mare volum de date și imagini, desco- perind munți de până la 22 km înălțime, oxigen și hidrogen atomic în atmosfera superioară, temperaturi la suprafață va- riind de la -110°C la +13°C, presiuni la su- prafață de la 5,5 la 6 milibar ș.a. Programul Viking (NASA, SUA) a avut drept scop obținerea de imagini de în- altă rezoluțe ale suprafeței marțiene, determinarea structurii și compoziției atmosferei și suprafeței și căutarea de dovezi ale vieții pe Marte. Programul includea două sonde spațiale, Viking 1 33 (lansată la 20 august 1975) și Viking 2 (9 septembrie 1975) (fig. 1.25). Fiecare navă Viking era compusă din două părți principale: un modul orbital conceput să fotografieze suprafața lui Marte de pe orbită și un modul de aterizare pro- iectat să studieze suprafața planetei. Modulele orbitale serveau, de aseme- nea, ca relee de comunicare pentru aparatele care au coborât la sol. Viking 1 a aterizat lin pe suprafața lui Marte la 20 iulie 1976, urmat de Viking 2, la 3 septembrie 1976. Sondele Viking 1 și Viking 2 au transmis imagini ale pla- netei atât de pe orbită, cât și de la sol. Aparatele de la sol au colectat și anali- zat mostre de sol marțian și au înregis- trat temperatura, direcția și viteza vân- tului. Rezultatele obținute în misiunile Viking au schimbat radical concepțiile noastre despre Marte. Misiunile Viking au descoperit vulcani, văi acoperite cu lavă, canioane uriașe și efecte produse de vânt și apă. Analiza solului în locul de aterizare a arătat că acesta este bo- gat în fier, dar este lipsit de orice semne de viață. Programul Mars Pathfinder (NASA) a avut drept scop studierea planetei Mar- te cu ajutorul modulului de aterizare Pa- thfinder și a aparatului mobil Sojourner (fig. 1.26). Sonda spațială Mars Pathfin- der a aterizat pe suprafața planetei Mar- te la 4 iulie 1997. în decursul a trei luni de funcționare aparatele au transmis pe Pământ mii de imagini de pe suprafața planetei roșii. Cu ajutorul unui spectro- metru a fost studiată compoziția rocilor de la locul de aterizare, cercetate atmo- sfera și parametrii vântului, măsurată temperatura. S-a constatat că solul mar- țian este bogat în hidroxid de fier, fapt care vorbește în favoarea teoriei despre o climă caldă și umedă în trecut. Programul Pioneer. Sondele spațiale automate Pioneer-10 (lansată la 2 mar- tie 1972) și Pioneer-11 (5 aprilie 1973) (NASA, SUA) au fost destinate exploră- rii planetelor exterioare ale Sistemului solar (fig. 1.27). Fiecare sondă poartă o placă de aur cu imaginea stilizată a unui bărbat și a unei femei și informații des- pre originea sondelor și creatorii lor, în eventualitatea recuperării lor vreodată 34 i . / . Placă trimisă în spațiu la bordul sondei i . .. Sonda spațială Voyager-1,1977. spațiale Pioneer-10, NASA. (Credit NASA). de către extratereștri (fig. 1.28). Sonda robotizată Pioneer-10 a devenit prima navă care a traversat centura de astero- izi situată între orbitele planetelor Mar- te și Jupiter. A tramsmis peste 500 de imagini ale planetei Jupiter, inclusiv de la distanța cea mai mică de 132 252 km. Cu ajutorul instrumentelor de la bordul navei au fost studiate centura de as- teroizi, împrejurimile planetei Jupiter, vântul solar, razele cosmice și, în cele din urmă, regiunile periferice ale Siste- mului solar și heliosfera. Pioneer 11 a transmis și imagini ale planetiei Saturn, în 1983, Pioneer 10 a trecut de orbita planetei Neptun devenind primul obiect creat de om care a atins viteza de eva- dare și a părăsit Sistemul solar. Ultimul semnal foarte slab de la Pioneer 10 a fost recepționat în ianuarie 2003 când nava se afla la distanța de 12 miliarde de kilometri (80 UA) de Pământ, adică de două ori mai departe decât Pluton. Pioneer 10 își continuă zborul în direc- ția constelației Taurul. Programul Voyager. în 1977, au fost lansate navele interstelare Voyager-1 și Voyager-2 (NASA, SUA) (fig. 1.29) pentru a explora planetele gigante și regiunile exterioare ale Sistemului solar, inclusiv centura Kuiper, heliosfera și mediul in- terstelar. Ambele nave au trecut în zbor în apropierea planetelor Jupiter (1979) și Saturn (1980), Voyager-2 continuându-și zborul spre Uranus și Neptun. Voyager 1 a fost prima sondă care a transmis ima- gini detaliate ale acestor planete gigante și ale sateliților lor, iar Voyager 2 a trans- mis pe Pământ, în 1990, imagini pano- ramice realizate din spațiu ale întregu- lui Sistem solar. Fiecare sondă Voyager are la bord un disc audio-vizual aurit în eventualitatea că navele vor fi când- va recuperate de ființe inteligente din 35 . Discul de aur de la bordul sondei spațiale Voyager-1 NASA, 1977 (Credit NASA). alte sisteme planetare (fig. 1.30). Discul poartă imagini fotografice ale Pământu- lui și ale formelor sale de viață, o serie de informații științifice, formule verbale de salut rostite de oameni și o colecție de „sunete ale Pământului" care include sunete emise de balene, de un copil plân- gând, de valuri care se lovesc de țărm și o colecție de muzică, inclusiv creații de Mozart. în noiembrie 2012, nava Voya- ger-1 se afla la distanța de circa 123 UA (1,840 x io¹⁰ km) de Pământ, în stratul exterior al heliosferei, ea fiind primul obiect artificial creat de om care a pără- sit Sistemul solar și, între anii 2012-2015, va intra în mediul interstelar. Misiunea Galileo. Planeta Jupiter și sateliții ei au fost studiate direct de misiunea Galileo (NASA). Nava spațială Galileo a fost lansată la 18 octombrie 1989 și a ajuns la Jupiter la 7 decembrie 1995, devenind primul satelit artificial al lui Jupiter. în 1994, Galileo a realizat în direct o imagine unică a impactului cometei Shoemaker-Levy cu atmosfera lui Jupiter, a analizat compoziția atmo- sferei lui Jupiter și a înregistrat nori de amoniac care par a veni din adâncurile inferioare ale atmosferei. O contribuție deosebită a misiunii este cercetarea sa- teliților galileeni ai lui Jupiter: Io, Euro- pa, Ganimede și Callisto. Misiunea Gali- leo a înregistrat activitatea vulcanică a satelitului Io și a furnizat date în spriji- nul teoriei populare a unui ocean lichid sub suprafața înghețată a satelitului Europa. S-au înregistrat, de asemenea, indicii despre existența unor straturi de apă sărată sub suprafața sateliților Ga- nimede și Callisto și a fost demonstrat că Ganymede posedă un câmp magne- tic. La 21 septembrie 2003, după 14 ani de zbor în spațiu și opt ani în sistemul Jovian misiunea Galileo a fost încheiată prin trimiterea aparatului orbital în at- mosfera lui Jupiter, cu o viteză de peste 48 km pe secundă, pentru a evita orice șansă de contaminare a sateliților jupi- terieni cu bacterii terestre. Sateliții artificiali și telescoapele or- bitale. Sateliții astronomici au devenit un instrument eficient de cercetare a obiectelor astronomice pe toate lungi- mile de undă, inclusiv în domeniile spec- trale pentru care atmosfera terestră nu este transparentă. în 1958, cu ajutorul sateliților artifi- ciali Explorer au fost descoperite în jurul Pământului două zone cu particule de înaltă energie încărcate electric, prinse în câmpul magnetic terestru ca în capcană, numite centurile de radiație Van Allen. 36 Acestea se extind în spațiu în jurul plane- tei noastre de la altitudini de aproximativ 1000 km până la zeci de mii de kilometri. Satelitul COBE (COsmic Background Explorer - Explorator al Radiației Cos- mice de Fond) lansat pe orbita circum- terestră în anii 1990 pare să fi confirmat teoria Marii Explozii prin înregistrarea unor „valuri" mici în radiațiile cosmice de fond de microunde radio. Aceste "valuri" par a fi semințele din care s-au format cele mai mari structuri din Uni- vers. Telescopul orbital Hubble lansat pe orbită circumterestră în 1990 continuă și astăzi să fotografieze și să transmită pe Pământ imagini ale obiectelor cosmi- ce intergalactice de o rezoluție nemai- văzută, deschizând astfel noi orizonturi în astronomia galactică și extragalactică (fig-1-31). Telescopul orbital Compton în raze gamma lansat în 1991 a funcționat în spațiu ca un autentic observator până în anul 2000 transmițând pe Pământ imagini în raze gamma ale regiunilor îndepărtate ale Univrsului. Telescopul Chandra în raze X lansat pe orbită în 1999 continuă să transmită și în prezent (2013) imagini în raze Roentgen ale regi- unilor din adâncul Universului. în 1981, fizicianul american A.H. Guth a propus teoria inflației Universului tim- puriu care acoperă primele momente de existență ale Universului cunoscut și joacă un rol major în cosmologia moder- nă. Observațiile efectuate asupra unei supernove în 1998 ne sugerează că în epoca actuală expansiunea Universului este accelerată. La 6 octombrie 1995, astronomii de la Universitatea din Geneva au desco- perit o planetă care orbitează în jurul stelei 51 din constelația Pegasus, aceas- ta fiind prima planetă extrasolară sau exoplanetă orbitând în jurul unei stele 37 . i . Sonda mobilă Mars Rover Spirit (lansată in 2003), NASA. de pe secvența principală a diagramei Hertzsprung-Russel. în prezent (2014), în cadrul misiunii Kepler (NASA) sunt descoperite 715 planete extrasolare, de la planete gigante la planete de tipul Pământului, care orbitează în jurul a 305 stele din Galaxia noastră - Calea Lactee. Una dintre aceste planete, Kepler-186f, are diametrul de 1,1 diametre terestre și se rotește în jurul unei stele pitice din constelația Lebăda situate la circa 500 de ani-lumină distanță de Pământ. Pla- neta orbitează în jurul stelei sale în așa- numita „zonă a vieții", adică la distanța de stea la care apa de pe planetă se poa- te afla în formă lichidă. începutul secolului XXI a fost marcat prin descoperiri importante și lansarea mai multor misiuni spațiale. în 2001, a fost obținută dovada că în centrul Ga- laxiei noastre - Calea Lactee, la doar 27000 de ani-lumină de noi, există o gaură neagră supermasivă cunoscută ca Sagittarius A* având masa de 4 milioane de ori mal mare decât masa Soarelui. în 2003, .1 fosl lansat telescopul spațial în Infraroșu (NASA) pentru a studia norii de praf șl gaz în care iau naștere stelele. El a înregistrat galaxii formate la puțin timp după Marca Explozie și care sunt atât de îndepărtate de noi, încât liniile spectrale ale luminii emise de ele sunt deplasate în domeniul infraroșu al spectrului. în același an 2003 s-a dat startul misi- unii NASA de explorare a planetei Marte cu două sonde robotizate, Spirit și Oppor- tunity (fig. 1.32). Misiunea a fost concepu- tă ca fiind parte a Programului NASA de explorare a planetei Marte care a inclus și cele trei misiuni precedente reușite: Vi- king-1, Viking-2 (1976) și Mars Pathfinder (1997). Sonda spațială Spirit a fost lansată la 10 iunie 2003 și a aterizat pe Marte la 4 ianuarie 2004, iar Opportunity lansată la 7 iulie 2003 a aterizat la 25 ianuarie 2004. Misiunea a avut drept obiectiv științific cercetarea suprafeței marțiene în locul de aterizare, a rocilor și solurilor care păs- trează indicii cu privire la activitatea apei în trecutul planetei Marte pentru a stabili dacă au existat cândva condiții favorabile pentru viață. Ambele aparate au transmis pe Pământ rezultate științifice care au schimbat radical viziunea noastră asupra planetei Marte. Sonda Spirit a înregistrat dovezi solide (într-un plasture de siliciu, aparent produs de izvoare fierbinți sau aburi) că în trecut Marte a fost mult mai umed decât este acum. Cel de al doilea robot, Opportunity, a furnizat dovezi convingătoare că în trecut locul în care se află acum a fost umed o lungă perioa- dă de timp, cu condiții potrivite pentru 38 susținerea vieții mlcrobiene. Oamenii de știință consideră că locul de aterizare pe Meridiani Planum a sondei Opportunity a fost odată țărmul unei mări sărate. în anul 2004, s-a înscris pe orbită în jurul planetei Saturn și a început să studieze satelitul ei Titan nava spațială robotizată Cassini-Huygens construită de Agenția Spațială Americană (NASA) în colaborare cu Agenția Spațială Euro- peană (ESA) și Agenția Spațială Italiană (ASI) și lansată în 1997. Satelitul este învăluit de ceață portocalie produsă în mod natural prin procese fotochimice. Nava spațială Cassini a relevat faptul că suprafața lui Titan este modelată de râ- uri și lacuri de etan lichid și metan (prin- cipala componentă a gazelor naturale), care formează nori și ploi la fel ca apa pe Pământ. Vânturile sculptează dune întunecate, bogate în hidrocarburi care se întind la ecuatorul și latitudinile joa- se ale lui Titan. în drumul său spre Sa- turn, Cassini a transportat sonda auto- mată Huygens construită de europeni (denumită după numele astronomului olandez Christiaan Huygens care a des- coperit satelitul Titan în anul 1655). La 14 ianuarie 2005, Huygens a coborât cu parașuta prin atmosfera densă a lui Ti- tan, fiind primul aparat care a aterizat lin pe un corp ceresc în regiunea planetelor gigante ale Sistemului solar. în timpul co- borârii, Huygens a măsurat compoziția atmosferei, viteza vântului și a realizat o serie de imagini care pun în evidență eroziunea produsă de un lichid în mișca- re. Locul de aterizare a sondei pare a fi o zonă inundabilă, înconjurată de bucăți rotunjite de gheață. Misiunea Phoenix. Programul NASA de explorare a planetei Marte urmărește patru obiective științifice pe termen lung: 1) să se determine dacă a existat vreoda- tă viață pe Marte; 2) să se cerceteze clima pe Marte; 3) să se cerceteze geologia pla- netei Marte; 4) să se facă pregătiri pentru explorarea planetei de către o misiune cu echipaj uman. Un rol esențial în atinge- rea acestor obiective i-a revenit misiunii Phoenix (NASA) lansată la 4 august 2007 și având ca scop studiul existenței apei în regiunea arctică marțiană și evaluarea potențialului biologic al solului marțian. Sonda a aterizat la 25 mai 2008 în apro- piere de calota polară de nord a planetei. Probele de sol și gheață de apă, colectate din stratul superior de protecție al solului cu ajutorul unui braț robotic, au fost stu- diate cu ajutorul unor instrumente știin- țifice sofisticate de pe platforma sondei. Phoenix a furnizat, de asemenea, imagini panoramice stereoscopice ale suprafeței marțiene și imagini ale solului și gheții găsite în șanțul săpat de brațul robotic. Phoenix a livrat de pe Marte și date me- teorologice. Misiunea Phoenix și-a înche- iat toate experimentele și observațiile în noiembrie 2008. La 26 noiembrie 2011, NASA a lansat misiunea spațială robotică Mars Science Laboratory {Laboratorul Științific Marți- an - LSM ) având ca destinație planeta Marte. La 6 august 2012, în urma unor manevre de intrare controlată în atmo- sfera marțiană, coborâre cu parașuta și aterizare lină asigurată de o "macara" cosmică, aparatul mobil Curiosity cu Laboratorul științific la bord având dimensiunile unui automobil de teren 39 . Laboratorul mobil marțian Curiosity, NASA, 2011. și masa de 900 kg a atins solul marțian în craterul Gale (fig. 1.33). Misiunea are drept obiectiv principal să determine dacă Marte ar fi putut întreține vreoda- tă viața și să colecteze date pentru o vi- itoare misiune cu echipaj uman pe Mar- te. Sonda Curiosity este destinată pentru explorarea suprafeței planetei Marte, cercetarea climei și geologiei marțiene, inclusiv investigarea rolului apei, pentru a găsi răspuns la întrebarea dacă Mar- te a oferit vreodată condiții de mediu favorabile pentru viața microbiană. Se va studia, de asemenea, în ce măsură condițiile de pe planetă ar fi suportabile pentru explorarea ei în viitor de către o misiune cu echipaj uman. în prezent, o navă spațială roboti- zată, New Horizons (Noi Orizonturi), lansată de NASA la 19 ianuarie 2006, este în zbor spre planeta pitică Pluto și sateliții ei (fig. 1.34). Nava New Hori- zons a părăsit Pământul pe o traiecto- rie de evadare cu viteza de aproximativ 16,26 km/s, cea mai mare viteză pe care a atins-o vreodată un obiect realizat de om. Misiunea New Horizons are drept obiective principale să studieze geolo- gia și morfologia globală a lui Pluto și satelitului său Charon, să determine compoziția chimică a suprafeței lor și să studieze atmosfera lui Pluto. Se es- timează că la 14 iulie 2015 New Hori- zons va trece la aproximativ 10 000 km de Pluto, fiind prima navă spațială care va survola și studia sistemul Pluto - li;:. . Sonda spațială New Horizons (NASA) în apropiere de Jupiter, 2013 (ilustrație). 40 i . .■ . Stația Spațială Internațională în 2011. Charon. După trecerea de Pluto, New Horizons își va continua zborul mai de- parte în centura Kuiper, unde va trece în apropierea unor obiecte din această zonă îndepărtată a Sistemului solar. în drum spre Pluto, sonda New Horizons a trecut în apropiere și a transmis imagini ale planetei Jupiter și ale unor sateliți ai planetei (februarie 2007). în noiembrie 2012, nava mai avea de parcurs pănă la Pluto aproximativ 7,5 UA, iar în decem- brie 2012 ea se afla la 3,87-miliarde de kilometri (25,9 UA) de Pământ, depla- sându-se cu viteza de 15,2 km/s sau 3,2 UA pe an (față de Soare). Lumina Soare- lui avea nevoie de 3 ore 30 min. pentru a ajunge la navă. Cu condiția că va supra- viețui, nava New Horizons este probabil să urmeze sondele Voyager în explora- rea regiunilor exterioare ale heliosferei, îndreaptându-se în direcția constelației Săgetătorul. Stații spațiale. Odată cu lansarea primei stații cosmice orbitale, Salyut-1 (URSS), în 1971, s-a dat startul cercetă- rilor științifice permanente ale Pămân- tului și corpurilor cerești, realizate în afara atmosferei terestre de echipaje de astronauți la bordul laboratoarelor orbi- tale. Cercetările au continuat la bordul altor stații cosmice lansate mai târziu: Skylab (1973, SUA), Salyut 2-7, Mir (1986, URSS). în 2003-2005, a fost încheiată mon- tarea Stației Spațiale Internaționale orbi- tale, al cărei prim modul a fost lansat în 1998. Stația Spațială Internațională re- prezintă o structură modulară, constru- ită în cadrul unui program multinațional susținut de Agenția Spațială Americană (NASA), Agenția Cosmică a Federației Ruse (RKA) și Agenția Spațială Europea- nă (ESA), la care au aderat Japonia și Canada (fig. 1.35). în prezent, modulele presurizate ale acestui laborator orbital găzduiesc echipe de astronauți din SUA și Rusia, dar și din alte țări, care reali- zează multiple experimente și cercetări științifice în diverse domenii - meteoro- logie, comunicații, biologie, tehnologii, fizică, astronomie,- în beneficiul oame- nilor de pe Pământ. 41 Capitolul II. ASTRONOMIE SFEK în nopțile senine, fără lună, suntem fascinați de splendoarea cerului împo- dobit cu miriade de stele, strălucitoare și mai puțin strălucitoare. Cu ochiul liber pot fi observate aproximativ 6000 de stele (din ambele emisfere ale Pămân- tului). Cerul nocturn se aseamănă cu o boltă uriașă presărată cu aștri străluci- tori care par a se afla la una și aceeași distanță de noi, deși în realitate distan- țele până la stele sunt foarte diferite. Cu toate că stelele sunt în continuă miș- care în spațiu, pozițiile lor relative pe cer unele față de altele practic nu se schim- bă pe parcursul a sute de ani dând im- presia că sunt fixe, nemișcate, datorită faptului că ele se află la distanțe enorme față de Pământ. Urmărind cerul înstelat în emisfera nordică a Pământului din puncte situa- te la latitudini medii, vom observa că o parte de stele răsar în partea de Est a orizontului, urcă pe cer pe o traiectorie circulară, ating înălțimea maximă față de orizont la Sud, după care coboară pe cer și apun în partea de Vest a orizontu- lui. Există însă și stele care se află mereu de asupra orizontului, ele descriind în 24 de ore cercuri închise în jurul unui punct fix al cerului. Vom avea, de asemenea, senzația că bolta cerească împreună cu toate stelele „fixe" de pe ea se rotește aparent de la Est la Vest, adică în sens numit retrograd. Această rotație aparen- tă a emisferei cerești, numită mișcare di- urnă, este o consecință a rotației reale a Pământului în jurul axei sale de la Vest la Est, adică în sens antiorar, dacă este privit dinspre Polul Nord. în mișcarea lor diurnă, stelele și alte corpuri cerești își schimbă continuu înălțimea față de ori- zont. Aceeași mișcare diurnă efectuează Soarele și Luna, însă punctele de răsărit, ca și cele de apus ale acestor corpuri, di- feră de la o zi la alta. Mișcarea diurnă aparentă a stelelor poate fi pusă în evidență, fotografiind cerul înstelat într-o noapte senină, fără Luna pe cer. Aparatul de fotografiat se fixează pe un trepied, îndreptând obiec- tivul spre partea de Nord a cerului. Se blochează butonul de declanșare, astfel încât diafragma obiectivului să rămână deschisă timp de cel puțin 30 de minute. Examinând imaginea obținută a porțiu- nii de cer fotografiate, vom constata că ea reprezintă arce concentrice de cerc care nu sunt altceva decât porțiuni de 42 ri;.. . . Mișcarea diurnă aparentă a sferei cerești. traiectorii diurne ale stelelor (fig. 2.1). Centrul comun al acestor arce rămâne fix în mișcarea diurnă a stelelor și e nu- mit pol ceresc sau pol al lunii. ionsielațiile. în urmă cu mii de ani, pentru a facilita orientarea pe cer, oamenii au reunit stelele mai străluci- toare de pe cer în grupuri - constela- ții, cărora le-au dat nume de ființe sau zeități. în prezent, constelație este numită o porțiune delimitată a cerului înstelat cu toate stelele și alte obiecte cerești din ea, care include în multe cazuri și stelele ce formau constelațiile antice. Sfera ce- rească este împărțită în 88 de constela- ții, aprobate de Congresul I al Uniunii As- tronomice Internaționale (Roma, 1922) (v. Anexa IX). Unele constelații poartă denumiri le- gate de mitologia greacă, cum ar fi, de exemplu, Andromeda, Pegasus, Orion etc. Altele - au nume de păsări, anima- le, ca de exemplu, Lebăda, Vulturul, Ursa Mare, Ursa Mică ș.a. Există și constelații cu nume de figuri geometrice sau obiec- te, sugerate de figurile imaginare forma- te de stelele mai strălucitoare: Triunghiul, Balanța, Coroana Boreală ș.a. Constelații- le pot fi ușor identificate pe bolta cereas- că după configurațiile specifice obținute prin unirea între ele a celor mai străluci- toare stele cu linii imaginare (fig. 2.2). începând din sec. XVII, stelele com- ponente ale constelațiilor sunt notate cu literele alfabetului grecesc, în ordi- nea descreșterii strălucirii. După ce s-au atribuit stelelor unei constelații toate 43 literele alfabetului grecesc, se folosesc în continuare literele alfabetului latin, apoi cifrele arabe, dacă e cazul. Cea mai strălucitoare stea este notată, de regulă, cu litera alfa, a, stelele următoare, mai puțin strălucitoare, - cu literele beta, 0, gamma, y, etc. Stelele cele mai străluci- toare, pe lângă notația cu litere, au și de- numiri proprii. Astfel, de exemplu, stea- ua a din constelația Scorpionul poartă numele de Antares, steaua a din con- stelația Lyra e numită Vega, steaua a din constelația Orion - Betelgeuse (Anexa X). Stelele strălucitoare mai sunt denu- mite și stele navigaționale, acestea fiind folosite în navigație pentru orientare și identificarea stelelor mai slabe. X Studiul mișcării aparente a stelelor și altor corpuri cerești necesită cunoaște- rea poziției lor pe cer la momentul ob- servării. Când privim cerul înstelat, se pare că toate stelele se află pe partea î- . Constelații din emisfera cerească de Nord (Wikipedia). 44 b) Sfera cerească. . .i. Sfera cerescă și elementele ei. interioară a unei emisfere de rază nede- finită, în centrul căreia se află observa- torul. Pentru a înlesni studierea mișcării diurne a aștrilor, a fost introdusă noțiu- nea de sferă cerească. Sfera imaginară de rază nedefinită cu centrul într-un punct de pe supra- fața Pământului sau în centrul lui, pe a cărei suprafață interioară se proiectea- ză corpurile cerești la momentul dat, se numește Pe sfera cerească se definesc mai multe linii, puncte, plane și cercuri, care servesc la determinarea poziției (coor- donatelor) și a mișcării aștrilor, precum și la diverse măsurări de distanțe un- ghiulare (fig. 2.3, b.). în orice loc de pe suprafața Pămân- tului, direcția verticală care este direc- ția forței de gravitație este dată de fi- rul cu plumb (fig. 2.3, a.). Linia dată de direcția forței de gravitație care trece prin centrul sferei cerești este numită '. în fig. 2.3, b. vertica- la (ZZ’) intersectează sfera cerească în două puncte: zenit, 2, deasupra orizon- tului observatorului, și nadir, 1, punc- tul diametral opus, aflat sub orizontul observatorului. Planul dus prin centrul sferei cerești perpendicular pe verticala locului formează la intersecție un cerc mare al sferei cerești care se numește ’sau .Ori- zontul adevărat împarte sfera cerească în două emisfere: emisfera vizibilă, dea- supra orizontului, cu vârful în zenit, Z, și emisfera invizibilă pentru observator, cu vârful în nadir, Z' (NZ¹S). Orizontul adevărat nu trebuie confundat cu ori- zontul aparent care este un cerc imagi- nar ce limitează zona pe care o vede un observator aflat într-un anumit punct pe suprafața terestră. Cercul mare al sferei cerești, care tre- ce prin zenit (Z), prin astrul considerat și nadir (Z') se numește cercul vertical sau 45 verticalul astrului. Verticalul care trece prin punctele cardinale Est si Vest este numit ' . în emisfera nordică a Pământului, sfera (bolta) cerească cu toți aștrii de pe ea se rotește aparent de la Est la Vest în jurul unei axe denumite axa lumii, care trece prin punctul în care se află obser- vatorul și este paralelă cu axa de rotație a Pământului. în multe probleme de as- tronomie dimensiunile Pământului pot fi neglijate în raport cu raza sferei ce- rești. în acest caz, centrul sferei cerești coincide cu centrul Pământului și axa lumii este o prelungire a axei de rotație a Pământului. Axa lumii intersectează suprafața sferei cerești în două puncte: polul Nord ceresc (P) și polul Sud ceresc (P'). Axa lumii (PP') mai este denumită și axa polilor cerești. Unghiul de înclina- ție al axei lumii față de planul orizontu- lui depinde de latitudinea geografică a locului de observație. în epoca noastră, polul Nord ceresc este foarte aproape de steaua a din constelația Ursa Mică, această stea fiind numită și steaua Po- lară. Polul Sud ceresc, diametral opus polului Nord, nu este vizibil pentru un observator din emisfera nordică a Pă- mântului. Cercul mare al sferei cerești, al cărui plan este perpendicular pe axa lumi, se numește cetirilor rr.rc, El împarte sfe- ra cerească în emisfera nordică cu polul Nord ceresc (P) și emisfera sudică cu po- lul sud ceresc (P'J. Ecuatorul ceresc are două puncte de intersecție cu orizon- tul adevărat: punctul cardinal Est (E) și punctul cardinal Vest (V). Cercul mare al sferei cerești, care tre- ce prin polul ceresc (P) și zenit (Z) se nu- mește Cercul mare al sferei cerești, care trece prin polul ceresc, P, și prin astrul considerat, se numește / al astrului. în planul meridianului ceresc se află verticala locului și axa lumii. Meridianul ceresc împarte sfera cerească în două emisfere: emisfera estică, cu punctul cardinal Est (E), și emisfera vestică, cu punctul cardinal Vest (V). Punctele de intersecție ale meridi- anului ceresc cu orizontul astronomic sunt punctul cardinal Nord (N) și punc- tul cardinal Sud (S). Planul meridianului ceresc intersectează planul orizontului astronomic pe dreapta NS, numită Observațiile arată că în decursul anului Soarele se deplasează aparent pe cerul înstelat cu circa 1° pe zi, de la Vest spre Est, adică în sens opus rotației diurne a sferei cerești. Această mișcare anuală aparentă a Soarelui este o con- secință a mișcării orbitale, de revoluție a Pământului în jurul Soarelui. în miș- carea sa anuală aparentă Soarele trece prin 13 constelații, dintre care 12 sunt numite constelații zodiacale (în greacă zoon - animal): Peștii, Berbecul, Taurul, Gemenii, Racul, Leul, Fecioara, Balanța, Scorpionul, Săgetătorul, Capricornul și 46 Berbecul Peștii(H) Vărsate Soarele iunie Orbita Pământului ■ț«0,„ - - " Fecioara(BR) Balanța^) SC° . . Mișcarea aparentă a Soarelui pe ecliptică Vărsătorul (fig. 2.4). Cea de a 13-a con- stelație, Ophiuchus (îmblânzitorul sau Purtătorul de Șerpi), nu este considerată una zodiacală. Soarele traversează fieca- re constelație zodiacală în aproximativ o lună, cu excepția constelației Scorpionul, unde se află circa o săptămână. Primele trei constelații din cele enumerate sunt parcurse în lunile de primăvară, urmă- toarele trei - în lunile de vară ș.a.m.d. Drumul aparent parcurs de Soare pe sfera cerească în decursul unui an este numit ecliptică. Ecliptica reprezin- tă un cerc mare al sferei cerești, E'PE'^ f/îg. 2.5). Datorită faptului că axa de ro- tație a Pământului este înclinată față de planul orbitei sale cu 66°34', planul eclipticei formează un unghi de 23°26’ cu planul ecuatorului ceresc. Linia nn' care trece prin centrul sferei cerești fiind per- pendiculară pe planul eclipticei, este axa eclipticei. Ea intersectează sfera cerească în două puncte: polul Nord al eclipticei (fi) și polul Sud al eclipticei (fi'). Ecliptica și ecuatorul ceresc se inter- sectează în două puncte numite punc- te echinocțiale: punctul vernal (punctul echinocțiului de primăvară), notat cu simbolul constelației Berbecul (T) și punctul autumnal (punctul echinocțiului de toamnă), notat cu simbolul constelați- ei Balanța (ii). în aceste constelații punc- 47 tele echinocțiale se aflau în timpurile lui Hiparh (sec. II Î.Hr.). Aceste puncte par- ticipă la mișcarea diurnă a sferei cerești, deplasându-se pe ecuatorul ceresc. Punctele de intersecție ale eclipti- cei cu meridianul ceresc al locului se numesc puncte solstițiale: punctul solsti- tial de vară și punctul solstițiaI de iarnă. Observările ne demonstrează că în mișcarea sa aparentă Luna trece prin aceleași constelații zodiacale ca și Soa- rele, deplasându-se pe sfera cerească de la Vest spre Est cu aproximativ 13° pe zi. Planetele, de asemenea, se depla- sează aparent pe cer în regiunea eclip- ticei, traversând aceleași constelații zo- diacale. X Obser- vațiile astronomice efectuate de pe Pă- mânt depind de poziția observatorului pe suprafața terestră. Poziția unui punct pe suprafața Pământului este determi- nată de două coordonate: latitudinea geografică (cp), și longitudinea geogra- fică (Ă) (fig. 2.6). Latitudinea geografică utilizată în astronomie diferă de cea cu- noscută în geografie. Latitudine geografică astronomică a unui punct de pe suprafața Pământului se numește unghiul format de verticala locului în acel punct cu planul ecuato- rului terestru. în sistemul de coordonate geografi- ce, planul ecuatorului terestru este un plan de referință. Semicercul mare care Coordonatele geografice. trece printr-un punct de pe suprafața Pământului și prin polii geografici este numit meridianul geografic al locului respectiv. Latitudinea geografică astro- nomică se măsoară de la ecuatorul Pă- mântului de-a lungul meridianului până la verticala locului dat și poate lua valori cuprinse între 0° și +90° în emisfera de Nord a Pământului (latitudine nordică) și de la 0° la -90° (latitudine sudică) pentru punctele situate în emisfera de Sud. S-a convenit ca meridianul geografic al Observatorului astronomic de la Gre- enwich (Londra) să fie considerat prim meridian, adică meridian de referință. Acest meridian împarte Pământul în două emisfere, de Est (orientală) și de Vest (occidentală). Cea de a doua coor- donată geografică, longitudinea, Ă, per- mite localizarea meridianului terestru al punctului dat. Longitudine geografică a unui punct de pe suprafața Pământului este nu- mit unghiul diedru format de planul 48 meridianului geografic al punctu- lui dat cu planul meridianului inițial (Greenwich). în astronomie, longitudinea geo- grafică se măsoară de la meridianul Greenwich spre Est de-a lungul paralelu- lui terestru al punctului considerat. Lon- gitudinea se exprimă atât în grade, de la 0“ la 360°, cât și în unități de timp, în li- mitele de la 0h la 24h. Geografii măsoară longitudinea, de regulă, în limitele de la 0° la +180° spre Est (longitudine estică) și spre Vest (longitudine vestică). Din geografie se cunoaște că cercuri- le mici de pe suprafața Pământului, ale căror plane sunt paralele cu planul ecu- atorului terestru sunt numite paralele geografice. Paralelul geografic ce cores- punde latitudinii nordice de +23°26' este numit tropicul Racului, iar paralelul cu latitudinea sudică de -23°26' se numeș- te tropicul Capricornului (v. fig. 3.10). Suprafața terestră cuprinsă între tropice este numită zonă tropicală. i • • . Coordonatele cerești orizontale. Paralelele geografice, situate la dis- tanța de 23°26' de la polii Pământului, sunt numite cercuri polare, respectiv, cercul polar de Nord și cercul polar de Sud. Suprafața terestră cuprinsă între tropicul Cancerului și cercul polar de Nord este numită zona temperată de Nord, iar cea dintre tropicul Capricornu- lui și cercul polar de Sud - zona tempe- rată de Sud. Zonele cuprinse între cercurile pola- re și polii Pământului sunt numite zone polare, respectiv arctică și antarctică. Poziția aștrilor pe sfera cerească poate fi determinată în diferite sisteme de coor- donate numite astronomice sau cerești. Sistemele de coordonate folosite în as- tronomie sunt definite față de un plan fundamental, o axă fundamentală și un punct de referință. Printre principalele sisteme de coordonate cerești se numă- ră coordonatele orizontale, coordona- tele orare, coordonatele ecuatoriale și coordonatele ecliptice. în sistemul de coordonate orizontale, plan fundamental este planul orizontului matematic (adevărat), axa fundamenta- lă este verticala locului (ZZ'), iar punctul cardinal Sud (S) și zenitul (Z) sunt punc- tele de referință. Cele două coordonate orizontale ale unui astru sunt înălțimea astrului față de orizontul adevărat (h) și azimutul (A) (fig. 2.7). 49 (h) a unui astru se numește unghiul format de direcția la astru cu planul orizontului adevărat sau arcul de cerc vertical al astrului cuprins între planul orizontului și astru. înălțimea astrului se măsoară de la orizontul adevărat și poate lua valori pozitive cuprinse între 0° și +90°, dacă astrul se află deasupra orizontului, și va- lori negative, între 0° și -90°, dacă astrul este sub orizont. Cercul mic al sferei cerești, care tre- ce prin astru și este paralel cu orizon- tul adevărat, se numește almucantarat (fig. 2.8). Evident, două stele care se află pe același almucantarat au aceeași înălțime h față de orizont. Uneori, în locul înălțimii astrului este mai comod să fie utilizată o coordona- tă complementară, numită distanța zenitală. Distanța zenitală (z), a unui astru este complementul înălțimii (h) și este egală cu unghiul format de direcția spre astru cu verticala locului sau arcul de cerc vertical, cuprins între Zenit și astru. Distanța zenitală (z) se măsoară de la punctul de referință zenit (Z) și poate lua numai valori pozitive cuprinse între 0° și 180°. Coordonatele orizontale z și h ale unui astru sunt legate printr-o relație simplă: z + h = 90°. înălțimea (h) sau distanța zenitală (z) determină poziția astrului pe cercul său vertical. Poziția cercului vertical însuși pe sfera cerească este dată de o altă co- ordonată, numită azimut (XI). (A) al unui astru este numit unghiul diedru, format de planul cercu- lui vertical al astrului cu planul meridi- anului ceresc al locului. Acest unghi este egal cu arcul orizon- tului adevărat, măsurat de la punctul cardinal Sud (S) până la verticalul astru- lui. Azimutul se măsoară în direcția ro- tației diurne a sferei cerești, adică de la punctul cardinal sud (S) spre Vest, și poa- te lua valori cuprinse între 0° și 360°. Coordonatele astronomice orizontale determină poziția aparentă pe cer a unui astru la un moment dat în locul dat de pe Pământ. Ele variază în timp datorită rotației diurne a sferei cerești, din care cauză nu pot fi folosite la întocmirea de cataloage stelare. Coordonatele orizon- tale se măsoară cu ajutorul instrumentu- lui universal sau al teodolitului. ... ' . Pla- nul ecuatorului ceresc servește drept plan fundamental pentru două sisteme 50 .. Coordonatele cerești orare și cele ecuatoriale. de coordonate cerești: coordonatele orare și coordonatele ecuatoriale. Axa polilor cerești (axa lumii) este axa funda- mentală. în sistemul de coordonate orare, punct de referință este punctul superior al ecuatorului ceresc (Q). Cele două co- ordonate ale acestui sistem sunt decli- nația (6) și unghiul orar (t) (fig. 2.9). (<5) a unui astru se numeș- te unghiul format de direcția la astru cu planul ecuatorului ceresc sau arcul de cerc orar al astrului cuprins între ecua- torul ceresc și astru, adică 6 determină poziția astrului pe cercul său orar. Declinația se măsoară de la ecuato- rul ceresc și este considerată pozitivă pentru stelele situate în emisfera cereas- că de nord și negativă pentru cele aflate în emisfera cerească sudică. Așadar, va- lorile declinației sunt cuprinse între 0° și ±90°. Aștrii participă la rotația diurnă apa- rentă a sferei cerești mișcându-se pe traiectorii circulare paralele cu ecuatorul ceresc. Cercul mic al sferei cerești, care trece prin astru și al cărui plan este pa- ralel cu planul ecuatorului ceresc se nu- mește. al astrului (fig.29). Deoarece paralelul diurn este paralel cu ecuatorul ceresc, declinația astrului nu depinde de momentul observației, adică este constantă în timp. Cea de a doua coordonată orară, un- ghiul orar (t), determină poziția cercului orar al astrului pe sfera cerească față de meridianul ceresc al locului. ■ (t) al astrului este un- ghiul diedru format de planul cercului orar al astrului cu planul meridianului ceresc sau arcul de ecuator ceresc cu- prins între meridianul ceresc și cercul orar al astrului. El se măsoară de la punctul superior al ecuatorului ceresc, Q, în sensul rotați- ei diurne a sferei cerești, până la cercul orar al astrului. Odată cu rotația diurnă a sferei cerești, unghiul orar al astrului ia valori în creștere de la 0h la 24h. Deci, această coordonată nu este constantă, ci depinde de momentul observației. Corespondența între unitățile de timp și cele unghiulare se stabilește ușor având în vedere că sfera cerească efectuează, aparent, o rotație completă (360°) în 24 de ore. Deci, în decurs de o oră sfera crească se rotește cu 15°, în 4 min. - cu 1°, în 1 min. - cu 15'. Sistemul de coordonate cerești orare se folosește la măsurarea timpului. 51 . în acest sistem este păstrat același plan fundamental de referință - planul ecuatorului ceresc, ca și în cazul coordo- natelor orare. în sistemul ecuatorial una din coordonate este declinația (6), la fel ca în sistemul orar. Cea de a doua coor- donată este ascensia dreaptă (a) pentru care drept punct de referință servește punctul vernal, T (fig. 2.9). Ascensie dreaptă (a) a unui astru este numit unghiul format de planul cercului orar al astrului cu direcția punctului vernal (T). Această coor- donată poate fi definită și ca arcul de ecuator ceresc cuprins între punctul vernal (CP) și cercul orar al astrului. Ascensia dreaptă se măsoară de la punctul vernal în sens contrar rotației diurne a sferei cerești și poate lua valori cuprinse între 0h și 24h. Punctul vernal participă la mișcarea diurnă a sferei cerești, la fel ca și cercul orar al astrului și deci ascensia dreaptă a astrului este constantă, adică nu depinde de momentul observației. Așadar, coor- donatele cerești ecuatoriale, declinația și ascensia dreaptă, sunt constante în timp. Acest lucru permite utilizatea coordona- telor ecuatoriale în astrometrie, la întoc- mirea de cataloage și hărți stelare. Coordonatele cerești ecuatoriale se masoară cu ajutorul telescopului meridian, care se poate rob numai în planul meridi- an al locului, în jurul unei axe orizontale. L. SHcmnl cR. ; ;- i. . . . . Mișcarea corpurilor cerești ale Siste- mului solar, precum și mișcarea anuală aparentă a Soarelui pe cer se studiază în . Coordonatele ecliptice. sistemul de coordonate cerești ecliptice. La baza acestui sistem de coordonate stau planul eclipticei (planul orbitei Pă- mântului), axa eclipticei (flfT) și punctul vernal ('P) (fig. 210). Cele două coordo- nate ecliptice sunt latitudinea ecliptică, fi, și longitudinea ecliptică, A. Cercul mare al sferei cerești care trece prin polii eclipticei și prin astrul considerat este numit cercul de latitu- dine al astrului. Latitudinea ecliptică (0) a unui astru este unghiul format de direcția astrului cu planul eclipticei sau arcul cercului de latitudine de la ecliptică până la astru. Latitudinea ecliptică poate lua valori cuprinse în limitele de la 0° la +90° spre polul Nord al eclipticei (fi) și de la 0° la -90° spre polul Sud al eclipticei (fi'). Longitudinea ecliptică (A) a unui astru este unghiul format de planul cercului de latitudine al astrului consi- 52 derat cu direcția punctului vernal fP) sau arcul de ecliptică, de la punctul vernal până la cercul de latitudine al astrului. Longitudinea ecliptică se măsoară în sensul mișcării anuale aparente a Soarelui pe ecliptică, adică de la Vest la Est și poate lua valori în limitele de la 0° la 360°. Sistemul de coordonate ecliptice se utilizează în astronomia teoretică la de- terminarea orbitelor corpurilor cerești. X . Tipuri de paralele diurne. în func- ție de latitudinea geografică a locului de observație și de declinația stelei, para- lelele diurne ale stelelor pot fi de trei ti- puri: a) paralele cerești care intersectea- ză orizontul astronomic în două puncte, de răsărit și de apus; b) paralele care se află în întregime deasupra orizontului și c) paralele cerești care se află sub orizon- tul observatorului (fig. 2.11). Respectiv, există stele care răsar și apun, stele care nu apun niciodată și stele care nu răsar niciodată, adică se află sub orizont. Punctul de intersecție al paralelului diurn al unei stele cu partea de Est a ori- zontului este punctul de răsărit al stelei, iar punctul de intersecție al paralelului diurn cu partea de Vesta orizontului este : . . . Clasificarea aștrilor după răsărit-apus. 53 punctul de apus al stelei (fig. 2.11). Din observații se cunoaște că la o latitudine oarecare, cp, orice stea răsare totdeau- na în unul și același punct al orizontului și apune în unul și același punct. Poziția punctelor de răsărit și de apus ale Soare- lui și Lunii variază însă de la o zi la alta a anului, deci și declinația acestora variază în funcție de timp. Din fig.2.12 se vede că la latitudinile medii steaua răsare și apune, dacă decli- nația ei, 6, satisface inegalitatea |5|<(90°-cp), unde cp este latitudinea geografică. Steaua, a cărei traiectorie diurnă este chiar ecuatorul ceresc QQ' (6 = 0), răsare exact în punctul cardinal Est (E) și apune exact în punctul cardinal Vest (V). Dacă declinația unei stele satisface inegalitatea |6| > (90°- 0) se află totdeau- na deasupra orizontului, adică nu apun niciodată, iar cele din emisfera sudică (5 < 0) sunt totdeauna sub orizont și deci nu răsar niciodată și nu pot fi observate. . Traiectoriile diurne ale stelelor la diverse latitudini (o - la polul Nord, b - la latitudini medii, c - la ecuator). 54 La ecuatorul Pământului (cp = 0°), observatorul va constata că toate ste- lele răsar și apun. Aici orice astru, in- clusiv Soarele, se află 12 ore deasupra orizontului și tot atâta timp sub orizont (fig. 2.13, c). . ' ' . Oricare stea, în mișcarea sa diurnă aparentă, trece prin cele două puncte de intersecție ale traiectoriei sale cu meridianul ceresc al locului de observație. Punctele de intersecție ale paralelului diurn al as- trului cu meridianul ceresc al locului se numesc culminații (fig. 2.14). în punctul de culminație superioară steaua atinge înălțimea maximă deasu- pra orizontului, iar la culminația inferi- oară ea este la înălțimea minimă față de orizont sau chiar sub orizont (fig. 2.11). Datorită rotației diurne a sferei ce- rești, coordonatele orizontale și unghiul orar ale stelelor variază continuu. Astfel, de exemplu, în momentul culminației superioare, unghiul orar este egal cu zero t = 0h, iar în momentul culminației inferioare t = 12h (sau 180°). înălțimea (h) unei stele, la culminație depinde de declinația ei, (6) și de latitu- dinea geografică a locului de observație (cp). O stea cu declinația 6 < cp se va afla în culminația superioară la sud de Zenit (fig. 2.15), având în acest moment înăl- țimea: h = 6 + (90° - cp) și distanța zenitală z = cp-6. în cazul când steaua are declina- ția 6 = cp, ea va culmina în Zenit și deci înălțimea ei h = 90°, iar distanța zenitală z = 0°. Dacă 6 > cp, atunci steaua în culmi- nația superioară se află la nord de Zenit (fig. 2.16), la înălțimea: h = 90°+ cp -6 (sau la distanța zenita- lă z = 6- cp). în momentul culminației inferioare, astrul va avea înălțimea: h = 6 - (90° - cp) = cp + 6 - 90° (sau distanța zenitală z = 180° -cp-6). 11 . Culminația unei stele la Sud de Zenit. 55 ;. '.Culminația unei stele la Nord de Zenit. Soarele în mișcarea sa diurnă apa- rentă de asemenea trece la meridian. Momentul culminației superioare a Soa- relui se numește miezul zilei adevărat, iar momentul culminației inferioare - miezul nopții adevărat. în epoca noastră, steaua Polară (a Ursa Mică) este situată foarte aproa- pe de polul Nord ceresc, la distanța de aproximativ 44' de acesta. La diferite la- titudini geografice, Polara este văzută pe cer la înălțime diferită. Deci, și înălțimea polului lumii diferă de la o latitudine la alta. Astfel, de exemplu, înălțimea Pola- rei la Chișinău este de aproximativ 47°, la București - de 44,5°, la Kiev - de 50,5°. Se poate ușor demonstra că oriun- de în emisfera nordică a Pământului înălțimea polului Nord ceresc (hₚ) este egală cu latitudinea geografică a locului de observație (. adică Soarele se află în punctul superior al ecuatorului ceresc. Se poate spune că la echinocțiul de primăvară traiectoria diurnă a Soarelui este chiar ecuatorul ce- resc. Soarele răsare în punctul cardinal Est și apune în punctul cardinal Vest (fig. 2.20). Cele două emisfere ale Pă- mântului sunt iluminate de Soare în mod egal. La echinocțiu, drumul parcurs de Soare deasupra orizontului este egal cu cel urmat sub orizont și, în consecință, ziua și noaptea au duratele egale. După echinocțiul de primăvară, cele două coordonate ale Soarelui cresc pe zi ce trece, astfel încât la 21 sau 22 iunie declinația Soarelui atinge valoarea ma- ximă, 6 = + 23°26', iar ascensia dreaptă devine « = 6h (sau 90°). în această zi, nu- mită ziua solstițiului de vară (din latină „sol" - „soare" și „sistere" - „a sta liniș- tit"), Soarele se află în emisfera nordică cerească la distanța unghiulară maxi- mă, de 23°26' față de ecuatorul ceresc (fig. 2.19). La solstițiul de vară, în locul cu latitudinea geografică

90° - 6 - 6°, adică

60°34'. 2.1. Calculați înălțimea unei clădiri din Chișinău, dacă se știe că umbra ei la amiaza zilei de 22 iunie are lungimea / = 20 m. Latitudinea orașului Chișinău este

\ Planul ecliptic are durata de 27" 7h 43m 11,3» sau apro- ximativ 27,32 zile. Urmărind cu atenție discul lunar, se poate observa că detaliile de pe acesta sunt mereu aceleași, de unde s-ar putea trage concluzia că Luna nu se rotește în jurul axei sale. în realitate, Luna este în mișcare de rotație în jurul axei proprii, însă perioada de rotație axială este egală exact cu perioada de revoluție a Lunii în jurul Pământului. Ca urmare, Luna este orientată mereu cu aceeași față spre Pământ, de unde și iluzia că ea nu se ro- tește. Cercetările arată că acum câteva miliarde de ani Luna era mai aproape de Pământ și avea o mai mare viteză de miș- care orbitală. Luna, ca și planetele, nu are lumină proprie, ea este văzută pe cer datorită luminii solare pe care o reflectă, în mișcarea sa în jurul Pământului, Luna își schimbă mereu poziția pe orbită față de Soare. Ca urmare, aspectul ei pe cer 86 Fazele lunii. . Lumina cenușie a Lunii. se schimbă de la o zi la alta, ea prezen- tând așa numitele faze (fig. 3.14). Faza Lunii se definește ca raportul între aria discului lunar iluminată de Soare și aria întregului disc. Fazele principale ale Lunii sunt: lună nouă, primul pătrar, lună plină și ultimul pătrar. Când Luna este în conjuncție cu Soarele, adică este în aceeași direcție ca și Soarele, fiind orientată spre observa- torul terestru cu partea neiluminată, ea nu este vizibilă. în acest caz Luna este în faza de lună nouă (faza = 0). La o zi-două după faza de lună nouă, Luna poate fi văzutăseara, dupăapusulSoa- relui în partea de Vest a cerului, ca o seceră îngustă, luminoasă, îndreptată cu convexi- tatea spre Vest, adică spre Soare. Dacă vom privi cu atenție partea neiluminată a discu- lui lunar, vom constata că acesta nu este total întunecat, ci emană o lumină cenușie (fig. 3.15,a). Acest fenomen se explică prin faptul că suprafața nocturnă a Lunii este iluminată de Pământul prezent pe cerul Lu- nii în faza de „pământ plin" în descreștere (fig. 3.15, b). 87 Peste aproximativ o săptămână după luna nouă, va fi vizibilă o jumătate a dis- cului lunar. Această fază e numită primul pătrar (faza 0 = 0,5). Linia care separă partea iluminată a discului lunar de cea neiluminată este numită terminator și reprezintă un segment de elipsă. La pri- mul pătrar, direcția Lună - Soare și di- recția Lună - Pământ formează un unghi de 90° și deci de pe Pământ este văzută numai o jumătate din emisfera Lunii ilu- minată de Soare. După circa o săptămână, discul lunar va fi iluminat în întregime - Luna va fi în faza de lună plină (0 = 1). în această fază, Lună este în direcție opusă față de Soare, adică este în opoziție cu Soarele și de pe Pământ e vizibilă întreaga emi- sferă lunară iluminată de Soare. în sfârșit, la circa 7 zile după luna pli- nă, se poate observa iarăși o jumătate de disc lunar iluminat, însă acum el e ori- entat cu convexitatea spre Est. în acest moment Luna este la ultimul pătrar (faza = 0,5). După ultimul pătrar, partea iluminată a discului este în descreștere până când Luna nu se mai vede pe cer, ea ajungând iarăși la faza de lună nouă, după care în- treaga succesiune a fazelor se repetă. Perioada de timp dintre două faze lunare consecutive de același fel este numită lună sinodică. Durata lunii si- nodice este egală cu 29d12l,44m2,8' (sau 29,53 zile). Se observă că luna sinodică este cu 2,2 zile mai lungă decât luna siderală. Această diferență se explcă prin faptul că după o rotație în jurul Pământului, Luna sinodică și luna siderală. adică după o perioadă siderală, Luna re- vine la aceeași poziție față de stele, însă în acest răstimp Pământul în mișcarea sa de revoluție în jurul Soarelui s-a deplasat pe orbită cu aproximativ 27°, parcurgând aproximativ 1° pe zi. Ca urmare, pentru a reveni la aceeași poziție față de Soa- re și Pământ, adică la aceeași fază, Luna are nevoie de 2,2 zile pentru a parcurge acest unghi (fig. 3.16). Pământul observat de pe Lună pre- zintă aceleași faze ca și Luna, însă în or- dine inversă: de exemplu, atunci când observatorul terestru vede luna plină, pe cerul lunar Pământul este văzut în faza de „pământ nou". 88 . Schema unei eclipse de Lună. în mișcarea sa în jurul Pământului, Luna în faza de lună plină poate uneori să intre în umbra Pământului. în acest caz se va produce o eclipsă de Lună. Aceasta se întâmplă atunci când Soarele, Pământul și Luna se aliniază în spațiu. Deci, o eclip- să lunară poate avea loc doar atunci când Luna este în apropierea unuia din cele două noduri ale orbitei sale. Umbra Pământului în spațiu are for- ma unui con convergent, care în secțiu- ne la distanța medie Pământ - Lună are diametrul de 2,5 ori mai mare decât dia- metrul Lunii. Conul de umbră al Pămân- tului este format din umbră și penumbră (fig- 3.17). H(;. Eclipsa totală de Lună din 4 martie 2007, ora ll’54m, Chișinău. Foto: Ion Nacu. Camera "Olympus-C180", 5,1 Mpx. 89 Eclipsele de Lună pot fi de trei ti- puri: totale, parțiale și penumbriale sau prin penumbră, deseori numite și parțiale. Atunci când Luna intră în în- tregime în conul de umbră terestră, se produce o eclipsă totală de Lună (fig. 3.18). Dacă în timpul eclipsei totale Luna se află la perigeul orbitei sale, adică la distanță minimă de Pământ, faza de totalitate a eclipsei va avea durata ma- ximă, de circa 1 oră 45 min. Totuși dura- ta de la primul contact al Lunii cu conul de umbră al Pământului până la ultimul contact poate fi de până la 6 ore. Este remarcabil faptul că în momen- tul maxim al eclipsei totale discul lunar nu dispare complet, ci continuă să fie vizibil pe cer, având o nuanță roșiatică, portocalie sau maronie (fig. 3.18). Acest fenomen se datorează refracției luminii solare când trece prin atmosfera planetei noastre și pătrunderii ei în conul de um- bră. Culoarea roșiatică este o consecință a faptului că moleculele de aer din atmo- sfera Pământului împrăștie și absoarbe mai mult razele albastre și violete, decât pe cele roșii și astfel pe Lună ajung doar razele roșii, galbene și portocalii. O eclipsă parțială de Lună apare atunci când numai o parte din Lună intră în umbra Pământului (fig. 3.19). în cazul când Luna traversează numai penumbra Pământului, eclipsa este penumbrială. Eclipsa prin penumbră este practic de neobservat cu ochiul liber, pentru că dis- cul lunar nu se întunecă. Eclipsele totale . . '. Geometria eclipsei totale de Lună din 15 aprilie 2014, ora Greenwich. Credit: Fred Espenac. 90 . Schema unei eclipse de Soare. și cele parțiale de Lună sunt precedate și urmate de eclipsa penumbrială. Orbita Lunii fiind înclinată față de planul orbitei Pământului, eclipsele de Lună nu se produc la fiecare lună pli- nă și în timp de un an pot fi observate 2-3 eclipse. Eclipsele de Lună sunt vizi- bile de pe întreaga emisferă a Pământu- lui unde la momentul eclipsei Luna este deasupra orizontului. X în mișcarea sa în jurul Pământului, Luna poate să treacă în fața unor aștri mai îndepărtați și să-i acopere cu discul său. Acest fenomen poartă numele de ocultație. Pentru a observa ocultarea ste- lelor de către Lună, trebuie să urmărim Luna în mișcarea sa pe bolta cerească și să fim atenți la partea estică a limbului lunar. Vom putea vedea cum uneori dis- cul lunar se apropie din ce în ce mai mult de o anumită stea (sau planetă) (în apa- rență steaua se apropie de Lună) și, la un moment dat, o acoperă complet. Dispa- riția stelei după discul aparent al Lunii se numește imersiune. După un interval de timp obiectul ocultat apare la vestul dis- cului lunar. Reapariția obiectului ocultat se numește emersiune. Observațiile asupra ocultării ste- lelor de către Lună și, în mod special, determinarea cu exactitate a momen- telor de imersiune și emersiune au o mare importanță, deoarece ele ne fur- nizează date deosebit de utile pentru studiul mișcării Lunii în jurul Pământu- lui și al formei discului lunar. Urmărind ocultațiile, mult mai rare, ale planete- lor, se pot obține informații prețioase cu privire la dimensiunile și atmosfe- rele lor. .* în mișcarea sa orbitală în jurul Pământului, Luna, poa- te acoperi temporar discul Soarelui și atunci se va produce o eclipsă de Soare. 91 Aceasta se poate întâmpla atunci când Luna, în faza de lună nouă, trece prin unul din nodurile orbitei sale și se alini- ază cu Pământul și Soarele, astfel încât discul lunar să acopere în întregime sau parțial discul solar (fig. 3.20). Eclipsa de Soare nu este altceva decât ocultarea Soarelui de către Lună. Soarele este de circa 400 de ori mai mare în diametru decât Luna. în același timp, Soarele este aproximativ de 400 de ori mai departe de Pământ ca Luna, în consecință, discul Soarelui și discul Lunii au aproximativ același diametru unghiular aparent. Orbita Lunii nu este circulară și de aceea distanța de la Pământ la Lună va- riază, deci variază și diametrul unghiular aparent al discului lunar - de la 29'22" în apogeu (când Luna e la distanța maximă de Pământ), la 33'29" în perigeu (distan- ța minimă de Pământ). Acest fapt deter- mină tipul și durata eclipselor de Soare. Eclipsele solare pot fi totale, inelare sau parțiale. Dacă Luna în faza de lună nouă se va afla în nodul orbitei sale la distanța mi- nimă de Pământ (în perigeu), discul Lu- nii va acoperi în întregime discul solar și se va produce o eclipsă totală de Soare (fig. 3.21). Durata maximă a fazei de totalitate poate atinge circa 7,5 min. în regiunile ecuatoriale. La latitudinea Chi- șinăului, durata maximă a unei eclipse solare totale este de 2 + 2,5 min. în tim- pul eclipsei totale, Soarele apare ca un disc negru încercuit de o aureolă sidefie care este coroana solară. în cazul în care Luna și Soarele au exact același diame- tru unghiular, eclipsa totală de Soare va dura doar o clipă. Atunci când în faza de lună nouă Luna este la apogeul orbitei sale, discul lunar nu va acoperi în întregime discul solar și se va produce o eclipsă inelară de Soare (fig. 3.22). în timpul eclipsei, conul de umbră al Lunii formează pe suprafața Pământu- lui o pată de umbră cu diametrul ma- xim de circa 250 km ce se deplasează 92 ■ : ■ Zona de totalitate a eclipsei totale de Soare din 11 august 1999, România. de la Vest la Est cu viteza de circa 0,5 km/s. în limitele acestei benzi de suprafață terestră va fi observată faza de totalitate a eclipsei (fig. 3.23). De o parte și de alta a acestei fâșii, în pe- numbră, Luna eclipsează doar o parte a discului solar și aici se va observa eclip- să parțială de Soare. Pe an pot avea loc 2-5 eclipse de Soa- re. în unul și același loc de pe suprafața terestră, eclipsa totală poate fi obser- vată o dată la circa 200-300 de ani. La Chișinău, ultima eclipsă aproape totală a fost observată la 11 august 1999, iar ur- mătoarea se va observa la 3 septembrie 2081. Informații despre eclipsele viitoa- re pot fi găsite în calendarele astronomi- ce sau în Internet. Observarea eclipselor de Lună și de Soare oferă astronomilor posibilitatea de a obține date științifice importan- te despre atmosfera Pământului și a Soarelui, despre mișcarea Lunii. în timpul eclipselor totale de Soare este observată și cercetată coroana solară. Printre astronomii care și-au consacrat activitatea cercetării eclipselor de Soare se numără și astronomii români basara- beni Nicolae Donici (1874-1960) și Ale- xandru Deutsch (1899-1986). în prezent, astronomii pot să nu mai aștepte când se va produce o eclipsă totală pentru a observa coroana solară, ci să o creeze artificial cu ajutorul unui instrument numit coronograf, inventat în 1931 de către astronomul francez Bernard Lyot. Coronograful este un te- lescop care permite observarea unor obiecte foarte apropiate de discul Soa- relui. în acest scop se utilizează un disc 93 opac pentru a bloca suprafața străluci- toare a Soarelui, punând în evidență co- roana solară slabă, stelele, planetele și cometele care trec în apropiere. Cu alte cuvinte, coronograful produce o eclipsă solară artificială (fig. 3.24). . într-un an pot avea loc maxi- mum 7 eclipse, dintre care 5 eclipse de Soare și 2 de Lună sau 4 eclipse de Soare și 3 de Lună. Eclipsele de Soare și de Lună se repetă în aceeași ordine după o peri- oadă de 18 ani 11 zile și 7 ore, numită saros, timp în care au loc 70 de eclipse, dintre care 42 de eclipse de Soare și 28 de Lună. Știind perioada sarosului, poate fi prezisă cu aproximație data eclipselor de Soare și de Lună, metodă utilizată pe larg în trecutul îndepărtat. în prezent sunt elaborate metode mult mai exacte de prezicere a eclipselor. . Imaginea coroanei solare obținută cu un coronograf. (Sursa: spaceweather.com). 94 3.1. La ce înălțime maximă și în care parte a cerului poate fi observată la Chișinău planeta Mercur? Lucea- fărul de seară (planeta Venus)? Ar- gumentați răspunsul. R.:hM» 10-15°; hᵥ= 35°. 3.2. La data de 1 mai, ora 22h30m, pla- neta Jupiter era în opoziție cu Soa- rele. în ce constelație putea fi ob- servată planeta? 3.3. Observatorul de pe Pământ are im- presia că planeta Venus se rotește în jurul axei proprii în sens retro- grad. Explicați. 3.4. Folosind ecuația mișcării sinodice, calculați perioada sinodică de re- voluție a planetei Venus, știind că perioada siderală a acestei planete este de 224,7 zile. R.:« 584°. 3.5. Diametrul unghiular al discului so- lar este de circa 0,5°, el fiind apro- ximativ egal cu cel al Lunii. Distanța medie de la Pământ la Lună este de 384 400 km, iar la Soare - de 149 600 000 km. Determinați de câte ori diametrul liniar al Soare- lui e mai mare decât cel al Lunii. R.:« 390 ori. 3.6. Dacă astăzi Luna a răsărit la ora 18h 00m, la ce oră va răsări ea peste două zile? R.: 19h40m. 3.7. Calculați viteză liniară a orașului Chișinău în mișcarea de rotație diur- nă a Pământului. Raza medie a Pă- mântului R = 6370 km. Latitudinea geografică

pț^ De aici rezultă că mișcarea planetei în jurul Soa- relui nu este uniformă. Cu cât planeta e mai aproape de Soare, cu atât viteza ei este mai mare. Viteza atinge valoarea maximă la periheliu (vₙ) și minimă la afe- liu (vA): unde vₘeste viteza medie sau circulară a planetei, e - excentricitatea orbitei. De exemplu, atunci când Pământul este la periheliu, adică la distanța mini- mă de Soare (în jurul datei de 3 ianua- rie), viteza lui orbitală este maximă: 117 vₙ = V /y⁰'⁰^ = 30,29 km/s, ⁿ mV 1-0,017 unde vₘ = 29,78 km/s este viteza orbitală medie a Pământului. ?. Logon n III i n Ini iCephr* Legea a treia a lui Kepler (numită și legea armoniilor) stabilește relația între perioada siderală de revoluție a unei planete și distanța ei medie de la Soare: Pătratul perioadei siderale de re- voluție a unei planete în jurul Soarelui este direct proporțional cu cubul semi- axei mari a orbitei sale. Legea a lll-a a fost scrisă de Kepler sub forma: 7? ₌ a? 7/ al' unde a^ și o₂ sunt semiaxele mari ale or- bitelor a două planete, iar 7₂ și T₂ - peri- oadele lor siderale de revoluție. Legea a treia, la fel ca și celelalte două legi, se aplică nu numai la mișcarea pla- netelor, ci și la mișcarea sateliților lor na- turali și artificiali. Folosind legea a treia a lui Kepler, semiaxele mari ale orbitelor tuturor planetelor pot fi exprimate prin semiaxa mare a orbitei terestre. Dacă una din cele două planete este Pământul, pentru care aQ = 1 UA și T® = 1 an, atunci perioada de revoluție în ju- rul Soarelui a oricărei planete, exprimată în ani, poate fi determinată din relația: 7=-/o’, în care semiaxa mare a orbitei (o) se va exprima în unități astronomice. 118 §5.3. LEGEA ATRACȚIEI UNIVERSALE în baza legilor empirice ale lui Kepler Newton a demonstrat că accelerația centripetă a Lunii în mișcarea ei orbitală în jurul Pământului este egală cu acce- lerația gravitațională (g) la distanța Lu- nii de la Pământ. Aceasta înseamnă că forța care imprimă Lunii mișcarea or- bitală este forța de gravitație terestră. Aceleași raționamente sunt valabile în cazul Soarelui și planetelor. Newton a demonstrat, de asemenea, că Soarele atrage o planetă cu o forță direct pro- porțională cu produsul maselor Soare- lui și planetei și invers proporțională cu pătratul distanței planetei de la Soare. Planeta atrage Soarele cu aceeași forță. Astfel a fost descoperită (1687) legea atracției universale: Doua particule materiale se atrag re- ciproc cu o forță direct proporțională cu produsul maselor lor și invers proporțio- nală cu pătratul distanței dintre ele. Expresia matematică, scalară, a legii atracției universale este: F = G^-, unde mₜ și m₂ sunt masele particulelor, r- distanța dintre centrele de masă ale lor, G = 6,67 ■ IO¹¹ m7(kg ■ s²) este con- stanta gravitațională. Forța de atracție universală este orientată pe linia care leagă centrele de masă ale celor două corpuri. § 5/:. PROBLEMA CELOR DOUĂ CORPURI Determinarea legilor mișcării a două corpuri cerești care se atrag reciproc în conformitate cu legea gravitației uni- versale a lui Newton este cunoscută în astronomie ca problema celor două corpuri. Dacă corpurile pot fi conside- rate puncte materiale, atunci proble- ma celor două corpuri admite o soluție exactă. Această mișcare se realizează cu aproximație în cazul Soarelui și al fiecărei din planetele Sistemului solar, precum și în cazul unui sistem stelar dublu. De obicei, la rezolvarea acestei probleme mișcarea unui corp se con- sideră în raport cu celălalt, această mișcare având loc în conformitate cu legile lui Kepler. Mișcarea acestor două puncte materiale este numită mișcare Fig. 5.3. Vitezele cosmice. 119 neperturbată sau mișcare kepleriană și este o primă aproximație în studiul mișcărilor reale ale corpurilor cerești. Problema celor două corpuri constituie fundamentul mecanicii cerești. în mișcarea kepleriană, traiectoria unui corp în câmpul de gravitație al al- tui corp depinde de condițiile inițiale, în special de viteza inițială (fig. 5.3). Fie un corp masiv de masă M (de exemplu Pământul) care exercită o for- ță de atracție gravitațională asupra unui punct material de masă m mult mai mică. Accelerația punctului m va fi orientată în acest caz spre corpul M. Se poate demonstra că viteza v a punctului material m, în funcție de dis- tanța r la corpul central M, este dată de formula: v¹ = G(M + m)0-- i), în care a este semiaxa mare a orbitei eliptice a punctului m, iar G este con- stanta gravitațională. în cazul când a = r, viteza punctu- lui m, numită viteză circulară, este: ᵥ /G(M ₊ m) și traiectoria punctului este un cerc. Dacă a = °°, viteza punctuluim, numi- tă viteză parabolică, este: vₚ = vc și traiectoria este o parabolă. Așadar, în cazul când viteza inițială (v₀) a punctului m este cuprinsă între li- mitele 0 vₚ, punctul ma- terial m se va mișca pe o hiperbolă, ale cărei ramuri pleacă la infinit. Dacă v₀ va avea valori foarte mari, direcția mișcării punctului m va fi perpendiculară pe axa Mm. în acest caz, pe măsură ce punctul m se îndepărtează pe hiperbolă, viteza lui tinde către o mărime constantă. în sfârșit, în cazul limită, când v₀->o° punctul material m se va deplasa pe di- recția tangențială la orbită. x - , UI KEPLER Legile de mișcare ale planetelor au fost descoperite de către Kepler pe cale empirică în baza datelor observațio- nale ale lui Tycho Brahe referitoare la 120 mișcarea aparentă a planetei Marte. Ele sunt aplicabile numai la planete șl alte corpuri ale Sistemului solar care se miș- că pe orbite închise (cerc, elipsă). Folo- sind legea atracției universale, Newton a generalizat legile lui Kepler astfel că ele pot fi aplicate la mișcarea corpurilor pe orbite atât închise, cât și deschise (para- bolă, hiperbolă). unde r este distanța planetei de la cor- pul central (centrul de atracție) sau raza vectoare a planetei, iar 0 este unghiul polar numit anomalia adevărată (un- ghiul dintre direcția spre pericentrul or- bitei corpului ceresc și raza vectoare a acestuia). Unghiul 0 se măsoară în sens retrograd și poate lua valori cuprinse în- tre 0° și 180° sau 0° și 360°. Sub acțiunea forței de atracție gravitațională, un corp ceresc se mișcă în câmpul de gravitație al altui corp ce- resc (central) descriind o conică¹ - cerc, elipsă, parabolă sau hiperbolă (fig. 5.3). Forma orbitei depinde de viteza ini- țială a corpului, orbita circulară și cea rectilinie fiind cazuri limită. Formulată astfel, legea întâi a lui Kepler este vala- bilă nu numai pentru planete și sateliții planetelor, ci pentru toate corpurile ce- rești, inclusiv comete ale căror orbite pot fi elipse, parabole sau hiperbole, precum și stelele duble care se rotesc pe orbite eliptice în jurul centrului comun de masă. Aria descrisă de raza vectoare a unui corp ceresc în unitatea de timp este constantă. Aria descrisă în unitatea de timp este numită viteză areolară. în sistemul de coordonate polare, expresia matemati- că a legii a doua a lui Kepler se scrie sub forma: r*~. _ const., at Legea a treia, precizată, a lui Kepler pentru mișcarea a două corpuri având masele m₂ și m₂, semiaxele mari ale or- bitelor lor eliptice a^ și a₂ și perioadele de revoluție, T₂ și T₂, în jurul corpurilor centrale masive respective cu masele M₂ și M₂ se scrie sub forma: Tj (M₂ + m₂) a₂' Este de remarcat faptul că legea a tre- ia este mai puțin generală decât primele două, ea fiind aplicabilă doar la corpurile care se mișcă pe orbite eliptice. Considerând mișcarea a două pla- nete în jurul unuia și aceluiași corp central - Soarele (M₂ = M₂ = M), și având în vedere că masa oricărei planete este mult mai mică decât masa Soarelui, m«M (deci aceasta poate fi neglijată), formula de mai sus se reduce la legea a treia empirică a Iul Kepler: Ti „ al Tl " al ‘ Așadar, legea a treia a lui Kepler re- prezintă cazul limită al legii a treia gene- ralizate, atunci când masele planetelor (sateliților) sunt mici comparativ cu masa ¹ Curbă care se obține prin intersectarea unui plan cu un con. 121 corpului central. Legea a treia, precizată, a lui Kepler are o importanță deosebită în astronomie, deoarece permite deter- minarea maselor corpurilor cerești. Legile generalizate ale lui Kepler au un caracter univesal, ele fiind aplicabile la orice două corpuri cerești care inter- acționează prin forța de gravitație (pla- nete, comete, sateliți naturali și artifici- ali, stele duble etc.). Legile lui Kepler generalizate și legea atracției universale a lui Newton sunt le- gile fundamentale ale mecanicii cerești. Mișcarea unei planete este complet definită, dacă este cunoscut planul în care se află orbita ei, mărimea și forma orbitei, poziția ei în plan, precum și mo- mentul de timp în care planeta se află într-un anumit punct al orbitei. Mărimile care definesc orbita planetei sunt numi- te elemente orbitale. Poziția orbitei se determină în raport cu planul eclipticei (fig. 5.4). Cele două puncte în care orbita planetei intersec- tează planul eclipticei sunt numite no- duri. Nodul în care planeta intersectând ecliptica, se îndepărtează pe orbită de Polul Sud al eclipticei este numit nod ascendent (O). Cel de al doilea nod este numit nodul descendent (U). Orbita eliptică a oricărei planete este determinată de următoarele șase ele- mente (fig. 5.4): al planu- lui orbitei față de planul eclipticei, care variază între 0° și 180°. Dacă 0 oT. Accelerația relativă în punctul B, aB- aT, este orientată în sens opus față de Lună, pentru că aB< aT. Ca rezultat, sub acțiunea atracției Lunii învelișul de apă al Pământului ia forma unui elipsoid întins pe direcția Pă- mânt-Lună, având două proeminențe - una pe partea Pământului îndreptată spre Lună, unde Luna este în zenit, și alta pe partea diametral opusă, unde Luna este în nadir. în punctele A și B situate pe linia Pământ - Lună nivelul apei creș- te atingând cote maxime și astfel se pro- duce fenomenul numit flux. în punctele C și D situate în planul perpendicular pe direcția Pământ - Lună, nivelul apei sca- de până la cote minime, producându-se fenomenul numit reflux. Datorită rota- ției diurne a Pământului, zonele de flux și reflux se deplasează pe suprafața te- restră. Ca urmare, în intervalul de timp dintre două culminații succesive ale Lu- nii (24h50,T’) într-un loc oarecare vor avea loc două fluxuri și două refluxuri. Soarele prin atracția sa, de aseme- nea produce maree în învelișul de apă și scoarța Pământului, însă datorită dis- tanței foarte mari de la Soare ele sunt de 2,2 ori mai mici decât cele provocate de Lună. Mareele reprezintă efectul combi- nat al forțelor gravitaționale, exerci- tate de Lună și de Soare, și al rotației Pământului. Fenomenul mareelor se manifes- tă nu numai în oceane, ci și în partea continentală a Pământului, însă mișcă- rile mareice ale uscatului nu sunt atât de vizibile ca mișcările mareice ale apei. Mișcarea scoarței terestre solide este de doar câțiva decimetri. De ase- menea, fenomene mareice au loc și în atmosfera terestră. Atmosfera este flu- idă și mult mai compresibilă, de aceea suprafața ei se deplasează cu câțiva ki- lometri, provocând variații ale presiunii atmosferice. 127 Mișcările mareice sunt influențate de mai mulți factori, printre care mai importanți sunt rotația Pământului, pozi- țiile Lunii și Soarelui în raport cu Pămân- tul, înălțimea Lunii deasupra ecuatorului Pământului. Aproximativ de două ori pe lună, în fazele de lună nouă și de lună plină, Soarele, Luna și Pământul se alini- ază (poziție numită sizigii) și forța mare- ică datorată Soarelui o amplifică pe cea determinată de Lună. în acest caz mare- ele ating înălțimea maximă. Când Luna este la primul pătrar ori la ultimul pătrar, direcțiile spre Soare și Lună formează un unghi de 90° (poziție numită cuadratu- ră) și atunci forța mareică a Soarelui o compensează parțial pe cea a Lunii. La aceste faze ale Lunii mareele au înălți- mea minimă. Amplitudinea teoretică a mareelor oceanice cauzate de Lună este de circa 54 cm, iar a celor provocate de Soare este de circa 25 cm. La sizigii, aceste două efecte se compun atingând nivelul teoretic de 79 cm, în timp ce la cuadra- turi nivelul teoretic al mareelor se redu- ce la 29 cm. Amplitudinile mareelor va- riază și ca rezultat al variației distanțelor Pământ - Soare și Pământ - Lună. Amplitudinile reale ale mareelor di- feră de cele teoretice din cauză că valu- rile mareice, deplasându-se în oceane, vin în contact cu formele neregulate ale fundului oceanic, apoi întâmpină rezis- tența țărmului de diverse configurații, fapt care generează așa-numita frecare mareică. Această frecare face ca mo- mentul fluxului să întârzie cu până la 6 ore față de momentul culminației Lunii în locul respectiv. Mareele sunt practic de neobservat în bazinele de apă închi- se, cum ar fi, de exemplu, Marea Nea- gră, unde nivelul apei variază cu doar câțiva centimetri. în același timp, mare- ele ating amplitudini de câțiva metri în golfurile înguste, iar într-un golf din Ca- nada nivelul apei la flux ajunge la cota de circa 16 m. Mareele au efecte considerabile asu- pra mișcării Pământului. Frecarea marei- că frânează rotația Pământului și duce la mărirea duratei zilei. Fenomenul maree- lor are loc și pe alte corpuri cerești. Mare- ele produse de Soare pe Mercur și Venus constituie, probabil, cauza rotației actu- ale extrem de lente a acestor planete în jurul axei proprii. Mareele provocate de Pământ pe Lună au frânat în așa măsu- ră rotația acesteia, încât în prezent Luna este îndreptată mereu cu aceeași față spre Pământ. Așadar, mareele constituie un factor important în evoluția corpurilor cerești, inclusiv a Pământului. Masele enorme de apă puse în miș- care prin fenomenul mareelor terestre posedă o energie colosală. Energia ma- reelor este o sursă de energie regene- rabilă. în sec. XX, inginerii au elaborat diverse metode de utilizare a acestei energii pentru a genera electricitate în regiunile unde există o diferență sub- stanțială de nivel al apei la flux și reflux, în unele țări (Franța, Canada, Rusia) au fost construite electrocentrale mareice cu generatoare speciale pentru a con- verti energia mareică în electricitate. 128 S-a menționat deja că Luna este ori- entată mereu cu aceeași față spre Pă- mânt datorită faptului că perioada ei de rotație în jurul axei este egală cu perioa- da de revoluție în jurul Pământului (luna siderală egală cu 27,32 zile). în orice moment de timp observatorul de pe Pă- mânt vede exact o jumătate din suprafa- ța Lunii. Totuși, dacă am compara imagi- nile Lunii observate în diferite momente pe parcursul unei luni siderale, am con- stata că acestea diferă întrucâtva unele de altele, astfel încât suprafața Lunii vă- zută de pe Pământ atinge aproape 60% din suprafața ei totală. Acest lucru este posibil datorită unor fenomene numite librații ale Lunii. Librațiile Lunii (de la lat. libratio - le- gănare, oscilație) sunt de două tipuri: librații optice sau aparente și librații fi- zice. în cazul librațiilor optice, Luna în realitate nu efectuează nici un fel de oscilații. Există trei tipuri de librații op- tice: librații în longitudine, în latitudine și paralactice. Librațiile în longitudine se datorează faptului că Luna se rotește în jurul axei sale uniform, în timp ce mișcarea ei pe orbită, conform legii a doua a lui Kepler, nu este uniformă, deoarece orbita Lu- nii reprezintă o elipsă. La perigeu Luna are viteza mai mare, decât la apogeu. Ca urmare, cum se vede din fig. 5.7, în mișcarea sa de la perigeu (fi) spre apo- geu (A) Luna va parcurge într-un sfert de perioadă siderală mai mult de un sfert de orbită, însă în jurul axei se va roti cu exact 90°. Atât punctul a, care la peri- geu era în centrul discului lunar, cât și punctul b, care era la marginea discului, se vor deplasa spre Est și, prin urmare, va deveni vizibilă o parte din suprafața Lunii de dincolo de marginea de Vest a discului ei. La apogeu (A) este vizibilă aceeași suprafață a Lunii ca la perigeu. în aproximativ 7 zile de la apogeu, Luna va parcurge mai puțin de un sfert de orbi- tă. Din raționamente similare cu cele de mai sus rezultă că acum va deveni vizibi- lă o parte din suprafața Lunii de dincolo de marginea de Est a discului. Librația în longitudine poate atinge valoarea maxi- mă de 7°54'. Librațiile în latitudine se explică prin înclinarea cu 83°19' a axei de rotație a Lunii față de planul orbitei ei. Ca urmare a faptului că axa de rotație își păstrea- ză direcția în spațiu, observatorul de pe Pământ vede alternativ în decursul unei luni siderale fie o parte din suprafața Lu- nii situată în jurul polului Sud lunar, fie în jurul polului Nord lunar. Librația în lati- tudine atinge 6°50'. 129 Librația paralactică sau diurnă este legată de faptul că Luna este relativ aproape de Pământ. Din această cauză doi observatori situați în puncte opuse ale ecuatorului terestru vor vedea, în unul și același moment, regiuni puțin di- ferite ale suprafeței lunare. Librația pa- ralactică este de circa 1°. Librația fizică reprezintă o mică ba- lansare reală a Lunii în jurul axei sale de rotație datorită atracției Pămân- tului. Librația fizică are valoarea de circa 2'. z Masa este una din cele mai importante caracteristici fizice ale corpurilor cerești. Masa unui corp ceresc poate fi determi- nată cu ajutorul legii a treia (generalizată) a lui Kepler. Această lege permite deter- minarea raportului dintre masa Soarelui și masa planetei, dacă planeta are cel pu- țin un satelit și este cunoscută distanța lui de la planetă, precum și perioada de revoluție a satelitului. Legea III a lui Kepler aplicată la sis- temul Soare-planetă-satelit se scrie sub forma: HM + m) _ ₀> 7?(m + m,) al' unde M, m și mₛ sunt respectiv masele Soarelui, planetei și satelitului acesteia, T și T - perioada de revoluție a planetei în jurul Soarelui și, respectiv, a satelitu- lui în jurul planetei, o și oₛ - semiaxele mari ale orbitelor planetei și satelitului (distanța medie a planetei de la Soare și respectiv a satelitului de la planetă). Vom reprezenta relația de mai sus sub forma: M + m = + m,y împărțind cu m ambele părți ale ega- lității, obținem: — + 1 = °³T‘ (1 i m‘ î m alV v m )' Raportul dintre masa satelitu- m lui și masa planetei este foarte mic (cu excepția sistemului Pământ - Lună) și de aceea poate fi neglijat. Masa Soare- lui, M , fiind mult mai mare decât masa oricărei planete, m, din Sistemul solar, raportul De exemplu, pentru Jupiter Mjm = 1050. Deci, cu mare precizie raportul între masa Soarelui și masa unei planete devine: Mo ~ a³ Tl m ~ a’,? Astfel, cunoscând raportul dintre masa Soarelui și masa oricărei planete care are un satelit, se poate ușor deter- mina masa acestei planete. Raportul dintre masa Lunii, și masa Pământului, m# determinat din analiza perturbațiilor în mișcarea sa- teliților artificiali ai Pământului, este m /m^ = 1/81,30 și deci nu poate fi ne- glijat. De aceea pentru a calcula rapor- tul Mjm₉ între masa Soarelui și masa Pământului, trebuie aflată în preala- bil masa Lunii. Determinarea exactă a masei Lunii este o problemă destul de complicată care se rezolvă prin analiza perturbațiilor provocate de Lună în miș- carea Pământului. 130 Dacă se cunoaște raportul între masa Lunii și masa Pământului, din legea a lll-a a lui Kepler, scrisă mai sus, poate fi determinat raportul între masa Soarelui și masa Pământului: Mjm® = 333 000. Masele planetelor care nu au sateliți (Mercur, Venus) se determină din ana- liza perturbațiilor provocate de ele în mișcarea altor planete, comete sau sa- teliți artificiali. Era corpurilor cerești artificiale a fost deschisă odată cu lansarea în URSS, la 4 octombrie 1957, a primului sate- lit artificial al Pământului, „Sputnik-1" (fig. 1.18). Un aparat lansat în câmpul gravita- țional al Pământului se numește satelit artificial dacă orbita sa este închisă (cir- culară sau eliptică) și respectiv rachetă cosmică sau navă Spațială - dacă tra- iectoria este deschisă (parabolică sau hiperbolică) față de Pământ. Mișcarea sateliților artificiali este gu- vernată de aceleași legi ca și mișcarea sateliților naturali. Totuși, există unele particularități ale orbitelor lor și condiții specifice care determină caracterul miș- cării satliților pe aceste orbite. Sateliții artificiali sunt lansați de rachete cu mai multe trepte. Ultima treaptă a rachetei îi imprimă satelitului o anumită viteză la înălțimea prestabilită de la suprafața Pă- mântului. Traiectoria aparatului cosmic se împarte în două părți: porțiunea acti- vă, în care mișcarea sa este determinată de tracțiunea motoarelor turboreactoa- re și atracția Pământului, și porțiunea pasivă, unde aparatul se mișcă sub acți- unea atracției Pământului și a altor cor- puri ale Sistemului solar. Porțiunea pa- sivă a traiectoriei începe din momentul când a fost oprit motorul ultimei trepte a rachetei. Forma orbitei unui satelit depinde de viteza inițială la începutul porțiunii pasive a traiectoriei sale (fig. 5.3). Dacă în punctul de început al traiectoriei pa- sive satelitului i se imprimă pe direcție orizontală o viteză inițială egală cu vite- za circulară, corespunzătoare distanței date de la centrul Pământului: atunci el se va mișca pe o orbită cir- culară. Aici M este masa Pământului, m - masa satelitului, G - constanta gra- vitațională, R - raza Pământului, h - alti- tudinea punctului de început al traiecto- riei pasive. Masa satelitului fiind neglija- bilă în comparație cu masa Pământului, poate fi omisă. Din formula de mai sus reziltă că un satelit imaginar s-ar mișca pe o orbită circulară aproape de suprafața Pămân- tului (h = 0) dacă i s-ar imprima viteza: vₗc = 7,91 km/s, numită prima viteză cosmică în raport cu Pământul. Din cauza atmosferei te- restre, înălțimea la care sunt lansați sa- teliții artificiali ai Pământului h > 150 km. Evident, viteza circulară la altitudinea h e mai mică decât prima viteză cosmică. Dacă viteza inițială a satelitului la în- ceputul traiectoriei pasive este mai mare 131 decât viteza circulară respectivă, dar mai mică decât viteza parabolică respectivă, atunci satelitul va urma o orbită eliptică având perigeul în punctul de înscriere a satelitului pe orbită. Perioada de revoluție a satelitului artificial al Pământului se determină din legea a treia a lui Kepler: Dacă viteza rachetei cosmice la înce- putul porțiunii pasive a traiectoriei este egală cu viteza parabolică în raport cu Pământul: atunci aparatul cosmic se va mișca față de Pământ pe o parabolă până când va ieși din sfera de atracție a Pământului sau pănă când va intra în sfera de atracție a unui alt corp ceresc. Raza sferei de atracție a Pământului în raport cu Soare- le este de 930000 km. Pentru parabolă, semiaxa mare o = ⁰⁰ ș i excentricitatea e = 1. în cazul când viteza inițială a ra- chetei cosmice este mai mare ca vite- za parabolică, vₕ > vₚ, orbita ei față de Pământ va fi o hiperbolă. în cazul hiper- bolei, a = °®. Așadar, pentru ca un aparat cos- mic să învingă atracția Pământului și să-și continue zborul în spațiul cosmic, trebuie să i se imprime la lansarea pe orbită o viteză care să fie egală sau să depășească viteza parabolică față de Pământ. La suprafața Pământului, h = 0, aceasta are valoarea: Vîp = Viᵣ-/2 = 11,2 km/s. Această viteză este numită viteza a doua cosmică în raport cu Pământul sau viteza de eliberare. Viteza parabo- lică la înălțimea h este mai mică decât cea de a doua viteză cosmică și poate fi determinată din formula: Mișcarea aparatului cosmic ajuns în sfera de atracție a altui corp ceresc va depinde de viteza aparatului la granița sferei de atracție a acestuia. Dacă aici vi- teza aparatului (v₀) va fi mai mare ca 0 și mai mică decât viteza parabolică: o< %⁴s⁼ = 89,89min= lh29"53‘. 5.2. Planeta pitică Makemake are raza de 1460 km și orbitează în jurul Soarelui la distanța medie de 45 UA, având perioada de revoluție de 309 ani. Densitatea medie a planetei este apro- ximativ de 2,8 • 10’ kg/m’. Determinați viteza orbitală medie și masa planetei exprimată în mase terestre. Se va lua 1 UA = 149,6 • IO⁶ km. Masa Pământului = 5,8 • 10” kg. Rezolvare: Viteza orbitală medie poa- te fi calculată cu formula: v = 2na/T, (1) în care a este semiaxa mare a orbitei (distanța medie la Soare), T - perioada de revoluție. Exprimând o în kilometri și Tîn secunde, din (1) se obține: v = 4,32 km/s. Masa planetei este m = p • V, (2) unde p este densitatea și V - volumul planetei. Considerând planeta sferică, volumul ei este V=4nr73, (3) unde r este raza planetei. Folosind relația (3) și exprimând raza în unități SI, din (2) pentru masa planetei se obține: m = 3,65 • IO²² kg. Pentru raportul dintre masa pla- netei pitice și masa Pământului avem: m/m® = 0,0063. Deci, m = 0,0063mₑ. 139 5.3. Perioada siderală de revoluție a planetei Neptun este T = 164,78 ani. Să se determine viteza orbitală a acestei planete. Se va considera masa Soare- lui, M = 1,99 • IO³⁰ kg; constanta gra- vitațională, G = 6,673 • IO¹¹ m’/(kg-s²); distanța medie de la Pământ la Soare, oₑ = 1 UA; 1 UA = 149,6 10e km; perioa- da siderală a Pământului, T@ = 1 an. Rezolvare. Conform legii a lll-a a lui Kepler, putem scrie: = a'lai, unde a este semiaxa mare a orbitei nep- tuniene (distanța medie la Soare). Din această relație exprimăm distanța me- die a planetei Neptun: a = Vf* = 30,056 UA = 4,496 • 10¹² m. Forța de atracție gravitațională exer- citată de Soare imprimă planetei Neptun accelerație centripetă. Aplicând legea a ll-a a lui Newton, obținem: (jmM _ mv¹ a' a De aici pentru viteza orbitală avem: v = J = 5,43 km/s. . Asteroidul Vesta efectuează o rota- ție în jurul Soarelui în 3,63 ani. De câte ori Vesta e mai departe de Soa- re decât Pământul? R.: 2,36 ori. . Pământul are masa de 81 de ori mai mare decât masa Lunii. Raza Lunii constituie 0,27 din raza Pământului. Determinați accelerația gravitațio- nală pe Lună. R.: 1,66 m/s². , Calculați masa Soarelui, conside- rând că viteza unghiulară de revo- luție a Pământului este egală cu l°/zi. Distanța medie de la Pământ la Soare este de 149,6 milioane de kilometri; constanta gravitațională G = 6,67 • 10¹¹ N • m²/kg². R.: 2 • 10³⁰ kg. 5.4. Calculați cea de a doua viteză cosmi- că în raport cu Luna. R.: 2,4 km/s. 5.5. Dacă Pământul ar avea un satelit natural cu perioada de revoluție de 8 luni, care ar fi distanța până la el? R.: 287 500 km. 5.6. Cât ar fi viteza liniară a unui satelit artificial al Lunii la altitudinea de 50 km? R.: 1,69 km/s. 5.7. O navă cosmică este lansată în jurul Pământului pe o orbită circulară po- lară la altitudinea de 271 km. După câte rotații în jurul Pământului nava ar putea să aterizeze în apropiere de locul de lansare? R.: N = 16 rotații. 5.8. Determinați viteza orbitală a Pă- mântului în afeliu. R.: 29,28 km/s. 140 Capitolul VI. Astrofizica studiază structura, propri- etățile fizice, compoziția chimică și evo- luția corpurilor cerești și a Universului în ansamblu. Astrofizica a luat naștere odată cu primele observații telescopice realizate de Galileo Galilei la începutul sec. XVII și a cunoscut o dezvoltare vertiginoasă odată cu aplicarea analizei spectrale și a fotografiei descoperite în sec. XIX. în sec. XX dezvoltarea astrofizicii a obținut un nou impuls puternic datorită aplicării efectului fotoelectric, apariției radioas- tronomiei și astronomiei extraatmosfe- rice și a oportunităților de cercetare a spațiului extraterestru cu ajutorul apa- ratelor cosmice. Astrofizica se împarte în astrofizica practică (observațională), care se ocu- pă cu elaborarea și aplicarea metode- lor practice de cercetare astrofizică și a instrumentelor și aparatelor corespun- zătoare, și astrofizica teoretică, care in- terpretează fenomenele astronomice observate în baza legilor fizicii. Deși în astrofizică se aplică meto- dele de cercetare ale fizicii moderne, există însă și unele particularități ale cercetărilor astrofizice. Astfel, astrofizi- cienii, de regulă, nu au posibilitatea să intervină pentru a influența sau modi- fica condițiile fizice și fenomenele care au loc în corpurile cerești studiate, nici să le reproducă în laborator. în afară de aceasta, radiațiile electromagnetice emise de sursele cosmice au de stră- bătut atmosfera terestră înainte de a ajunge în ochiul observatorului sau în obiectivul instrumentului de pe Pământ. Ca rezultat al proceselor de absorbție și împrăștiere în atmosferă, radiațiile re- cepționate au caracteristicile modificate și intensitatea extrem de mică, astfel că sunt necesare instrumente sensibile de foarte înaltă precizie pentru a le detecta și cerceta. în funcție de obiectul de cercetare, astrofizica teoretică se împarte în mai multe ramuri: fizica Soarelui, fizica pla- netelor, fizica stelelor, fizica galaxiilor, cosmologia (fizica Universului) ș.a. As- trofizica practică, la rândul ei, cuprinde mai multe ramuri specifice, determinate de metodele aplicate: astrofotometrie, astrospectroscopie, astrofotografie. Radiațiile electromagnetice constitu- ie unica sursă de informații despre stele, sistemele stelare și alte obiecte cerești. Corpurile cerești emit radiații pe toate lungimile de undă - atât în domeniul op- tic al spectrului undelor electromagneti- ce (vizibil, infraroșu și ultraviolet), cât și în domeniul radiațiilor X (Rbntgen), gam- ma și cel al undelor radio. înainte de începutul erei cosmice (1957), observațiile astrofizice erau realizate cu ajutorul instrumentelor 141 lungimea de undă (nanometri, nm) ■. Ferestrele atmosferice de transparență pentru radiațiile electromagnetice. instalate la sol ori la bordul unoraerosta- te sau aeronave. Atmosfera terestră însă estetransparentădoarpentru domeniul vizibil al spectrului electromagnetic, numit „fereastră optică", cuprins între lungimile de undă de 0,39 pm (violet) și 0,76 pm (roșu), precum și pentru un inter- valîngustal undelor radiocu lungimea de la 1 cm la 20 m, numit „fereastră radio" (fig. 6.1). Radiațiile electromagnetice din celelalte domenii spectrale sunt ab- sorbite de atmosferă într-o măsură mai mare sau mai mică. Atmosfera absoar- be cel mai puternic razele ultraviolete, Roentgen și gamma, adică radiațiile cu lungimea de undă scurtă. Razele infra- roșii cu lungimea de undă de peste un micrometru (1 pm) sunt absorbite de moleculele de apă și dioxid de carbon din aer. Straturile inferioare ale atmo- sferei terestre absorb undele radio cu lungimea mai scurtă de 1 cm, iar stra- turile superioare (ionosfera) - undele radio cu lungimea de peste 20 m. Evi- dent, aceste domenii ale spectrului de radiație al corpurilor cerești nu pot fi studiate de pe suprafața Pământului, ci numai cu ajutorul sateliților artificiali, telescoapelor orbitale și altor aparate cosmice. Așadar, în secolul XX observațiile astrofizice s-au extins practic pe toate lungimile de undă, de la razele gamma la undele radio. Ca urmare, au luat naș- tere noi ramuri ale astrofizicii, cum ar fi radioastronomia, astronomia în raze X și gamma, astronomia neutrinică, la aces- tea adăugându-se astronomia extraat- mosferică (cercetările spațiale), bazată pe utilizarea sateliților artificiali, a son- delor spațiale, a telescoapelor și stațiilor orbitale. 142 § fi.?.. NOȚIUNI DE FOTOMETRIE ASTRONOMICĂ. MĂRIMI FOTOMETRICE Una din metodele astrofizice princi- pale de cercetare este analiza radiației (luminii) emise de corpurile cerești cu ajutorul diferitelor instrumente - tele- scoape optice, radiotelescoape, aparate spectrometrice și fotometrice și alte in- strumente instalate atât la sol, cât și la bordul aparatelor cosmice. O caracteristică importantă a recep- toarelor de radiație este selectivitatea, adică sensibilitatea maximă pentru o anumită lungime de undă a radiației. Astfel, ochiul are domeniul spectral de sensibilitate cuprins între roșu și vio- let, cu sensibilitatea maximă pentru razele galbene cu lungimea de undă de 0,55 pm. Observările astronomice efectuate cu ochiul, inclusiv la telescop, sunt numite observații vizuale. Având o precizie redusă, observațiile vizuale se practică tot mai rar la observatoarele astronomice moderne, ele fiind agreate mai mult de astronomii amatori la ob- servarea meteorilor, bolizilor, comete- lor, stelelor variabile și altor fenomene cerești. Ramura astrofizicii care se ocupă cu măsurarea fluxului sau intensității radi- ației electromagnetice emise de obiec- tele astronomice în intervale largi de lungimi de undă este cunoscută sub nu- mele de fotometrie astronomică. Atunci când se măsoară nu numai cantitatea de radiație, ci și distribuția ei spectrală, ra- mura respectivă este numită spectrofo- tometrie. Un rol deosebit de important în astro- fizică revine receptoarelor de radiație. Până nu demult principalele receptoare erau ochiul, fotometrul fotoelectric sau termoelectric, placa fotografică, bolo- metrul, fotomultiplicatorul electronic. La efectuarea observațiilor electrofoto- metrice de înaltă precizie sunt folosite celula fotoelectrică și fotomultiplicatorul electronic. Funcționarea acestor recep- toare de radiație se bazează pe efectul fotoelectric extern de conversie a ener- giei radiante (luminoase) a astrului în curent numit fotoelectric. Deși fotome- trele fotoelectrice mai sunt încă folosite în situații speciale, acolo unde se cere o înaltă rezoluție temporală, ele sunt înlo- cuite în prezent pe scară largă de dispo- zitive cu cuplaj de sarcină CCD* capabile să realizeze simultan imagini a mai mul- tor obiecte astronomice (v. § 6.9). Pentru studiul cantitativ al radiații- lor electromagnetice emise de corpurile cerești se definesc mai multe noțiuni și mărimi fotometrice. Este de menționat că mărimile utilizate în fotometria as- tronomică (și în radiometrie) au echiva- lente cu denumiri diferite în fotometria optică. Energia radiantă. Energia radiației electromagnetice, vizibile sau invizibile, emisă de o sursă cosmică este numită Abreviat din engleză de la Charge-Coupled Device ■ Dispozitiv cu Cuplaj de Sarcină (DCS), inventat în 1969 și utilizat ca senzor de imagine în diverse dispozitive de captat imagini, inclusiv în aparate foto digitale și în telescoape. 143 energie radiantă. Termenul corespun- zător în fotometria optică este energia luminoasă. Unitatea de energie radian- tă, în SI, este un Joule (1J), la fel ca și pentru celelalte forme de energie. Cantitatea de energie radiantă care străbate o suprafață (de exemplu, obiectivul telescopului) în uni- tatea de timp (1 s) este numită flux ra- diant sau putere radiantă. Fluxul radiant se notează cu simbolul 0 și este noțiunea fundamentală a fotometriei. Unitatea SI a fluxului radiant este un Joule pe secundă (1 J/s) sau un Watt (1W). în cazul când fluxul radiant caracte- rizează radiația în întreg spectrul unde- lor electromagnetice, el este numit flux integral. Fluxul radiant însă poate carac- teriza radiația într-un domeniu foarte îngust al spectrului. în acest caz radiația este numită monocromatică și fluxul ra- diant trebuie să fie raportat la un inter- val unitar de frecvențe (1 Hz) sau de lun- gimi de undă (1 nm). Echivalentul optic al fluxului radiant este fluxul luminos. Fie o sursă punctiformă de radiație și fie dd> - flu- xul radiant emis de sursă într-o direcție dată în limitele unghiului solid infinit de mic dQ. Derivata dQ/dQ caracterizează densitatea fluxului de radiație în direcția considerată și se numește intensitatea radiației sau intensitatea radiantă: ¹ " dQ Intensitatea radiantă se definește ca fiind fluxul radiant pe unitatea de unghi solid - un steradian (1 sr). Unita- tea SI de intensitate radiantă este Watt pe steradian (W/sr). Echivalentul optic al intensității radiante este intensitatea luminoasă. Unitatea SI de intensitate lu- minoasă este candela (1 cd) - o unitate fundamentală în Sistemul Internațional de Unități (SI). Fluxul radiant incident pe unitatea de arie (1 m²) a unei suprafețe este numit iradianță: unde E este iradianța, 4>- fluxul radiant, S-aria suprafeței considerate. Unitatea SI de iradianță este un Watt pe metru pătrat (1 W/m²). în fotometria optică, echivalentul iradianței este iluminanța, definită ca fluxul luminos total incident pe unitatea de arie a unei suprafețe. Iluminanța este corelată cu percepția de către ochiul omenesc a strălucirii. în cazul când fluxul radiant caracte- rizează radiația pe toate frecvențele sau lungimile de undă, se definește iradian- ța integrală. Dacă iradianța se rapor- tează la un interval îngust de lungimi de undă sau frecvențe din spectru, ea se numește iradianță spectrală monocro- matică având în Si unitatea Watt pe me- tru pătrat pe nanometru [1 W/(m²-nm)] sau Watt pe metru pătrat pe Hertz [1W/ (m²Hz)]. în radioastronomie este utilizată o unitate specială de iradianță spectrală numită Jansky: Uan = IO'²⁶ W/(m²Hz). în cazul în care o sursă punctiformă emite radiație uniform în toate direcțiile într-un mediu non-absorbant, iradianța descrește invers proporțional cu pătra- tul distanței de la sursă (Fizică, cl. XII): c Icosi E~ r² ’ unde E este iradianța, / - intensitatea radiantă, i - unghiul de incidență al ra- diației, r- distanța de la sursă. Este evi- dent că iradianța are valoarea maximă la incidența normală a razelor când i = 0°. Se consideră că o sursă punctiformă în- depărtată, adică o sursă de radiație ale cărei dimensiuni sunt infinit de mici în comparație cu distanța la ea (cum sunt, de exemplu, stelele), creează o iradiere uniformă, dacă razele cad perpendicular pe suprafața iradiată. Noțiunea de iradianță (iluminanță) joacă un rol foarte important în astro- fizică, deoarece numai această mărime poate fi de fapt măsurată nemijlocit din observații. Fluxul radiant emis de unitatea de arie a unei supra- fețe se numește emitanță radiantă. Unitatea SI pentru această mărime este aceeași ca cea a iradianței, W/m². în fotometria optică, mărimea echi- valentă este fluxul luminos emis de uni- tatea de arie a unei suprafețe, numit emitanță luminoasă. Cantitatea totală de energie radiantă emisă de o stea ori de alt obiect astronomic în unitatea de timp (1 s) pe toate lungimile de undă este numită luminozitate. în astrono- mie, luminozitatea se notează cu L și se exprimă în Joule pe secundă (J/s) sau Watt (W), la fel ca fluxul radiant. . Pentru a caracteriza emisia și reflexia difuză a radiației electromag- netice, în radiometrie este utilizată o mărime numită radianță, care măsoară fluxul de radiație ce străbate unitatea de arie (1 m²) a unei suprafețe sau este emis de aceasta într-o direcție anumită în limitele unui unghi solid egal cu uni- tatea (1 sr): n _ d

0) Deplasare spre albastru (V, < 0) . .. . Deplasarea spre roșu și albastru a liniilor spectrale. relativă (vᵣ) față de observator (fig. 6.4). Viteza radială este componenta vite- zei sursei pe direcția razei vizuale și se consideră pozitivă în cazul când astrul se depărtează de observator și negativă, atunci când se apropie. Se poate demonstra că variația frec- venței (Av) emise de sursa în mișcare este proporțională cu viteza radială a astrului: Av = V —Vo= — Vo—, unde v₀ este frecvența emisă de sursă, v - frecvența recepționată de observa- tor, vᵣ- viteza radială a astrului, c - vi- teza undelor electromagnetice (luminii) în vid. De aici, pentru variația relativă a frecvenței avem: Av _ _ v^ v₀ c ’ Având în vedere relația dintre frec- vență și lungimea de undă, v = -ț, re- zultă că la mișcarea sursei pe direcția razei vizuale, variația lungimii de undă a radiației este: A^ = unde zio este lungimea de undă a radiați- ei emise de sursă, Ă - lungimea de undă a radiației recepționate. Pentru variația relativă a lungimii de undă se obține: Azi _ v, zio c Așadar, rezultă că: Azi __ AV _ Vr zio Vo c ’ Pentru lungimea de undă a radiației recepționate avem: zl^o(l₊ț). Dacă astrul (sursa) se depărtează de receptorul de radiație (vᵣ> 0), atunci lun- gimea de undă a radiației recepționate (zl) este mai mare decât lungimea de undă a radiației emise de astru (Ao) și deci liniile spectrale respective sunt de- plasate spre domeniul roșu al spectrului. Acest efect este cunoscut ca deplasarea spre roșu a liniilor spectrale (fig. 6.5). La apropierea sursei de observator (vᵣ< 0), avem A < Aₒ și deci liniile spectrale se deplasează spre domeniul albastru al spectrului - deplasarea spre albastru. 152 153 Pentru a deduce în mod mai riguros formulele pentru deplasarea Doppler a liniilor spectrale este necesară aplicarea teoriei relativității. în acest caz se con- stată că deplasarea liniilor spectrale este determinată și de mișcarea sursei pe direcția perpendiculară pe raza vizuală. Acesta este efectul Doppler transversal. Efectul Doppler are diverse aplicații în astrofizică. Măsurând deplasarea lini- ilor spectrale se poate determina viteza cu care stelele și galaxiile se apropie sau se depărtează de Pământ, adică viteza radială: Folosind efectul Doppler, se poate studia nu numai mișcarea corpurilor ce- rești pe traiectorie, ci și rotația acestora. De exemplu, ca urmare a rotației Soare- lui, marginea de Est a discului solar se mișcă spre observatorul terestru (liniile spectrale deplasăndu-se spre albastru), iar cea de Vest se depărtează (liniile spectrale se deplasează spre roșu). în acest caz, pentru A = 500,0 nm deplasa- rea Doppler constituie AA = 0,0035 nm. Astfel, s-a determinat că viteza liniară maximă la ecuatorul solar atinge aproa- pe 2 km/s. Spectrul înregistrat al stelelor este rezultatul suprapunerii spectrelor tu- turor punctelor de pe discul acestora. Aceste puncte au diferite deplasări ale liniilor spectrale, datorită atât rotației stelei, cât și mișcării termice haotice a atomilor de gaz stelar. Ca urmare, are loc lărgirea simetrică a liniei spectrale. Graficul distribuției energiei radiate de '. Profilul Dopperal liniei spectrale. stea în limitele unei linii spectrale este numit profilul liniei spectrale respec- tive (fig. 6.6). Dacă lărgirea liniei spec- trale este produsă numai de mișcarea termică a atomilor, atunci după profilul liniei spectrale se poate determina tem- peratura gazului stelar. Prin definiție, semidistanța dintre punctele profilului liniei spectrale în care intensitatea ei constitue 0,37 din intensitatea centra- lă este numită lărgime Doppler a liniei spectrale (AAJ (fig. 6.6). Atomii care emit radiație în linia spectrală deplasată cu AXD se mișcă cu viteza cea mai probabilă: ᵥ-= y M ’ unde T este temperatura absolută a ga- zului, M - masa molară, R - constanta universală a gazelor. Deplasarea liniei spectrale în acest caz este: AA./A = v*/c. Din aceste două relații se poate obține formula pentru temperatura ga- zului din atmosfera unei stele. 154 fi G.G. EFECTUL ZEEMAI! ÎN ASTROFIZICA Efectul Zeeman constă în scindarea liniilor spectrale emise de o substanță sub acțiunea câmpului magnetic extern. Acest efect a fost descoperit de către fizicianul olandez Pieter Zeeman în 1896, în cercetările de laborator ale radiației emise de vaporii de sodiu. Efectul Zee- man observat în spectrele de absorbție a fost numit efect invers, acesta având caracteristici analoage cu cele ale efec- tului direct, observat în liniile de emisie. în astrofizică, efectul Zeeman este fo- losit la determinarea câmpurilor magne- tice ale stelelor și altor obiecte cosmice prin măsurarea scindării observate a lini- ilor spectrale de absorbție. Prin această metodă se măsoară numai componenta longitudinală (de-a lungul razei vizuale) a câmpului magnetic al corpurilor cerești. Câmpurile magnetice ale Galaxiei pot fi măsurate după scindarea Zeeman a ra- dioliniei cu lungimea de undă de 21 cm a hidrogenului. La scară mare, inducția câmpului magnetic al Galaxiei are valoa- rea medie B = 210'¹⁰ T, în timp ce câm- pul magnetic în norii denși și reci de gaz interstelar este de 5-10 ori mai intens. Studiul câmpurilor magnetice ale re- giunilor active, petelor și altor formați- uni de pe Soare se realizează cu ajutorul unui aparat sensibil special - magneto- graful fotoelectric care permite măsu- rarea inducțiilor magnetice de până la IO’⁴ T și chiar mai mici. De obicei, în mă- surătorile de câmpuri magnetice solare se utilizează linia spectrală a fierului, X = 525,04 nm. Câmpul magnetic al Soa- ' . . . Modelul corpului negru. relui ca stea are în medie inducția de circa IO'⁴ T, însâ în petele solare induc- ția magnetică este mult mai înaltă, atin- gând 10 T. Pentru comparație, inducția câmpului geomagnetic la ecuatorul Pă- mântului este de circa 3 • 10⁻s T. Un interes deosebit prezintă câmpu- rile magnetice extrem de puternice de ~ 10²-10⁵ T, descoperite după efectul Zeeman la suprafața unor pitice albe, și de ~ 10’-10⁹ T - la suprafața unor stele neutronice (pentru comparație, câmpul magnetic al atomului este de ~ 10³-10⁴T). Cu ajutorul efectului Zeeman s-a consta- tat, de asemenea, că inducția câmpului magnetic la suprafața magnetarilor (ste- le neutronice magnetice) atinge valori fantastice de 10⁸-10u T. Z . NEGRU. DETERMINAREA temperaturi; stelelor Orice corp încălzit până la o tempe- ratură mai înaltă de zero absolut (0 K) emite unde electromagnetice și această radiație este numită radiație termică. 155 A [nm] . Spectrul corpului negru. Analiza radiației termice este una din cele mai importante metode astrofizice de studiu al obiectelor astronomice. In- tensitatea și distribuția după frecvență a radiației termice depinde de tempe- ratura și structura corpului. Astfel, la temperaturi de până la 1000 K predomi- nă radiația infraroșie și undele radio. La temperaturi de 2000 K are o intensitate mai mare radiația în domeniul roșu al spectrului, la 6000 K-galben-verde, iar la temperaturi de 10000 - 20000 K - al- bastru și violet. Legile radiației termice au forma cea mai simplă în cazul așa-numitului corp negru. Prin definiție, corp negru ideal se numește un corp complet opac și fără reflexie care absoarbe toate radiațiile incidente pe el, pe toate lungimile de undă ale radiației. Conceptul de corp negru, introdus de către Kirchhoff în 1860, este o ide- alizare, deoarece corpuri negre ideale nu există în natură. O bună aproximare pentru un material negru este grafitul. Se poate însă construi un model foar- te apropiat după proprietăți de corpul negru. Acesta reprezintă un recipient termoizolat închis cu pereții interiori re- flectători și opaci pentru radiație, prevă- zut cu un mic orificiu prin care radiația poate intra, însă e puțin probabil să mai părăsească recipientul (fig. 6.7). Radiația care pătrunde prin orificiu în interior su- feră multiple reflexii pe pereții incintei înainte de a părăsi recipientul. Radiația emanată prin orificiu este foarte apro- piată de radiația unui corp negru ideal. Corpul negru este în echilibru termodi- namic, adică temperatura lui e constan- tă și radiația emisă de el este radiație de echilibru, ea fiind determinată numai de temperatura corpului. Spectrul radiației corpului negru de- terminat numai de temperatură este descris de legea lui Planck (fig. 6.8) și nu depinde de forma și compoziția cor- pului. Distribuția energiei în spectrul radiației corpului negru are un maxi- mum pronunțat ce corespunde unei anumite lungimi de undă, descris de legea deplasării maximului de radiație a lui Wien: A — — unde b = 2,898 • IO'³ m • K este constan- ta lui Wien, T - temperatura corpului, AₘᵢK-lungimea de undă la care emitanța radiantă spectrală a corpului negru are valoarea maximă. Din această lege re- zultă că odată cu creșterea temperaturii se schimbă culoarea radiației emise de corp. 156 Creșterea temperaturii corpului ne- gru este însoțită și de creșterea fluxului de radiație emis de corp. Radiația unui corp negru ideal este descrisă de legea Stefan-Boltzmann: E^aV, unde £ este emitanța radiantă, adică energia emisă de unitatea de arie a supra- feței corpului negru în unitatea de timp pe toate lungimile de undă, T- tempe- ratura corpului, a = 5,6710’⁸ W/(m²K⁴) - constanta Stefan-Boltzmann. Stelele, inclusiv Soarele, dar și pla- netele sunt deseori aproximate ca fi- ind corpuri negre, iar radiația electro- magnetică emisă de ele - ca radiația corpului negru. Stratul exterior al unei stele - fotosfera, este într-o oarecare măsură analog cu exemplul cavității în- chise cu un mic orificiu în ea. în aceas- tă aproximație, stelele emit radiație de corp negru la temperatura fotosferei. Dintre obiectele cosmice, foarte apro- piate de corpul negru ideal sunt găurile negre. Legile radiației corpului negru ideal stau la baza unor metode de determi- nare a temperaturii aștrilor. Dat fiind faptul că stelele nu sunt corpuri negre ideale, rezultatele obținute cu ajutorul acestor metode sunt într-o măsură mai mare sau mai mică aproximative. Temperatura unei stele care poate fi considerată corp negru ideal poate fi determinată după distribuția spectra- lă a intensității radiației în spectrul său continuu, aplicând legea deplasării a lui Wien: T=Wₘ„. Maximul de emitanța radiantă se si- tuează în diferite domenii ale spectrului, în funcție de temperatura stelei: la tem- peraturi mai mici este mai intens dome- niul roșu al spectrului, iar la temperaturi mai înalte maximul de intensitate se de- plasează spre regiunea albastră a spec- trului. Pentru Soare, Aₘₐ< = 430,0 nm, iar din legea lui Wien rezultă că tempe- ratura la suprafața Soarelui este de circa 7=6750 K. în cazul aștrilor mai apropiați, cu di- ametrul unghiular măsurabil (Soarele, Luna și planetele), se aplică o altă me- todă de determinare a temperaturii. Aceasta constă în aplicarea legii lui Ste- fan-Boltzmann. în acest caz se determi- nă temperatura efectivă a astrului: Temperatura efectivă a unei stele se definește ca temperatura unui corp ne- gru care emite același flux de energie ca și steaua considerată. Vom aplica legea Stefan-Boltzmann pentru a determina temperatura efecti- vă a Soarelui. Emitanța radiantă a Soa- relui este: £=6,32-10’W/m². înlocuind această valoare în formula legii Stefan-Boltzmann, pentru tempera- tura efectivă a Soarelui obținem: Tₑ₍=5780 K. 157 . Astrograf modern. Fotografia inventată în 1826 de că- tre francezul Joseph Niepce a deschis o nouă pagină în astrofizică - efectuarea de observații astronomice fotografice strict documentate. Fotografia a avut un rol crucial în astronomia observațională pentru mai bine de un secol. Din timpurile lui Galileo și până în secolul XIX telescoapele erau utilizate în exclusivitate pentru observații vizu- ale. Odată cu descoperirea fotografiei, în astronomie s-a încetățenit metoda observațiilor fotografice. Imaginile cor- purilor cerești au început să fie obținute pe plăci sau filme fotografice montate în planul focal al telescopului. Telescoa- pele speciale destinate numai pentru observații fotografice au denumirea de astrograf (fig. 6.9). în prezent, în calita- te de fotoreceptori, sunt utilizați senzori de imagine CCD (dispozitive cu cuplaj de sarcină) Instrumentele astronomice mari sunt destinate în principal pentru observații fotografice. în observațiile fotografice de până la sfârșitul secolului XX rolul de receptor îl avea placa fotografică, acoperită cu un strat fotosensibil la razele din domeniul albastru al spectrului. După expunerea la radiația venită de la corpul ceresc, placa fotografică este developată obți- nându-se așa-numitul astronegativ care este ulterior cercetat de către astronomi prin diverse procedee. Poziția aștrilor și a diferitelor formațiuni înregistrate pe astronegative este măsurată cu micro- scoape speciale în condiții de laborator. Astfel pot fi determinate deplasările len- te, deci și vitezele stelelor relativ apro- piate, ale cometelor și altor corpuri față de stelele îndepărtate (fixe). Fotografierea cerului și a corpu- rilor cerești cu ajutorul astrografului a permis obținerea de date precise atât despre stele, cât și despre obiec- tele cerești întinse, cum ar fi nebuloa- sele, cometele, suprafața Lunii, Soa- relui etc. Obiectivul astrografului este construit astfel, încât să proiecteze pe receptor, fără deformări, o porțiune cât mai mare de cer. De obicei, câmpul CMOS (din engl. Complementary Metal-Oxide-Semiconductor) este o tehnologie de construire a circuitelor integrate folosită în circuite logice digitale, precum $1 în circuite analogice, cum ar fi senzorii de imagine (CMOS sensor). 158 vizual al astrografului este de câteva grade. Scara imaginii obținute se expri- mă aproximativ prin relația: d = F tg a, unde a este distanța unghiulară din- tre două puncte de pe sfera cereas- că; F este distanța focală a obiectivu- lui; d - distanța dintre imaginile celor două puncte obținute pe receptor. l°al sferei cerești se reprezintă pe placa fotografică printr-un segment egal cu 1/57 din distanța focală a telescopului. De exemplu, un astrograf cu distanța focală de 1 m dă imaginea fotografică a Lunii și a Soarelui (care au diametrul unghiular aparent de aproximativ 0,5”) sub forma unui cerculeț cu diametrul de 1 cm. Observațiile fotografice ale aștrilor au un șir întreg de avantaje în comparație cu cele vizuale. Prin fotografiere se în- registrează momentan fenomene cu du- rate extrem de scurte pe care ochiul nu izbutește să le urmărească (de exemplu, zborul unui meteor). în aceeași imagine fotografică pot fi obținute pozițiile și as- pectul mai multor corpuri cerești. Imagi- nile fotografice ale obiectelor cerești sunt permanente și au caracter de documen- te, la care astronomii pot recurge repetat pentru a le studia. Fotografia face posibi- lă observarea corpurilor cerești în schim- bare. O astrofotografie poate fi obținută și în raze invizibile pentru ochi. Plăcile fotografice de sticlă mai sunt încă folosite în unele aplicații, darîn ulti- mii 30 de ani ele au fost înlocuite în mare parte cu senzori digitali de imagine, cum ar fi CCD și CMOS*. 6.9. RECEHTGAUELE CU CUPLAJ DE SARCINĂ - CCD Fotometria și polarimetria sunt me- todele cele mai importante de cerceta- re astronomică. Fotometria ne permite să cunoaștem distribuția de energie în spectrul obiectelor astronomice și să obținem date despre caracteristicile lor fizice-temperatură, luminozitate, masă. Cercetarea fotometrică a stelelor și ga- laxiilor este necesară pentru a înțelege procesele care au loc în ele. Observațiile polarimetrice ne furnizează informații cu privire la componenta de praf a materi- ei - distribuția, dimensiunea particulelor de praf, distribuția și direcția câmpurilor magnetice, geometria învelișurilor cir- cumstelare. în ultimele două decenii, posibilitățile fotometriei au crescut foarte mult dato- rită noilor receptoare moderne - dispo- zitive cu cuplaj de sarcină (în engl. Char- ge-Coupled Device - CCD). Cu ajutorul acestora, chiar și în telescoape mici, se pot observa obiecte cu magnitudinea limită de până la 20m sau mai mult. Fi- ecare telescop modern este echipat cu un fotometru-polarimetru și un senzor de imagine-CCD. Primul dispozitiv cu cuplaj de sarci- nă - CCD a aparut la sfârșitul anilor '60. în astronomie un astfel de dispozitiv a fost folosit prima dată în 1975 pentru a obține imagini ale planetei Uranus în do- meniul infraroșu apropiat al spectrului. Camerele CCD reprezintă receptoare integrate de radiație (fotodetectori) pe bază de semiconductoare solide, în care 159 semnalul electric nu este reprezentat de curent sau tensiune, ci de sarcina elec- trică (fig. 6.9). La baza funcționării dis- pozitivului CCD stă efectul fotoelectric intern. Dispozitivul în sine reprezintă un microcircuit (cip) destul de complex, cu o matrice liniară sau bidimensională constând din elemente dreptunghiu- lare sensibile la lumină, numite pixeli. Fiecare pixel se completează cu elec- troni proporțional cu cantitatea de lumină incidență pe el, adică CCD este un receptor liniar pentru o gamă largă de fluxuri de lumină. Dispozitivele CCD utilizate în astro- nomie au o sensibilitate integrală înaltă, iar intervalul de sensibilitate spectra- lă se extinde de la domeniul albastru (~ 0,4 pm) la infraroșu apropiat (0,9 pm). Câmpul vizual obținut cu senzorul de imagine CCD este relativ mic. Matricile tipice au dimensiuni de la 512x512 la 2048x2048 pixeli. în funcție de dimen- siunea matricei și distanța focală a tele- scopului, câmpul vizual are de la câteva arcminute la jumătate de grad. în câm- pul cu asemenea dimensiuni se pot găsi întotdeauna stele de comparație pen- tru fotometrie. Așadar, camerele CCD îmbină avantajele fotografiei (imagine panoramică) și fotometriei fotoelectrice (liniaritate). Ca și în cazul altor tipuri de recep- toare, magnitudinea limită care poate fi detectată cu ajutorul receptoarelor CCD depinde de raportul semnal/zgo- mot. La fluxuri luminoase mici, un pa- rametru important al matricei CCD de- vine pragul de sensibilitate ce caracteri- zează fluxul luminos minim, care poate fi înregistrat. în observații astronomice se utilizează camere cu matrice CCD de înaltă sensibilitate, înzestrate cu un ob- turator ce permite să se obțină timpi de expunere de la 0,1 s, un preamplificator și un convertor analog-digital pentru transmiterea semnalelor recepționate la calculator. împreună cu setul de fil- tre, camera CCD formează un astrofo- tometru care se montează în focarul telescopului. Camera este echipată cu o sursa de alimentare și se conectează la computer prin USB. Radioastronomia este un capitol al astronomiei care studiază obiectele cosmice prin cercetarea radiației elec- tromagnetice emise de ele în domeniul undelor radio. Obiectul de studiu al ra- dioastronomiel îl constituie corpurile cerești, precum și mediul interplanetar, gazul și praful interstelar, câmpurile magnetice, razele cosmice, radiația cos- mică de fond etc. Metoda de cercetare este înregistrarea radiației radio cu aju- torul radiotelescoapelor. în anii 1931-1932, inginerul american Karl Jansky (1905-1950), studiind unde- le radio parazite din atmosferă cu aju- torul unei antene rotative, a înregistrat o creștere a zgomotelor într-o anumită direcție, care se repeta după o zi sidera- lă. De aici el a concluzionat că sursa de zgomote este de origine extraterestră și a constatat că zgomotele ating inten- sitatea maximă în regiunea Căii Lactee. Astfel, a fost descoperită radiația radio 160 de origine cosmică. Peste 10 ani (1942), în SUA și Anglia este descoperită radiația radio emisă de Soare. în anii 1944-1951 s-a descoperit că atomii de hidrogen ne- utru din gazul interstelar emit unde ra- dio pe lungimea de undă de 21 cm. în sfârșit, în 1955 au fost detectate unde radio emise de planeta Jupiter, iar în 1956 - de planetele Venus și Marte. în timpul celui de al doilea război mondial iau o amploare deosebită cercetările în domeniul radiolocației. Unda radio trimisă spre un astru este reflectată de suprafața acestuia și se întoarce înapoi fiind recepționată de radar. Măsurând intervalul de timp din- tre momentul emiterii semnalului radio și momentul recepționării semnalului radio reflectat, se poate determina cu mare precizie distanța d până la astru: d = ct/2, unde c = 3 x 108 m/s este viteza luminii (undelor radio) în vid, t - timpul de propagare a undei radio în ambele direcții. Această metodă de cercetare este numită radiolocație.în 1945, în Un- garia fost realizată radiolocația Lunii. Radiolocația a înregistrat cele mai semnificative succese la începutul anilor 1960 când au fost recepționate semnale reflectate de Venus și Marte. Cu ajuto- rul radiolocației a fost elaborată harta suprafeței planetei Venus, inaccesibilă pentru cercetări în domeniul optic. A fost precizată scara distanțelor în Sis- temul solar. Radiolocația permite nu numai determinarea distanțelor, ci și a temperaturii, reliefului și rotației corpu- rilor cerești. Astfel, a fost determinată temperatura Lunii, relieful planetei Ve- nus. Metoda radiolocației poate fi apli- cată numai în cazul corpurilor apropiate de Pământ - Luna, Mercur, Venus și Marte, - pentru că intensitatea semna- lului radio scade invers proporțional cu pătratul distanței. Primul radiotelescop paraboloidal cu diametrul de 76 m a fost constru- it în 1957 la Observatorul Jodrell Bank din Anglia. în prezent se construiesc în principal sisteme interferometrice pe unde centimetrice, formate din antene nu prea mari de aproximativ 25 m în di- ametru. O metodă importantă de cerceta- re în radioastronomie este studierea cerului pe diferite lungimi de undă ra- dio. Prin această metodă se descoperă obiecte care emit radiații în mare par- te în domeniul undelor radio, ele fiind aproape invizibile în domeniul optic. Astfel, a fost descoperită prima sursă radio cosmică discretă în constelația Lebăda, denumită Lebăda A, au fost descoperiți quasarii care sunt obiecte cvazistelare cu luminozitatea enorm de mare în domeniul radio, însă foarte sla- bă în domeniul optic. Prima cercetare a cerului în linia spectrală A = 21 cm realizată în anii '50 ai sec. XX a permis determinarea distri- buției gazului interstelar în Galaxie și punerea în evidență a structurii ei spira- le. Mai târziu au fost descoperite liniile OH și CH (în 1963 și, respectiv, 1973), radiația radio emisă de toate planetele mari ale Sistemului solar, de la mulți as- teroizi și comete. O altă realizare remarcabilă a radio- astronomiei a fost descoperirea în 1965 a radiației radio cosmice de fond pe 161 lungimea de undă de 7 cm, care este una din principalele dovezi în favoarea mo- delului Universului "fierbinte". Studierea galaxiilor îndepărtate și a quasarilor pe frecvențe radio ne ajută să cunoaștem starea Universului în trecutul îndepăr- tat. A urmat apoi descoperirea în 1967 a pulsarilor - radiosurse cu emisie în impulsuri strict periodice, având peri- oada cuprinsă între 1,5 ms și 4 s, care sunt stele neutronice cu câmp magnetic puternic în rotație rapidă, care emit unde radio strict direcționate. Gama de frecvențe folosite în ra- dioastronomie este limitată de fe- reastra atmosferică de transparență. Frecvența limită inferioară depinde de ziua din an și ora din zi, variind de la 3 la 30 MHz. Limita de frecvență înal- tă constituie aproximativ 300 GHz, ce corespunde lungimii de undă de 1 mm. Urmează domeniul radioastronomiei submilimetrice, adiacent cu domeniul IR. Observațiile terestre pe lungimile de undă milimetrice sunt limitate de absorbția acestora în atmosfera Pă- mântului, în principal, de către mole- culele O₂ și H₂O. Odată cu dezvoltarea radioastronomiei extraatmosferice, au devenit accesibile frecvențe mult mai joase, de până la câțiva kHz (corespun- zătoare lungimii de undă de câteva sute de kilometri). Una din mărimile energetice prin- cipale folosite în radioastronomie este intensitatea radiației (I), care caracteri- zează cantitatea de energie incidență pe unitatea de arie a unei suprafețe în unitatea de timp în limitele unui unghi solid unitar într-un interval unitar de frecvențe. Unitatea de intensitate a radiației este: J/(s • m² ■ Hz• sr). O altă mărime este fluxul de energie (dW), incident sub unghiul 0 pe suprafața dA în limitele unghiului solid dd în inter- valul de frecvențe dv: dW = I cosG dQdAdv. Mărimea W este numită densita- tea fluxului de radiație pe frecvența v, se notează sau Fᵤ și are ca unitate W/(m²Hz). O altă unitate de densitate a fluxului de radiație folosită deseori este 1 Jansky (1 Jan) = 10-26 W/m²Hz. Aceas- tă densitate a fluxului este caracteristică pentru multe radiosurse strălucitoare. 162 6.1. Să se afle magnitudinea absolu- tă a Soarelui. Rezolvare. Magnitudinea aparen- tă a Soarelui este egală cu - 26,8m. Un parsec este egal cu 206265 UA. Distan- ța la Soare exprimată în parseci este r = 1 UA = 1/206265 pc. Substituind aces- te valori în formula M = m + 5- 5lgr, obținem magnitudinea absolută a Soa- relui: M = - 26,8” + 5m + 26,6m = + 4,8m. Așadar, dacă Soarele s-ar afla la dis- tanța de 10 pc, el ar fi observat ca o stea slab strălucitoare, la limita vizibilității cu ochiul liber. 6.2. în fotografia spectrului unei stele, o linie este deplasată cu Al = = 0,02 mm față de poziția ei normală. Cu cât s-a modificat lungimea de undă, dacă în spectru distanța de 1 mm cores- punde unei variații a lungimii de undă de 0,004 pm? Cu ce viteză se mișcă steaua? Lungimea de undă a radiației emise de sursa imobilă este A = 0,5 pm. (Sursa: Voronțov-Veliaminov, 1994, ex. 14.2). Rezolvare. Calculăm dispersia astro- gramei (raportul dintre variația lungimii de undă și distanța din spectru căreia aceasta îi corespunde): k = 0,004 pm/ 1 mm = 4 • IO"⁶. Modificarea lungimii de undă este produsul între dispersia astrogramei și deplasarea liniei spectrale: AA = k • Al = = 4-10"⁶' 0,02 mm = 8 • 10’⁸ mm = = 0,08 nm. Deplasarea liniei spectrale este: AA/A = vᵣ/c, unde v este viteza radială a stelei, c = 3 • 108 m/s - viteza luminii. Substituind valorile numerice, pentru vi- teza radială a stelei se obține: vᵣ = 48 km/s. 6.1. Calculați de câte ori iluminanța produsă de Soare pe planeta Nep- tun este mai slabă decât pe Pă- mânt? Cât este diametrul unghiu- lar al Soarelui văzut de pe Neptun? R.: 900; 64". 6.2. Cum se poate stabili existența câm- pului magnetic al unui corp ceresc prin metoda spectrofotometrică? 6.3. Deplasarea spre roșu a liniilor din spectul radiogalaxiei 3C295 este egală cu 0,46. Distanța până la radiogalaxie este de aproximativ 5 miliarde de ani-lumină. Calculați viteza radială a radiogalaxiei. Deter- minați deplasarea spre roșu a liniei spectrale A = 500 nm (verde). R.: 1,38 ■ 10s km/s; 230 nm. 163 Capitolul VII. X Ramura științei astronomice care se ocupă cu obținerea de date din obser- vații asupra corpurilor cerești este cu- noscută ca astronomie observaționalâ. Primele observații telescopice în istoria astronomiei au fost realizate în 1609 de către Galileo Galilei cu o lunetă de con- strucție proprie (fig. 1.17). Observațiile efectuate cu telescoape optice acoperă practic numai spectrul vizibil, pentru că atmosfera Pământu- lui este relativ transparentă în această porțiune a spectrului electromagnetic, în același timp, observațiile telescopice sunt dependente de condițiile de obser- vație, de transparența aerului se fac, în general, în timpul nopții. Condițiile de observare sunt influențate de turbulen- ța atmosferei care limitează rezoluția observațiilor. Aceste probleme au înce- put să fie soluționate prin utilizarea de sisteme optice adaptive, imagini inter- ferometrice ș.a. Astfel, pentru a corecta distorsiunile generate de condițiile at- mosferice în frontul de undă și a îmbu- nătăți performanța telescopiului, poate fi utilizată o oglindă deformabilă ca op- tică adaptivă. Un alt factor perturbator în domeniul optic este poluarea luminoasă a cerului cu lumina artificală a orașelor mari, care face dificilă observarea fenomenelor astronomice fără filtre speciale. în plus, în nopțile cu lună plină cerul este prea luminos și împiedică observarea obecte- lor slabe. în funcție de domeniul spectral ob- servat, astronomia observaționalâ se împarte în: Astronomia optică, care studiază ra- diația emisă de corpurile cerești pe lungimi de undă de la infraroșu apro- piat la ultraviolet apropiat utilizând componente optice (oglinzi, lentile și detectoare cu semiconductori). Acest interval cuprinde și domeniul spectral vizibil, între 400 și 700 nm. Astronomia în infraroșu, care se ocu- pă cu detectarea și analiza radiației infraroșii (cu lungimi de undă mai mari de 1 nm). în acest domeniu spectral instrumentul cel mai obișnu- it este telescopul reflector cu detec- tor sensibil la radiații în infraroșu. Radioastronomia detectează radiații cu lungimi de undă de la milimetri la decametri. Receptoarele sunt simi- lare cu cele folosite în transmisiuni- le de programe radio, dar mult mai sensibile. Astronomia de înaltă energie include astronomia în raze X, astronomia în raze gamma și astronomia în ultra- violet îndepărtat, precum și studiul neutrinilor și al razelor cosmice. . . Aberația cromatică. Instrumentele principale utilizate în astronomia observaționalâ sunt telesco- pul optic și radiotelescopul. Elementele constructive de bază ale telescoapelor optice sunt lentilele și oglinzile. Astrono- mia optică modernă necesită telescoape cu componente optice de mare precizie. De exempu, oglinda parabolică a unui telescop optic trebuie să fie șlefuită cu precizie de 1/8 de lungime de undă (0,07 pm în domeniul spectrului vizibil). Lentilele și oglinzile telescopice însă su- feră de un șir de defecte numite aberații care afectează calitatea și rezoluția ima- ginilor obținute. Pe lângă telescoape, astronomii au început să folosească pentru observații și instrumente speciale cu totul neobiș- nuite. Printre acestea se numără detec- toarele de particule neutrino instalate în observatoare speciale și destinate ob- servării proceselor inaccesibile pentru telescoapele optice, cum ar fi reacțiile nucleare care au loc în nucleul Soarelui, în stele și supernove; detectoarele de unde gravitaționale, generate de obiec- tele masive, cum ar fi stelele neutronice. Pentru a observa un obiect ceresc pe Oglindă sferică Oglindă paraboloidală . Aberația sferică. anumite frecvențe și pentru a determina dacă lumina emisă de o sursă este pola- rizată sunt folosite diverse filtre, inclusiv filtre de polarizare. Lentilele și oglinzile sferice formea- ză imagini imperfecte, deformate ale obiectelor astronomice observate. Aces- te deformări ale imaginilor optice sunt numite aberații. Ele se manifestă prin distorsionarea și colorarea imaginii, pre- cum și prin reducerea clarității ei. Există aberații geometrice și aberații cromati- ce. Aberațiile geometrice, la rândul lor, sunt de mai multe tipuri: aberația de sfe- ricitate, coma, distorsiunea, ș.a. (fig. 7.1) a len- tilelor este cauzată de fenomenul de dispersie a luminii, adică de dependența indicelui de refracție al lentilei de lungi- mea de undă a luminii. Ca urmare, razele cu lungimea de undă mai mică (albastre, violete) sunt refractate mai puternic și converg într-un punct mai apropiat de lentilă decât cele de lungime de undă 164 165 Distorsiune tip „pernă" Imagine fără distorsiuni geometrice Distorsiune tip „butoi" ... Distorsiuni geometrice ale imaginii. mai mare (de ex., portocalii, roșii). Abe- rația cromatică se manifestă prin forma- rea unui cerc colorat în jurul imaginii. Pentru a reduce efectul aberației cromatice, obiectivul telescopului se confecționează din minimum două len- tile, una convergentă și alta divergentă, având indicii de refracție diferiți. Astfel, în planul focal se vor concentra raze de cel puțin două culori. Obiectivul care concentrează în planul focal razele gal- bene și cele verzi, este numit obiectiv vizual. Razele violete și cele ultraviolete sunt concentrate de obiectivul fotogra- fic. Obiectivul format din două lentile este numit obiectiv acromatic, iar cel cu trei lentile care are proprietăți acroma- tice sporite - obiectiv apocromatic. Abe- rația cromatică lipsește cu desăvârșire la telescopul reflector. '' (fig. 7.2) a lentilelor (și oglinzilor sferice) se dato- rează faptului că razele unui fascicul larg de lumină se reflectă sau se refractă în mod diferit, în funcție de distanța lor de la axa optică. Razele incidente pe zone- le periferice ale lentilei (oglinzii sferice) converg într-un punct mai apropiat de lentilă, decât razele ce cad pe partea centrală a lentilei. Ca urmare, imaginea unui punct în plan se obține sub forma unui cerculeț sau disc neclar. Aberația de sfericitate a lentilelor este foarte greu de înlăturat. Influența acestui defect se poate reduce, dacă fasciculul de lumină incident se îngustează prin diafragma- re. Micșorând însă prea tare apertura cu ajutorul diafragmei, imaginea devine mai palidă și mai influențată de fenome- nul difracției. Aberația de sfericitate nu există în cazul oglinzilor paraboloidale. n: (fig. 7.3) poate fi considera- tă un caz particular al aberației de sferi- citate pentru razele care se propagă sub un unghi față de axa optică principală. Aceste raze nu converg într-un singur punct în planul focal și, ca urmare, ima- ginea unui punct luminos (a unei stele) apare în formă de coadă de cometă, nu de punct. Efectul acestei aberații devine mai pronunțat pe măsura îndepărtării de axa optică a sistemului optic. Coma poa- te fi redusă prin diafragmare și cadrarea imaginii până la dimensiunea maximă de 4x4 cm. Coma lipsește pe axa sistemelor optice centrate. 166 . : (fig. 7.4) constă în deformarea geometrică a unei imagini în planul focal al telescopului prin curbarea imaginii la margini spre in- terior sau spre exterior, ca urmare a pu- terii de mărire variabile în planul lentilei. Astfel, imaginea unui pătrat poate avea forma unei perne (distorsiune pozitivă, frecventă în cazul lentilelor pozitive cu distanța focală mare) sau a unui butoiaș (distorsiune negativă). Această aberație poate fi corectată prin introducerea în sistemul optic a unor lentile asferice. Telescopul mărește unghiul vizual sub care sunt văzute corpurile cerești și concentrează pe un receptor (ochi, pla- că fotografică, matrice CCD, fotomulti- plicator electronic etc.) mult mai multă lumină venită de la sursa cerească cer- cetată, decât ochiul observatorului. în prezent există telescoape care funcțio- nează practic în toate domeniile spec- trului electromagnetic. Telescoapele optice sunt de trei ti- puri principale: telescopul refractor sau dioptrie (numit și lunetă), telescopul re- flector sau cataoptric și telescopul cata- dioptric. Schema de principiu a telescopului re- fractor este dată în fig. 7.5. Elementul constructiv principal al unui telescop refractor este obiectivul compus din două sau mai multe lentile care con- centrează, prin refracție, lumina venită de la astru, formând imaginea acestuia în planul său focal. Un alt element con- structiv este ocularul - o lentilă sau un sistem de lentile având distanța focală mică. Ocularul este montat, astfel încât focarul imagine al obiectivului să coinci- dă cu focarul obiect al ocularului. Siste- mul astfel obținut este numit afocal sau telescopic. Imaginea mărită a astrului, formată în planul focal al obiectivului, este proiectată de ocular în ochiul ob- servatorului.Obiectivul poate avea dia- metrul de la câțiva centimetri la circa un metru. 167 . -Telescop refractor (lunetă). Raze paralele de lumină Oglindă concavă (principală) Oglindă plană (secundară) Schema telescopului reflector newtonian. Primul telescop refractor (lunetă) folosit pentru observarea corpurilor ce- rești a fost construit în 1609 de către Ga- lileo Galilei (fig. 1.17). Luneta lui Galileo, formată dintr-o lentilă biconvexă ca obiectiv și o lentilă biconcavă ca ocular, avea puterea de mărire de doar 34x. în prezent, o construcție asemănătoare o are binoclul de teatru. Telescoapele refractoare moder- ne au la bază sistemul optic propus de Kepler în 1611, în care drept ocular se folosește o lentilă convexă. Imaginea obiectului ceresc observat, formată de telescop este inversată. în cazul în care drept receptor se folosește spectrogra- ful, electrofotometrul, placa fotografi- că, aparatul de fotografiat sau matricea CCD, acestea se montează direct în pla- nul focal al obiectivului, fără a fi nevoie de ocular. Identificarea și urmărirea precisă a astrului în mișcarea sa diurnă se reali- zează prin operația de ghidare cu aju- torul unui instrument auxiliar - luneta de ghidaj, plasată pe aceeași montură cu instrumentul principal, în paralel cu acesta (fig. 7.6). Ghidarea se poate efec- tua manual ori automat (ghidare fotoe- lectrică). Luneta de ghidaj are diametrul obiectivului d = 40-60 mm, distanța fo- cală f = 200-400 mm și unghiul vizual comparabil cu cel al telescopului. Cel mai mare telescop refractor folosit pentru cercetări științifice are diametrul obiectivului de 102 cm și funcționează la Observatorul Yerkes, lângă Chicago (SUA), din anul 1897. Con- strucția unei lentile cu diametrul mai mare este practic imposibilă din punct de vedere tehnic din cauză că la topire în masa de sticlă (flint sau crown) se for- mează bule de aer, iar lentila fiind masi- vă se deformează sub greutatea proprie. Cu cât grosimea lentilei e mai mare, cu atât e mai scăzută transparența ei. 2. Telescopttl imicr.i.or (cathoptric). Ideea telescopului reflector (cu oglindă) aparține lui Niccolo Zucchi (1616) și Ma- rin Mersenne (1638), iar calculele teore- tice și schema constructivă au fost reali- zate respectiv de matematicianul James 168 . . Schema telescopului Schmidt-Cassegrain. Gregory (1663) și pictorul, sculptorul francez Laurent Cassegrain (1672). Telescopul reflector este compus din oglinda principală - obiectiv, oglinda secundară și ocular. Oglinda principală este o oglindă concavă. Primul telescop reflector a fost construit de către Isaac Newton la 1668. Acesta avea diametrul de numai 3 cm. Peste trei ani, Newton construiește un telescop mai perfor- mant, având diametrul oglinzii metalice de 34 mm, distanța focală de 160 mm și puterea de mărire de 39x. Cele mai răspândite sunt telescoape- le reflectoare de tip newtonian și Casse- grain. în telescopul newtonian, oglinda secundară reprezintă o oglindă plană dispusă sub 45° în calea razelor reflecta- te de oglinda principală, pentru a le re- orienta spre ocularul din peretele lateral al tubului (fig. 7.7). în telescopul de tip Cassegrain, oglinda secundară convexă este montată pe axa optică principală a tubului și direcționează razele reflec- tate de oglinda principală spre orifi- ciul executat chiar în oglinda principală (fig. 7.8). Telescoapele reflectoare au avantajul că nu sunt afectate de aberația croma- tică. Pentru a corecta aberația sferică, oglinda principală a telescopului reflec- tor este construită în forma unui para- boloid de rotație. Aberația sferică este destul de pronunțată pentru razele peri- ferice (depărtate de axa optică principa- lă), de aceea cu telescopul reflector nu se recomandă fotografierea obiectelor întinse (comete etc.). Telescoapele VLT de la Observatorul European de Sud, Cerro Parana!, Chile. 169 Construirea telescoapelor reflectoa- re de dimensiuni mari nu e atât de dificilă ca a celor refractoare. Oglinda principală poate fi construită din orice material so- lid cu conductibilitatea termică redusă fiind șlefuită cu precizie numai o singură suprafață, în loc de două sau patru, ca în cazul lentilelor. Reflectoarele pot avea diametrul de 5-10 ori mai mare decât refractoarele. De exemplu, telescopul reflector de la Observatorul Mount Palo- mar (1949, California, SUA) are diametrul oglinzii principale de 5,08 m. Cele mai mari reflectoare sunt cele 4 telescoape cu diametrul de 8,2 m fiecare de la Observatorul European de Sud din Cerro Paranal, Chile, la 2635 m altitudine (fig. 7.9). Aceste telescoape pot forma un interferometru uriaș cu cararacteristici de performanță ce pot concura chiar și cu cele ale telescopului spațial Hubble. Pentru a reduce influența atmosfe- rei terestre și a mări diametrul eficient al obiectivului, a fost construit un tele- scop, a cărui oglindă principală este seg- mentată, fiind formată din 36 de oglinzi hexagonale de 183 cm fiecare. Acest sistem este echivalent cu o oglindă de 10,16 m. Poziția fiecăreia din oglinzile componente este ajustată cu precizia de 4 nanometri cu ajutorul unui sistem de senzori, ceea ce permite orientarea lor în funcție de parametrii atmosferei terestre și formarea unei imagini per- fecte a obiectului astronomic observat. Cele două telescoape de acest tip sunt instalate la Observatorul Keck de pe vâr- ful Mauna Kea, insula Hawaii (SUA), la . Schema telescopului Keck cu oglindă segmentată (Mauna Kea, Hawaii, SUA). (Credit: California Association for Research in Astronomy). 4200 m altitudine, și pot forma un inter- ferometru astronomic (fig. 7.10). . Sistemul optic al acestui telescop este alcătuit din oglinda principală concavă și o lentilă corectoare subțire (un menise) cu fețele de aceeași curbură, pe care se află oglin- da secundară (fig. 7.11). Primul telescop cu menise a fost construit de opticianul german B. Schmidt (1930) și îi poartă H.'S . Schema telescopului catadioptric Maksutov. 170 ..... Telescopul Celestron-Maksutov. ■ .I. Montura ecuatorială. numele. Schmidt a instalat în fața oglin- zii principale o lentilă subțire de corecție de o formă complicată. Opticianul sovietic Dmitrii D. Maksu- tov a construit, în 1941, un alt sistem ca- tadioptric cu menise. în fața oglinzii prin- cipale el a montat o lentilă corectoare subțire divergentă (menise), având apli- cată pe suprafața ei oglinda secundară (fig. 7.11). Aceste sisteme se folosesc la fotografierea aștrilor și au avantajul de a fi compacte și portabile (fig. 7.12). Datorită plăcilor sau lentilelor corec- toare, telescoapele Schmidt și Maksutov elimină atât aberația sferică, cât și cea cromatică (a oglinzilor neparabolice). • ■ . Obiecti- vul și ocularul telescopului sunt mon- tate într-un tub optic, care este fixat într-un sistem mecanic de susținere nu- mit montura telescopului. Montura per- mite orientarea telescopului spre obiec- tul de observat și asigură stabilitatea instrumentului în timpul observațiilor. Părțile principale ale monturii sunt su- portul, două axe reciproc perpendicu- lare pentru rotirea tubului și dispozitive de citire a unghiurilor de rotație. Orice observație științifică necesită ca telescopul să urmărească obiectele în mișcarea lor diurnă aparentă pe cer. Până la apariția mecanismelor de ghi- dare controlată de calculator, urmărirea automată a obiectelor observate era asigurată de montura ecuatorială care s-a mai păstrat încă la telescoapele mici, în montura ecuatorială una din axele de rotație, numită axă polară, este îndrep- tată spre polul Nord al cerului (aproxima- tiv spre steaua Polară), iar cea de a doua, perpendiculară pe axa polară, se află în planul ecuatorului ceresc (fig. 713). Ur- mărirea aștrilor se face prin rotirea tele- scopului în jurul axei polare, paralele cu axa de rotație a Pământului. Avantajul acestui tip de montură constă în posibi- litatea de automatizare și sincronizare a rotației telescopului în jurul axei polare 171 cu viteza de rotație a sferei cerești, ceea ce permite menținerea cu mare precizie a obiectului cercetat în centrul câmpului vizual al obiectivului. Această montură este însă nerațională pentru telescoa- pele masive. Cel mai mare telescop cu montură ecuatorială este telescopul Hale cu diametrul de 5,1 m. Telescoapele de ultimă generație, cu diametrul de 8 -10 m, cum este telesco- pul Keck (Mauna Kea, Hawaii, SUA) sau telescopul BTA (Caucaz, Rusia), sunt in- stalate pe montură alt-azimutală în care una din cele două axe de rotație este verticală, iar cea de a doua se află în pla- nul orizontului. Montura alt-azimutală este mai compactă și mai ușoară, însă pentru a urmări o stea, telescopul tre- buie rotit concomitent în jurul ambelor axe (fig. 7.14). . Montură alt-azimutală. Parametrii principali care determină caracteristicile unui telescop (lunetă as- tronomică) sunt diametrul obiectuvului (D) și distanța focală a obiectivului (F). Caracteristicile principale ale telescopului sunt mărirea unghiulară sau grosismen- tul, puterea de rezoluție (de separare) unghiulară, deschiderea relativă, puterea luminoasă, distanța focală relativă (rapor- tul focal) și limita de magnitudine vizuală. este raportul dintre distanța fo- cală a obiectivului (F) și distanța focală a ocularului (f) (fig. 7.5): tga a f’ unde a este unghiul sub care obiectul as- tronomic se vede pe cer, 0 este unghiul sub care se vede imaginea obiectului prin telescop (luneta astronomică), iar distan- țele focale se exprimă în mm. Așadar, grosismentul arată de câte ori unghiul sub care obiectul văzut prin telescop este mai mare decât unghiul sub care obiectul este observat cu ochiul liber. Grosismen- tul telescoapelor moderne nu depășește 500, deoarece la valori mai mari ale pu- terii de mărire imaginea obiectului ar fi puternic distorsionată ca urmare a tur- bulenței atmosferei. Mărirea unghiulară maximă a unui telescop este estimată ca valoarea dublă a diametrului obiectivu- lui, exprimat în milimetri (mm): Gₘₐₓ= 2D. De exemplu, un telescop refractor cu di- ametrul de 200 mm poate avea mărirea unghiulară de 400x. 172 caracterizează capacitatea unui te- lescop de a forma imaginile separate a două stele situate la distanță unghiulară mică una de alta. Rezoluția este unghiul minim între două stele observate prin te- lescop ca stele distincte. Dacă distanța unghiulară dintre stele este mai mică decât acest unghi minim, ele apar în telescop ca un singur obiect. Cu ochiul liber, două stele pot fi vă- zute ca distincte, dacă distanța unghiu- lară dintre ele pe cer este de cel puțin 2’. Telescopul permite reducerea acestui unghi. Rezoluția unghiulară teoretică care poate fi atinsă cu un telescop este limitată de fenomenul difracției - ocoli- rea marginii obiectivului de către razele luminoase. Din cauza difracției, imaginea unui punct (stele) reprezintă niște inele concentrice. Rezoluția unghiulară teore- tică care poate fi atinsă cu un telescop poate fi estimată cu criteriul lui Rayleigh: două surse punctiforme se consideră re- zolvate, atunci când maximul principal de difracție al unei imagini coincide cu primul minim de difracție al celeilalte. Puterea de rezoluție unghiulară de- pinde de lungimea de undă Ă a luminii și de apertura (diametrul obiectivului) D a telescopului și poate fi estimată folosind relația aproximativă: r = A/D, unde r este rezoluția în radiani, D - di- ametrul obiectivului și A - lungimea de undă, exprimate în milimetri. Se observă că rezoluția este cu atât mai „bună" cu cât steaua este mai „albastră". Rezoluția unghiulară maximă teoretică a telesco- pului poate fi exprimată în arcsecunde folosind relația: 206265' De exemplu, puterea de rezoluție teoretică a telescopului spațial Hubble cu diametrul oglinzii de 2,4 m pe lungi- mea de undă de 555 nm este de 0,05 arcsecunde. în cazul observațiilor realizate la sol, puterea de separare a telescopului este limitată de atmosfera terestră până la valoarea de ordinul 1". De aceea în prac- tică această formulă poate fi aplicată numai pentru instrumente mici, cu dia- metrul de până la 150 mm, sau în dome- niul undelor lungi (IR și radio). a telesco- pului (A) este raportul dintre diametrul (apertura) obiectivului (D) și distanța lui focală (F): Telescoapele destinate observațiilor vizuale au deschiderea relativă de 1/10 și mai mică. Deschiderea relativă a te- lescoapelor moderne este de 1/4 și mai mare. Deseori în lo- cul deschiderii relative este utilizată no- țiunea de putere luminoasă a obiectivu- lui telescopului, egală cu (D/f)². Puterea luminoasă caracterizează luminozitatea creată de obiectiv în pla- nul focal. Cu cât puterea luminoasă e mai mare, cu atât e mai luminoasă ima- ginea formată de obiectiv în planul său focal. în acest caz însă e mai mică pute- rea de mărire dată de obiectiv. 173 .Mărimea inversă deschiderii rela- tive a telescopului este numită distanță focală relativă (notată cu litera A răstur- nată): Distanța focală relativă este expri- mată de obicei cu o cifră precedată de Ff. De exemplu, dacă o lentilă are dis- tanța focală de 10 mm și diametrul de 5 mm, distanța focală relativă este 2 și va fi notată F/2. Scara distanțelor focale relative ale lentilelor moderne formează o progresie geometrică cu rația egală cu /2 « 1,4: F/l, F/1A, F/2, F/2.S, F/H, F/5.6, F/&, F/ll, F/16, etc. în astronomie, distanța focală rela- tivă determină câmpul vizual al telesco- pului și scara imaginii formate în planul focal al instrumentului pentru ocular, placa fotografică sau senzorul de ima- gine CCD. în fotografie, distanța focală relativă, numită indice de diafragmă, determină iluminanța în planul focal și este folosită pentru a controla câmpul de profunzime al aparatului de fotogra- fiat. '• liluiin (Ic I I. - lUUl - iu. 'i;.n;;(: este magnitudinea aparentă a celei mai slabe stele care poate fi observată cu ajutorul unui telescop în condiții bune de observație (steaua în zenit, aer trans- parent și lipsit de poluare luminoasă). Această caracteristică poate fi estimată cu formula: m = 2,1 + 5 Ig D, unde D este diametrul obiectivului în milimetri. Tabelul 7.1. 1 ur uuhmlin: Iii în funcție c'e ■»"1 oW-i-dvului 60 ii,im 100 12,1” 200 13,6” 500 15,6” 1000 17,1” Atmosfera terestră este opacă pen- tru razele X (Rontgen) și gamma, dar și pentru domeniul ultraviolet și infraro- șu îndepărtat al spectrului (cu excepția câtorva „ferestre"), astfel că observa- țiile în aceste domenii spectrale pot fi efectuate doar cu telescoape instalate în aerostate sau lansate în spațiul extra- terestru. ¹ î ¹ •; ni: I IIu! : |, . Una din cele mai de succes misiuni științifice spațiale de lungă durată este telesco- pul spațial Hubble (fig. 1.32), lansat la 25 aprilie 1990 de către Administrația Națională pentru Aeronautică și Spațiul Cosmic a SUA (NASA). Acest telescop are diametrul oglinzii principale de nu- mai 2,4 m, însă poziția sa dincolo de at- mosfera terestră (care distorsionează și blochează lumina ce ajunge la Pământ) îi permite să realizeze imagini ale obiecte- lor din Univers mult superioare acelora obținute cu telescoapele de la sol. 174 ■i Radiotelescop cu oglindă mobilă: 1 - antena (oglinda) parabolică; 2 - iradiator (dipol). După plasarea pe orbită, s-a consta- tat că oglinda principală a telescopului Hubble era deviată cu 2,2 pm față de poziția normală, din care cauză imaginile fotografice transmise la sol erau neclare. Reparațiile necesare au fost realizate în cosmos în 1993 de către astronauții na- vetei spațiale americane „Endeavour". Cu ajutorul acestui telescop au fost obținute imagini excepționale ale diferi- telor corpuri cerești: stele, planete, gala- xii etc. Telescopul Hubble a trimis pe Pă- mânt sute de mii de imagini, aruncând lumină pe multe din marile mistere ale astronomiei. El a contribuit la determi- narea vârstei Universului, la clarificarea naturii quasarilor și a existenței energiei întunecate. în 1994, „Hubble" a furnizat dovezi privind existența găurilor negre, iar mai târziu a înregistrat galaxii situate la 13 miliarde de ani-lumină, contribuind astfel la estimarea vârstei Universului, 12-14 miliarde de ani. Datele obținute cu ajutorul acestui telescop au confirmat ipoteza privind existența centurii Kuiper dincolo de orbita planetei pitice Pluto. Programat inițial să funcționeze până în 1997, acest telescop este în acțiune și în prezent. în ultimele decenii, au fost lansate noi telescoape spațiale care au deschis calea spre cercetarea radiației emise de obiectele astronomice și în alte domenii ale spectrului - infraroșu, ultraviolet, Rontgen și gamma, inaccesibile pentru observații telescopice la suprafața Pă- mântului din cauza absorbției acestor radiații în atmosfera terestră. Telescopul Hubble va fi înlocuit de un nou instrument spațial, „James Webb Space Telescope" cu oglinda principală de circa 6 m. Noile instrumente spațiale în curs de elaborare se așteaptă să permită obser- varea directă a planetelor extrasolare în jurul altor stele, poate chiar a unora ase- mănătoare cu Pământul. P 7.(5. RAD1OTELESCCPUL Radiațiile emise de corpurile cerești cuprind practic întreg spectru ale unde- lor electromagnetice, inclusiv undele ra- dio. Pentru recepționarea și cercetarea undelor radio emise de sursele cosmice, se folosesc instrumente speciale numite radiotelescoape. Observațiile radioas- tronomice se realizează cu ajutorul unor mari antene radio utilizate fie separat, fie în sisteme de radiointerferometrie formate din mai multe radiotelescoape. 175 Un radiotelescop (fig. 7.15) se com- pune dintr-o antenă metalică parabolică ori plană (oglinda principală), un sistem secondar - iradiator (dipol) instalat în focarul oglinzii, un amplificator și un dispozitiv de înregistrare, toate aceste elemente fiind legate între ele printr-un cablu coaxial care ecranează semnalul radio recepționat de undele radio para- zite. Radiotelescoapele au antene de două tipuri: oglinzi metalice compacte - în domeniul undelor radio milimetrice și centimetrice și structuri parabolice din plasă metalică - în domeniul undelor decimetrice și metrice. Puterea de re- zoluție a radiotelescopului este deter- minată de diametrul antenei (r = Ă/D), de aceea radiotelescoapele au antene de dimensiuni foarte mari. în funcție de construcția antenei, există câteva tipuri de radiotelescoape. Radiotelescopul cu oglinda mobilă (fig. 7.15) permite orientarea sa în orice direcție. Cele mai mari instrumente de acest tip sunt: radiotelescopul Institutu- lui de Fizică „Lebedev" de la Observato- rul Radioastronomic din Crimeea (Ucrai- na) (cu diametrul de 22 m); radiotelesco- pul din Australia (68 m); radiotelescopul din Anglia (76 m) și radiotelescopul de la Bonn (Germania) (100 m). Radiotelescopul cu oglinda fixă de la Arecibo (Puerto Rico) instalat într-un crater vulcanic (fig. 7.16) este cel mai mare instrument de acest tip având dia- metrul de 305 m. Cu acest telescop este cercetată o zonă a sferei cerești cu lă- țimea de 40°, cuprinsă între latitudinile

²D + e’ + v + 1,442 MeV; ²D + ³H -» ³He + y + 5,494 MeV; ³He + ³He ->⁴He + *H + *H +12,860 MeV. în prima din aceste reacții sunt emi- se două particule elementare - un pozi- tron (e‘) și un neutrin (v), iar în cea de a doua - o cuantă gamma (y). Se observă că fiecare din aceste trei reacții este în- soțită de degajarea unei mari cantități de energie (exprimată în megaelectron- volt, 1 eV = 1,610” J), egală cu energia de legătură a nucleului, dată de relația lui Einstein E = ^m-c², unde Am este de- fectul de masă, c- viteza luminii în vid. La transformarea unei mase de 1 kg de hidrogen în heliu se degajă o canti- tate de energie egală cu IO¹⁴ J. Știind că luminozitatea Soarelui este de circa 440²⁶ J/s, se poate arăta că reacțiile de transformare a hidrogenului din nucleul Soarelui în heliu vor dura încă o perioa- dă de 5-6 miliarde de ani. Fuziunea nucleară a patru protoni și formarea unei particule a (nucleul de heliu) se poate realiza și prin alte reac- ții termonucleare, cunoscute ca ciclul carbonului, care pot avea loc numai în prezența nucleelor de carbon ¹²C. Ciclul carbonului nu are un rol esențial ca sur- să de enrgie a Soarelui, însă constituie sursa principală de energie pentru ste- lele normale cu masa mai mare de circa 1,2 mase solare. i i - Pe măsura îndepăr- tării de centrul Soarelui, temperatura și presiunea scad treptat și la distanța de 0,2 rază solară temperatura devine ega- lă cu circa 10 milioane de Kelvini, tempe- ratură la care reacțiile nucleare încetea- ză. în straturile situate mai departe de nucleu reacțiile nucleare nu mai au loc și aceste straturi doar transmit spre exte- rior radiația generată în nucleu. Energia degajată în urma reacțiilor de fuziune termonucleară din nucleu are de străbătut straturi uriașe de plasmă in- candescentă pentru a ajunge la suprafa- ța Soarelui. în învelișul cuprins între 0,3 și 0,7 raze solare, numit zonă radiativă sau zonă de transfer radiativ, energia se transmite de la strat la strat prin proce- se de absorbție și radiație care au loc în fiecare atom. Acest transfer durează cir- ca un milion de ani. Zona de convecție. în învelișul cu- prins între aproximativ 0,7 raze solare și suprafața Soarelui transferul de energie spre suprafață are loc prin procese de convecție, adică prin deplasarea verti- cală a straturilor de substanță solară. Acest înveliș exterior al Soarelui care se extinde până la fotosferă este numit zona de convecție. Straturile exterioare ale Soarelui constituie atmosfera solară compusă din trei învelișuri (fig. 8.4): fotosferă, primul strat, foarte subțire al atmosfe- rei format din plasmă fierbinte puternic ionizată, care emite aproape toată ener- gia radiată de Soare; cromosfera, în care temperatura crește rapid, se intensifică ionizarea hidrogenului și altor elemen- te; coroana solară alcătuită din plasmă fierbinte putenic ionizată, în care tem- peratura atinge aproape un milion de 190 (1 500 000 K) Erupție solară (10 000 000 K) Kelvini și care se extinde în spațiul inter- planetar sub formă de vânt solar - un flux de particule încărcate. Structura shematcă a atmosferei Soarelui este dată în fig. 8.5. este învelișul gazos ne- transparent al atmosferei solare cu grosimea de circa 200-300 km, obser- vat nemijlocit în raze vizibile (fig. 8.6). Densitatea fotosferei este de mii de ori mai mică decât densitatea aerului la su- prafața Pământului, însă este mult mai mare decât densitatea celorlalte straturi ale atmosferei solare. Fotosferă radia- ză practic toată energia solară cu spec- tru continuu și este sursa principală de lumină și căldură solară ce ajunge și la Pământ. în timpul observațiilor, fotosfe- ra este văzută ca suprafața aparentă a Soarelui. Discul solar nu are o strălucire uniformă, ci devine mai întunecat spre margini. Acest efect se explică prin fap- tul că temperatura fotosferei scade cu înălțimea. Astfel, temperatura gazelor în straturile inferioare ale fotosferei este de 8-10 mii K și scade până la valoarea minimă de circa 4200 K în straturile su- perioare. 191 Structura schematică a atmosferei Soarelui. Fotosfera are o structură granulară, care însă e greu de observat de pe Pă- mânt din cauza dimensiunilor unghiu- lare mici ale granulelor, dar și a turbu- lenței atmosferei terestre. Mărimea un- ghiulară medie a granulelor este de circa 1" ceea ce corespunde unei distanțe pe Soare de aproximativ 1000 km. Granu- lele sunt formațiuni nestabile, cu durata de 7-10 min., după care dispar, iar în lo- cul lor apar altele noi. în jurul granulelor se observă spații întunecate formând un fel de celule. Analiza liniilor spectrale arată că în granule substanța solară fier- binte se ridică la suprafață, iar în regiuni- le din jurul lor ea este cu 350-400 K mai rece și coboară sub fotosferă. Aceasta demonstrează că granulația este rezul- tatul mișcărilor de convecție care au loc în straturile superioare ale zonei de con- vecție situată imediat sub fotosferă. Un alt tip de formațiuni ale fotosferei sunt petele solare (fig. 8.7) care, de regu- lă, aparîn grupuri formate din perechi de pete. Pata solară se dezvoltă în spațiile întunecate dintre granule dintr-un por abia vizibil. Peste o zi apare o pată rotun- dă bine conturată, al cărei diametru creș- te treptat până la câteva zeci de mii de kilometri. Dimensiunea unei pete solare tipice este ceva mai mare ca diametrul Pământului și există câteva săptămâni. Liniile spectrale ale petei arată prezența în ea a unui câmp magnetic puternic. Pe- tele unei perechi au polaritate magneti- că opusă. La 3-4 zile după formarea unei pete mari, în jurul ei apare o penumbră mai puțin întunecată având o structură radială. Partea centrală a petei, umbra, pare mai întunecată decât fotosfera strălucitoare, pentru că temperatura în ea e mai joasă, având valoarea de aproxi- mativ 4100 K (fig. 8.8). Peste aproximativ zece zile, aria ocupată de grupul de pete atinge valori maxime după care petele încep să se micșoreze și să dispară trep- tat. Cercetările au arătat că apariția unei perechi de pete solare este determinată de un tub gigantic de linii magnetice care ies la suprafața Soarelui prin umbra pe- tei de polaritate nordică și intră în cea de polaritate sudică. în jurul petelor observate la margi- nea discului solar pot fi văzute formați- uni luminoase numite facule fotosferice. Ele au o structură celulară reprezentând o rețea de numeroase puncte străluci- toare - granule care formează lănțișoare și filamente. Faculele sunt mai fierbinți cu 200-300 K față de regiunile înconju- rătoare și pot exista și în lipsa petelor, anticipând apariția acestora. Apariția făcutelor este legată de intensificarea convecției plasmei solare, favorizată de câmpul magnetic slab în regiunea facu- lei. Faculele sunt formațiuni relativ sta- bile și pot exista câteva săptămâni sau chiar luni. ' . . . Soarele cu grupuri de pete (foto în raze H-alfa de pe satelitul SOHO.NASA, 4 iulie 2005). este cel de al doilea înveliș al atmosferei solare situat dea- supra fotosferei care are grosimea de 12000-15000 km. Densitatea cromo- sferei este mult mai mică decât a foto- sferei. Având strălucirea de sute de ori mai slabă decât a fotosferei, cromosfe- ra nu poate fi observată decât în tim- pul eclipselor totale de Soare când ea apare ca un inel îngust de culoare roză în jurul discului solar. Această culoare Structura unei pete solare. 192 193 este determinată de linia strălucitoare de emisie a hidrogenului Hₐ din spectrul Soarelui. în spectrul cromosferei sunt prezente multe linii spectrale străluci- toare (de emisie). Temperatura cromosferei crește cu înălțimea de la câteva mii la zeci de mii de Kelvini, creșterea fiind însoțită de io- nizarea hidrogenului, heliului și altor ele- mente chimice. Cromosfera are o structură neomo- genă mult mai pronunțată decât fotosfe- ra, ea fiind formată din filamente și jeturi având temperaturi și densități diferite. Cele mai mici formațiuni structurale sunt numite spicule și reprezintă jeturi oblice de gaz care se ridică și coboară cu vite- ze de 10-30 km/s ajungând la câteva mii de kilometri înălțime în coroana solară. Spiculele se văd cel mai bine la marginea discului solar în timpul eclipselor. La rân- dul lor, spiculele formează o structură numită rețea cromosferică care este o consecință a mișcărilor de convecție din interiorul Soarelui. Regiunile cromosferei de deasupra petelor și faculelor fotosferice au o stră- lucire sporită. Petele strălucitoare ob- servate în spectroheliograme deasupra faculelor sunt numite flocule. Strălucirea sporită a floculelor se explică prin creș- terea de 3-5 ori a densității substanței în cromosferă la temperatură aproape constantă. • l i este partea exteri- oară a atmosferei solare, formată din plasmă extrem de rarefiată cu un grad înalt de ionizare, încălzită până la tem- peraturi de peste un milion de Kelvini. 0 densitate asemănătoare cu aceea a coroanei solare există numai la altitudini de 300-400 km în atmosfera Pământu- lui. Coroana se extinde în spațiu până la zeci de raze solare trecând treptat în vântul solar. Strălucirea coroanei este de un mili- on de ori mai slabă decât a fotosferei și de aceea ea poate fi observată cu ochiul liber numai în timpul eclipselor totale de Soare, când coroana apare ca o auroră sidefie în jurul discului solar. Coroana poate fi văzută de pe Pământ și în afara eclipselor totale, cu ajutorul unui tele- scop special numit coronograf care poa- te crea o „eclipsă" artificială. Temperatura înaltă a coroanei se datorează încălzirii ei prin curenții elec- trici generați de câmpurile magnetice din atmosfera solară. Prezența acestor câmpuri este demonstrată de structura radială specifică a coroanei, observa- tă în timpul eclipselor totale de Soare (fig-8.9). în coroană sunt observate formațiuni active numite protuberanțe sau proemi- nențe. Acestea reprezintă nori denși de plasmă de diferite forme și dimensiuni, mai reci decât plasma înconjurătoare. De cele mai multe ori protuberanțele au aspectul unor structuri verticale arcuite, dispuse aproape perpendicular pe supra- fața Soarelui (fig. 8.10). Protuberanțele sunt cele mai mari formațiuni în atmo- sfera solară. Ele pornesc din cromosferă și urcă la înălțimi de câteva zeci de mii de kilometri în coroană. Prin intermediul protuberanțelor are loc schimbul per- manent de substanță între cromosferă . .Coroana solară. '... Protuberanțe. (30.03.2010. Credit: NASA-SDO-AIA) și coroană. Uneori în atmosfera Soarelui apar protuberanțe eruptive. Ele au for- ma de arcuri care pornesc din fotosferă și ajung pănă la înălțimi de jumătate de rază solară. Forma protuberanțelor este determinată de liniile de inducție ale câmpului magnetic solar. Coroana solară este o sursă intensă de unde radio și radiații ultraviolete dato- rită hidrogenului și heliului prezent în ea la temperaturi foarte înalte. Contribuția principală o are stratul de tranziție între cromosferă și coroană, în care densitatea substanței este încă destul de mare, iar temperatura se apropie de un milion de Kelvini. în aceste condiții, se face resimți- tă și radiația Rbntgen a Soarelui. Coroana de plasmă a Soarelui gene- rează continuu fluxuri de particule încăr- cate, protoni și electroni - vântul solar alcătuit din trei componente: curen- tul de particule de viteză înaltă (peste 600 km/s), curentul de particule cu vi- teza mai mică și fluxurile nestaționare generate de erupțiile solare. în coroa- na Soarelui se formează cu regularitate așa - numitele „găuri" coronale - re- giuni imense cu densitatea scăzută. Aceste formațiuni coronale sunt sursa principală a vântului solar de mare vite- ză. în regiunea orbitei Pământului vite- za medie a vântului solar este de circa 500 km/s, iar densitatea de cca 10 par- ticule/cm³. Vântul solar interacționează cu magnetosfera Pământului influen- țând procesele care au loc în ea. Câmpul magnetic al Soarelui și par- ticulele din vântul solar domină spațiul interplanetar până dincolo de orbitele planetelor Neptun și Pluto, numit helio- sferă (fig. 8.11). Suprafața de contact între ionii proveniți de la Soare și ionii din Galaxie este numită heliopauză care se consideră că se află la circa 110 UA de la Soare. Heliopauza se deplasează în mediul interstelar local formând în fața ei o undă de șoc frontală la aproximativ 230 UA distanță de Soare. 195 194 . Heliosfera (NASA). Aspectul suprafeței Soarelui se schimbă mereu la intervale de timp de la câteva ore la zeci de ani, datorită fap- tului că mișcarea plasmei în atmosfera Soarelui este controlată de câmpul său magnetic extrem de puternic. Activita- tea magnetică a Soarelui generează o serie de fenomene cunoscute sub nu- mele de activitate solară care include petele solare, erupțiile solare și variații ale vântului solar. în petele solare câmpul magnetic este orientat aproape vertical, fiind atât de puternic încât împiedică mișcarea orizontală a gazelor, suprimând astfel mișcările de convecție ale plasmei și reducând transferul de energie în aces- te regiuni. Numărul de pete solare vari- ază în limite foarte largi. în unii ani, ele sunt foarte numeroase - Soarele este „activ" (fig. 8.12), alteori - luni la rând suprafața Soarelui este total lipsită de pete - Soarele este „calm". La fel variază Soarele activ. Eruptii solare. 196 Ciclul 20 21 IJ2 J_ activității Emisfera N N S I S N In s | «OOI • O Ecuator I S N N S Soare OS • O sudică 5 . Variația polarității magnetice a petelor solare IV (Numărul Wolf) 17S0 1770 1800 181S 18S0 1S7Ș 1900 192S 19S0 197S 1000 . Curba activității solare. și aria acoperită cu facule. Acest feno- men, descoperit în 1843, se repetă cu periodicitatea de la 7 la 17 ani. în medie, durata unei perioade de variație a numă- rului de pete, numită ciclu de activitate solară, este de 11,1 ani. Acesta este in- tervalul de timp de la un minim de pete solare până la următorul minim. De obi- cei, cu cât numărul de pete într-un ciclu este mai mic, cu atât ciclul e mai scurt. De la un ciclu la altul petele își schimbă polaritatea magnetică, astfel încât ciclul adevărat de activitate solară constituie în medie 22,2 ani (fig. 8.13). La începutul fiecărui ciclu petele apar pe Soare la la- titudini înalte, de cca +35°, apoi zona de naștere a lor coboară treptat spre ecua- tor până la cca ±8° latitudine. Este destul de greu să se stabilească data exactă a minimului sau maximului de activitate solară, pentru că numărul de pete variază neuniform de la o zi la alta. Din această cauză, se calculează nu- mărul mediu de pete pe durata unei luni sau a mai multor luni. Activitatea solară se caracterizează prin așa-numitele nu- mere Wolf: W=k(10g+f), unde g este numărul grupurilor de pete observate pe Soare la momentul dat, f - numărul total de pete, atât separa- te, cât și din grupuri, k este un coeficient care depinde de instrumentul folosit în observații. Folosind numerele Wolf cal- culate, se trasează curba activității Soa- relui în ciclul respectiv (fig. 8.14). O manifestare a activității solare sunt și erupțiile solare - explozii extrem de violente cu durata de până la două ore care se produc în cromosferă și coroa- nă, într-o mică regiune dintre petele în dezvoltare. Fluxul de electroni și protoni generat de asemenea erupții ajunge la Pământ în câteva zile. Erupțiile solare se produc în regiunile în care are loc schim- barea bruscă a polarității câmpului mag- netic, provocată de mișcarea plasmei în petele solare. în procesul erupției se degajă o cantitate enormă de ener- gie, o parte din care trece în căldură. O altă parte este preluată de norii uriași de particule încărcate expulzate din co- roană, fenomen numit ejecție de masă coronală (EMC), generat de erupții sau de protuberanțele eruptive. Maximul activității eruptive a Soarelui este atins, de obicei, cu un an înainte de maximul ciclului de formare a petelor. 197 Soarele este o sursă puternică de unde radio emise în permanență de plasma solară fierbinte din cromosferă (undele centimetrice) și coroana solară (undele decimetrice și metrice), aces- te radiații ajungând până la Pământ. în timpul erupțiilor solare radiația radio a Soarelui crește de mii și chiar milioane de ori în comparație cu Soarele calm. Ciclurile solare se numără din anul 1755, când au început să fie înregistra- te petele solare. Anul 2013 a fost anul de maxim al celui de al 24-lea ciclul de activitate solară. Acest ciclu de 11 ani a început la 4 ianuarie 2008, dar a avut o activitate scăzută pănă în aprilie 2013. Activitatea solară a crescut rapid la mijlo- cul lunii mai 2013, când în doar două zile au avut loc patru explozii puternice con- secutive. Toate aceste explozii au fost ge- nerate de pata solară cu numărul AR1748, situată în partea de Est a limbului solar. Cele patru explozii de raze X (Rontgen) au generat o pană de comunicații radio în atmosfera superioară a Pământului. Fie- care erupție de raze X a fost urmată de o ejecție de masă coronala masivă. Primele trei EMC nu au avut vreo influență asu- pra Pământului, pentru că toate acestea nu s-au îndreptat spre Pământ; cea de a patra EMC însă a fost parțial geoactivă, declanșând o furtună geomagnetică mi- noră la 18 mai 2013. § C.5. RELAȚIILE .SQARE-PĂMÂi1T Lumina și căldura Soarelui constituie principala sursă de energie pe Pământ. De aceea, fenomenele care se produc în Soare au o influență nemijlocită asupra Pământului. Energia radiantă a Soare- lui a avut un rol primordial în apariția și dezvoltarea vieții pe Pământ. Fluxul de energie radiat de Soa- re în toate direcțiile este de circa 440²⁶ W, însă doar o parte foarte mică din această cantitate atinge straturile superioare ale atmosferei Pământului. Aproximativ o treime din energia sola- ră incidență pe Pământ este reflectată de acesta și se împrăștie în spațiul in- terplanetar. Din energia solară inciden- ță, o parte considerabilă asigură încăl- zirea atmosferei terestre, a oceanelor și continentelor. Lumina Soarelui prezintă câteva pro- prietăți biologice importante. Razele ultraviolete de la Soare au acțiune anti- septică și alte efecte medicale, cum ar fi producția de vitamină D. Radiația ul- travioletă a Soarelui are și efecte nocive asupra organismelor, dar, din fericire, ea este puternic atenuată de atmosfera Pă- mântului. Energia solară este utilizată pe Pă- mânt în diverse procese naturale sau ar- tificiale. în procesul de fotosinteză, plan- tele captează energia solară pe care o folosesc la conversia chimică a bioxidu- lui de carbon din aer în oxigen. Prin con- versia luminii solare realizată de celule fotovoltaice se obține curent electric. Energia stocată în petrol și alți combus- tibili fosili provine tot din energia solară, absorbită de plante prin fotosinteză în trecutul îndepărtat. Energia solară, cel mai ecologic tip de energie, este utilizată pe scară tot mai largă în instalațiile heliotehnice (sere, us- cătorii, instalații de încălzire a apei, etc). Se lucrează la construirea de centrale electrice solare și instalații de încălzire a caselor. Bateriile solare servesc drept sur- se de electricitate la bordul sateliților ar- tificiali ai Pământului și stațiilor orbitale. Radiația Soarelui de înaltă frecven- ță - ultravioletă și Rontgen, emisă în principal de straturile superioare ale cromosferei și coroanei solare, este deo- sebit de intensă în anii de maxim ai acti- vității solare, când intensitatea radiației ultraviolete crește de aproape două ori, iar radiația Rontgen - de zeci și sute de ori. Această radiație ionizează parțial straturile atmosferei terestre, formând la altitudini de 200-500 km ionosfera care joacă un rol important în realizarea comunicațiilor la mare distanță. O importanță deosebită are stratul de ozon care se formează sub acțiu- nea razelor solare ca produs al reacții- lor fotochimice din stratosfera, unde e concentrată aproape întreaga lui masă. Stratul de ozon protejează vietățile de pe Pământ de acțiunea nocivă a razelor ultraviolete. Coroana solară este sursa unui cu- rent permanent de plasmă formată din protoni și electroni - vântul solar, care transportă nu numai particulele încărca- te, ci și câmpul magnetic legat de plasma în mișcare. Erupțiile solare generează o radiație corpusculară suplimentară a Soarelui care alimentează vântul solar. Curentul de particule din vântul solar se mișcă cu viteze de 400-1000 km/s și ajunge la Pământ în aproximativ 1-2 zile după ce s-a produs erupția solară care l-a generat. Acest flux corpuscular per- turbează câmpul magnetic al Pămân- IP . . Auroră boreală. tulul, provocând așa - numitele furtuni geomagnetice, ce se manifestă mai ales prin aurorele polare de o rară frumusețe (fig. 8.15). Acestea sunt rezultatul exci- tării atomilor ionosferei de către par- ticulele fluxului corpuscular solar. Per- turbațiile câmpului magnetic pot fi con- statate și după oscilațiile acului busolei. Aurorele polare se formează în regiunile circumpolare de pe Pământ, dar în anii de maxim ai activității solare pot fi ob- servate uneori și la latitudini medii, la altitudinea de 80-100 km. Furtunile geomagnetice sunt înso- țite și de perturbații ale comunicațiilor radio în regiunile polare și ale rețelelor de alimentare cu energie electrică. în- răutățirea sau chiar încetarea tempora- ră a radiocomunicațiilor se explică prin faptul că erupțiile puternice de pe Soa- re au drept consecință creșterea nu- mărului de atomi ionizați în ionosfera Pământului, ceea ce duce la absorbția parțială sau totală a undelor radio. Există, probabil, o legătură între ci- clurile de activitate solară și clima de pe Pământ. Astfel, între anii 1300 și 1850 în Europa și America de Nord vremea era 198 199 neobișnuit de friguroasă. Această mini- perioadă glacială a culminat în anii 1645- 1715, când timp de 70 de ani pe Soare practic nu s-au format pete, fenomenul fiind legat de scăderea drastică a acti- vității solare cunoscută ca Minimul lui Maunder. în acea perioadă, intrarea în Groenlanda era blocată de ghețari, ca- nalele din Olanda înghețase, ghețarii din Alpl cuprinsese sate întregi, iar apele din jurul Islandei erau încătușate de gheață. Predicția fenomenelor de activitate solară este de importanță vitală pen- tru locuitorii planetei noastre, deoare- ce vântul solar, dar și ejecțiile de masă coronală generate de erupțiile solare puternice pot avea consecințe grave pentru civilizația umană, de la deteriora- rea liniilor de comunicație și a rețelelor energetice de pe Pământ până la pericli- tarea funcționării aparatelor cosmice și a vieții astronauților. Soarele este o stea din a treia ge- nerație, a cărei formare este posibil să fi fost declanșată de undele de șoc ale unei supernove aflate în vecinătate. Acest fapt este sugerat de prezența în abundență în Sistemul nostru solar a metalelor grele. Conform cercetărilor actuale, vârsta Soarelui determinată, folosind modele computerizate ale evoluției stelelor, este de aproximativ 4,57 miliarde de ani și el se află pe la jumătatea ciclului principal al evoluției (fig. 8.16). Faza principală a existenței Soarelui va dura în total apro- ximativ 10 miliarde de ani. Peste aproximativ 5 miliarde de ani, Soarele va intra în faza de gigantă roșie, straturile exterioare urmând să se ex- tindă, în timp ce hidrogenul din centru va fi consumat, iar miezul se va contrac- ta și încălzi. Când temperatura în centru va atinge la 3-10⁸ K, va începe fuziunea heliului. Straturile exterioare ale Soa- relui se vor extinde, probabil, până la actuala traiectorie a Pământului. Atmo- sfera Pământului se va evapora și îm- prăștia. Pământul va deveni nelocuibil, iar zona locuibilă se va muta pe orbita planetei Marte. Faza de gigantă roșie va fi urmată de expansiunea straturilor exterioare ale Soarelui, dând naștere unei nebu- loase planetare. Soarele se va transfor- ma apoi într-o pitică albă, răcindu-se în timp. Această succesiune a fazelor este tipică pentru evoluția stelelor de tipul Soarelui. Ciclul de viață al Soarelui Miliarde de ani (aprox.) Ciclul de viață al Soarelui. 200 Ce cantitate de energie solară cade pe suprafața unui lac cu aria de 1 km² în 1 min., dacă înălțimea Soarelui dea- supra orizontului este de 30°, iar atmo- sfera lasă să treacă 80% din radiația so- lară? (Sursa: Voronțov-Veliaminov, 1994, ex. 18.1). Rezolvare. Puterea radiației solare in- cidență pe o suprafață așezată în afara atmosferei terestre, perpendicular pe razele solare, la distanța de 1 UA de la Soare este P = Q-S, unde Q = 1370 W/m² este constanta solară. Energia sola- ră incidență pe suprafața lacului este: E = qPtcos i, unde n = 80 % = 0,8; i = 60° este unghiul de incidență al razelor sola- re pe suprafața lacului. Substituind valo- rile numerice, obținem: E = 9,13 kW-h. 8.1. Magnitudinea aparentă a Soarelui este negativă și egală cu -26,7™, iar magnitudinea celei mai slabe stele este pozitivă, egală cu +24™. De câte ori Soarele este mai stră- lucitor decât cea mai slabă stea? R.: 1,65 • 1012 ori. 8.2. Soarele și Luna în apropiere de ori- zont au o nuanță roșiatică. Cum se explică acest fenomen? 8.3. Cum se explică faptul că discul Soa- relui este mai întunecat spre mar- gini? 8.4. Scrieți și explicați reacțiile termo- nucleare care constituie sursa de energie a Soarelui. 8.5. Descrieți formațiunile observate în fotosfera, cromosfera și coroana solară. 8.6. Descrieți și explicați originea și efec- tele vântului solar. 8.7. Care este relația între activitatea so- lară și fenomenele de pe Pământ? 8.8. O pată solară are diametrul unghiu- lar de 0,5 arcminute. Calculați dia- metrul liniar al petei în kilometri. R.: 21700 km. 8.9. în timpul erupțiilor solare, în spațiu sunt expulzate cantități enorme de materie solară coronală, fenomen cunoscut ca ejecție de masă coro- nală. Ce viteză trebuie să aibă sub- stanța solară pentru a părăsi Soare- le? R.: 437,9 km/s. 8.10. Pe suprafața Soarelui sunt obser- vate 4 grupuri de pete, fiecare grup conținând, respectiv, 1, 3, 5, 6 pete. Calculați numărul lui Wolf. R.:W = 55. 8.11. Calculați cantitatea de energie so- lară incidență, în 10 min., pe supra- fața unor baterii solare cu aria de 600 m², amplasate la sol. înălțimea Soarelui deasupra orizontului este de 40°, iar atmosfera lasă să treacă 80% din radiația ajunsă la limita su- perioară a atmosferei (la distanța de 1 UA de la Soare). R.: 253,6 kW h. 201 Capitolul IX. Sistemul solar este format din o stea - Soarele și toate corpurile care orbitea- ză în jurul lui: planetele cu sateliții lor și planetele pitice, asteroizii, cometele, obiectele transneptuniene, precum și nenumăratele particule minuscule și fragmente de rocă și metal de diverse dimensiuni, numite corpuri meteoriti- ce sau meteoroizi. Spațiul interplanetar este ocupat de gaz și praf cosmic extrem de rarefiat și e străbătut de radiații elec- tromagnetice, la care se adaugă particu- lele vântului solar (protoni și electroni) și câmpurile magnetice și gravitaționale interplanetare. Sistemul solar s-a format în urmă cu 4,57 miliarde de ani ca urma- re a contracției gravitaționale a unui nor molecular gigantic. Soarele este cel mai masiv corp din Sistemul solar, el conținând 99,86%din masa cunoscută a sistemului nostru planetar. în jurul Soarelui gravitează opt planete: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus și Nep- tun (în ordinea distanței de la Soare) (fig. 9.1), dintre care ultimele patru planete - Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun, numite giganți gazași, înglo- bează circa 99% din masa tuturor pla- netelor și altor obiecte care orbitează în jurul Soarelui. ... Orbitele planetelor din Sistemul solar. După poziția față de Pământ, plane- tele Sistemului solar se împart în două categorii: planete inferioare - Mercur și Venus, care sunt mai aproape de Soare decât Pământul, și planete superioare, de la Marte la Neptun, ale căror orbite sunt situate în exteriorul orbitei Pămân- tului. Toate planetele au orbite eliptice aproape circulare, situate aproximativ în planul eclipticei (planul orbitei Pământu- lui), cu devieri de până la 3°, cu excepția planetei Mercur care se abate cu circa 7° și a planetei pitice Pluto, a cărei or- bită este înclinată cu circa 17° față de orbita Pământului (fig. 9.2). Ca urmare a acestui fapt, traiectoriile aparente ale planetelor pe bolta cerească sunt situa- te aproape de planul eclipticei. Planetele se rotesc în jurul Soarelui și în jurul axelor proprii în sens contrar mișcării acelor de ceasornic (dacă le pri- vim de la polul Nord al Soarelui), cu ex- cepția planetelor Venus și Uranus care se rotesc în jurul axei în sens retrograd. Șase din cele opt planete au sateliți na- turali. Spre deosebire de stele, în planete nu au loc reacții termonucleare și ele nu radiază lumină proprie, ci doar reflectă lumina Soarelui. în timpurile preistorice, oamenii cunoșteau numai planetele vizibile cu ochiul liber, adică toate planetele inte- rioare și planetele exterioare până la Saturn inclusiv, numite uneori și planete clasice. Celelalte planete au fost desco- perite mult mai târziu: planeta Uranus - 203 202 . Planetele telurice - mărimi comparative. în 1781, de William Herschel; primul as- teroid, Ceres (acum planetă pitică) - în 1801, de astronomul italian Piazzi. Pla- neta Neptun, prezisă teoretic de Le Ver- rier și, independent, de Adams, a fost observată pe bolta cerească în 1846 de Johann G. Galle. în mod analog a fost descoperită și planeta pitică Pluto de că- tre Percival L. Lowell, apoi identificată în 1930 pe plăci fotografice ale cerului de către Clyde W. Tombough. în afară de planete, în jurul Soarelui gravitează un număr mare de corpuri mici - asteroizi (în trecut numiți și pla- nete mici, planetoizi sau planete mino- Lumina zodiacală (Credit: NASA). re), majoritatea acestora mișcându-se între orbitele planetelor Marte și Jupiter și formând așa-numita centură principa- lă de asteroizi. în centura de asteroizi se află și orbita uneia din planetele pitice - Ceres. în raport cu poziția orbitelor față de centura asteroizilor, planetele Sistemului solarse împart în două grupuri: planete in- terioare (Mercur, Venus, Pământul și Mar- te), situate în interiorul centurii asteroizi- lor, și planete exterioare (Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun), în exteriorul ei. Cele patru planete interioare sunt în principal compuse din rocă și metal, adi- că la fel ca și Pământul, și sunt numite planete terestre (sau telurice) (fig. 9.3). în mediul interplanetar din regiunea interioară a Sistemului solar există o aglomerație de praf cosmic în formă de disc, cunoscută ca norul de praf zodia- cal, care se face vizibil de pe Pământ ca o lumină numită zodiacală (fig. 9.4) (vezi § 9.15). Acest praf s-a format, probabil, în urma coliziunilor dintre corpurile din centura de asteroizi provocate de inter- acțiunea cu planetele gigante. Cele patru planete exterioare sunt numite planete gazoase sau joviene (fig. 9.5). Ele sunt cu mult mai masive decât cele terestre și din această cauză poartă numele de giganți gazoși. Două cele mai mari dintre ele, Jupiter și Saturn, sunt compuse în proporție de 98% din hidrogen și heliu, iar în compoziția ce- lorlalte două, mai îndepărtate, Uranus și Neptun, predomină în mare parte amo- niac și metan. Planetele exterioare sunt înconjurate de inele (mai pronunțate la Saturn), alcătuite din particule de rocă, particule de gheață, praf ș.a. Spațiul de dincolo de orbita planetei Neptun găzduiește cele mai îndepărtate corpuri din familia Soarelui. Aici, în regi- unile numite Centura Kuiper și Discul îm- prăștiat, se situează orbitele obiectelor transneptuniene, printre care se numără și patru din cele cinci planete pitice iden- tificate până în prezent: Pluto, Haumea, Makemake și Eris (fig. 9.6). în aceste două regiuni sunt și alte corpuri mici, cum ar fi cometele, centaurii și materia interplanetară. Cel puțin trei planete pi- tice și multe alte corpuri mici au sateliții lor naturali. în partea exterioară, periferică, Sis- temul solar este înconjurat de un nor sferic. Norul lui Oort care se presupune că ar fi compus din resturi rămase după formarea planetelor și este considerat ca fiind locul unde își au originea come- tele cu perioadă lungă. Sarcina principală a astronomiei planetare constă în determinarea ca- racteristicilor și parametrilor fizici ai planetelor, cum ar fi masa, dimensiuni- .. . Planetele gigante-mărimi comparative. le, densitatea, temperatura, presiunea atmosferică, compoziția chimică, ș.a. Telescoapele performante moderne, inclusiv cele spațiale, și sondele spația- le robotizate au deschis calea studierii aprofundate a corpurilor Sistemului so- lar, inclusiv a fenomenelor geologice și meteorologice de pe planete. X La sfârșitul anilor '90 ai sec. XX și în primii ani ai sec. XXI, au fost descoperite mai multe obiecte cerești de dimensiuni comparabile, situate dincolo de planeta pitică Pluto în Centura Kuiper. S-a con- statat că Pluto nu este decât unul din cele mai mari obiecte ale acestei centuri. Descoperirea în 2005, în Centura Kuiper, 205 204 a unui obiect mai îndepărtat și mai ma- siv cu 27% decât Pluto, denumit ulterior planeta pitică Eris, i-a determinat pe as- tronomi să elaboreze și să aprobe defini- ția oficială a planetei. Uniunea Astronomică Internațională (UAI), prin rezoluția celei de a 26-a Adu- nări Generale de la Praga, din 24 august 2006, a decis ca toate corpurile din Sis- temul solar, cu excepția sateliților, să fie împărțite în trei categorii distincte: (a) planete; (b) planete pitice; (c) corpuri mici ale Sistemului solar. Au fost adop- tate următoarele definiții ale planetei și planetei pitice: Planeta este un corp ceresc care: (a) orbitează în jurul Soarelui; (b)are masa suficientă pentru ca gravitația sa proprie să învingă forțele de rigiditate, astfel ca el să ia o formă de echilibru hidrostatic (aproape sferică); (c) a eliberat vecinătatea din jurul orbitei sale (de praf, gaz și corpuri mai mici). Potrivit acestei definiții, în Sistemul solar există opt planete: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Planeta pitică este un corp ceresc care: (a) orbitează în jurul Soarelui; (b)are masa suficientă pentru ca gravitația sa proprie să învingă forțele de rigiditate, astfel ca el să ia o formă de echilibru hidrostatic (aproape sferică); (c) nu a eliberat vecinătatea din jurul orbitei sale; (d) nu este un satelit. 206 Potrivit definiției adoptate, planeta Pluto și asteroidul Ceres au fost trecute la categoria planetelor pitice, alături de une- le noi corpuri descoperite dincolo de orbi- ta lui Pluto, pentru că nu satisfac condiția (c) din definiție. Astfel, în Sistemul solar sunt identificate în prezent cinci planete pitice: Ceres, Pluto, Haumea, Makemake și Eris (care este și cea mai mare dintre planetele pitice cunoscute) (fig. 9.6). Planetele pitice fac parte din diverse populații de corpuri cerești. Astfel, Ceres este cel mai masiv obiect din Centura principală de asteroizi; Pluto, Haumea și Makemake sunt obiecte din Centura Kuiper, iar Eris este un obiect din Discul împrăștiat. Toate celelalte obiecte care orbitează în jurul Soarelui sunt denumite generic corpuri sau obiecte mici ale Sistemului solar. La ora actuală acestea includ toți asteroizii cu excepția lui Ceres, majorita- tea obiectelor transneptuniene, come- tele și alte corpuri mici. în 2008, UAI a delimitat o nouă cate- gorie de obiecte, denumite cu termenul generic „plutoid", care include obiectele transneptuniene, asemănătoare cu pla- neta pitică Pluto. A fost adoptată urmă- toarea definiție a plutoidului. este un corp ceresc care (a) orbitează în jurul Soarelui; (b) are semiaxa mare a orbitei mai mare decât cea a planetei Neptun; (c) are masa su- ficientă pentru ca gravitația proprie să învingă forțele de rigiditate, astfel încât el să capete o formă de echilibru hidros- tatic (aproape sferică); (d) nu a eliberat vecinătatea din jurul orbitei sale (de cor- puri mai mici). Potrivit acestei definiții, cele patru planete pitice cunoscute, având orbitele dincolo de orbita planetei Neptun - Pluto, Haumea, Makemake și Eris sunt plutoizi. Sateliții plutoizilor nu sunt considerați plu- toizi, chiar dacă sunt suficient de masivi pentru ca forma lor să fie determinată de gravitația proprie. Planeta pitică Ceres nu este un plutoid, deoarece orbita ei este situată între planetele Marte și Jupiter, în centura asteroizilor și deci nu satisface condiția (b) din definiția plutoidului. Cele patru planete interioare sau terestre - Mercur, Venus, Pământul și Marte (fig. 9.3), sunt compuse în mare parte din silicați care formează scoarța și mantaua planetelor și metale ca fierul și nichelul, care formează nucleele planeta- re. Trei din cele patru planete interioare (Venus, Pământul și Marte) au atmosferă de diferită densitate. Toate planetele te- lurice au cratere de impact și formațiuni tectonice de suprafață, cum ar fi rifturi și vulcani. Planetele terestre au caracteristici asemănătoare cu cele ale Pământului, și anume: mase și dimensiuni relativ mici, cu diametrul sub 13 000 km; densități mari, cuprinse între 3900 și 5500 kg/m³; rotație axială lentă cu perioada de la o zi la mai multe zile; formă aproape sferică sau cu o turtire mică; suprafață (scoarță) solidă. Planetele terestre au puțini sate- liți naturali (Pământul - un satelit, Luna; Marte - doi sateliți, Phobos și Deimos) sau nu au sateliți (Mercur și Venus) și nu au sisteme de inele. 207 Mercur este pla- neta cea mai apropiată de Soare și cea mai mică din Sistemul solar (fig. 9.7). Având raza de 2439 km, Mercur este doar cu puțin mai mare decât Luna. Mercur nu are niciun satelit natural. Ac- celerația gravitațională la suprafață este egală cu 3,72 m/s², adică de 2,6 ori mai mică decât pe Pământ. Perioada de revoluție, adică anul mer- curian este de circa 88 de zile terestre, iar o rotație în jurul axei proprii durează 58,6 zile terestre, adică constituie apro- ximativ 2/3 din perioada de revoluție. Ca urmare, o zi solară mercuriană are dura- ta de 176 zile terestre, adică de doi ani Planeta Mercur. mercurieni. în mișcarea sa de revoluție în jurul Soarelui, Mercur se abate de la legile lui Kepler, fapt care își găsește ex- plicația în teoria relativității generalizate a lui Einstein. Axa de rotație a planetei Mercur este practic perpendiculară pe planul orbitei sale (unghiul de înclinare este de 89°), de aceea pe Mercur nu există anotimpuri și deci nici variații sezoniere ale tempera- turii. Temperatura pe suprafața plane- tei atinge ziua circa 430°C, iar pe partea nocturnă scade până la -180°C. Aceste condiții fac imposibilă existența vieții pe Mercur. în același timp, la adâncimea de câțiva centimetri variațiile diurne ale temperaturii sunt considerabil mai mici. De aici rezultă că suprafața lui Mercur e acoperită cu un strat de regolit- rocă fă- râmițată având densitatea relativ mică și conductibilitate termică scăzută. Mercur are câmp magnetic propriu, însă acesta este de 300 de ori mai slab decât cel al Pământului. Prezența câmpului magne- tic constituie o dovadă că Mercur ar pu- tea să aibă un nucleu de fier. Planeta Mercur poate fi văzută aproape de orizont timp de cel mult o oră, fie seara la Vest, după apusul Soa- relui, fie dimineața la Est, înainte de ră- săritul Soarelui. Diametrul unghiular al discului vizibil de pe Pământ al planetei este foarte mic (circa 7"), iarîn elongație maximă planeta este foarte apropiată de Soare. Toate acestea fac observațiile foarte dificile, din care cauză sunt puți- ne date obținute despre această planetă din observații efectuate cu instrumente de la sol. Mercur este o planetă formată din rocă, cunoscută și ca o planetă terestră. Suprafața solidă a planetei s-a dovedit a fi foarte asemănătoare cu cea a Lunii (fig. 9.8). La fel ca și Luna, ea este brăz- dată de cratere de diferite dimensiuni, majoritatea acestora fiind cratere de im- pact. Unul dintre cratere poartă numele Eminescu (fig. 9.9). O parte din cratere însă sunt de origine vulcanică, fapt care dovedește că planeta a trecut prin faza de activitate vulcanică. Spre deosebire de Lună, pe Mercur sunt mai puține for- mațiuni numite "mări", cea mai întinsă dintre ele fiind Marea Caloris, de circa 1300 km în diametru. Printre caracteris- ticile sale geologice mai deosebite sunt nucleul de fier relativ mare și mantaua subțire. Densitatea medie a planetei este de 5420 kg/m³, aproape egală cu cea a Pământului. Mercur are o atmo- sferă subțire, sau exosferă, compusă în mare parte din oxigen (O₂), sodiu (Na), heliu (He) și potasiu (K). Atmosfera este creată de atomii eliberați din suprafața Craterul Eminescu pe Mercur. . Suprafața planetei Mercur (Mariner 10, NASA). planetară de către vântul solar și prin impactul cu micrometeoroizi. Cercetarea planetei cu ajutorul apa- ratelor cosmice a început în 1974 odată cu lansarea sondei spațiale americane „Mariner-10" care a survolat planeta în anii 1974-1975 și a realizat peste 2000 de fotografii ce au permis cartografie- rea suprafeței și măsurarea unui șir de parametri fizici al planetei. în prezent (2014), Mercur este studiat de nava spațială Messenger (NASA), devenită în 208 209 2011 primul satelit artificial al acestei planete. Cu ajutorul lui Messenger au fost obținute noi date și realizate peste 150000 de imagini, experimentele orbi- tale urmând să continue până la începu- tul anului 2015. X ■ Venus (cunos- cut și cu denumirea populară de Luceafăr) este a doua planetă de la Soare (fig. 9.10). El poate fi văzut pe cer ca o stea foarte strălucitoare, fie dimineața la Est, înainte de răsăritul Soarelui, fie seara la Vest, după apusul Soarelui. Venus este al treilea corp ceresc ca strălucire după Soare și Lună și prezintă faze la fel ca și Luna. Planeta Ve- nus nu are niciun satelit natural. r' . " .Planeta Venus în raze ultraviolete (Pioneer Venus Orbiter, 1979, NASA). Perioada de rotație axială și perioada de revoluție a planetei în jurul Soarelui au fost determinate prin metoda radar. Anul venusian s-a dovedit a fi egal cu circa 225 de zile terestre, în timp ce pe- rioada de rotație în jurul axei proprii - cu aproximativ 243 de zile terestre, adi- că mai lungă decât cea de revoluție. în consecință, rotația axială a planetei Ve- nus este retrogradă, deci are loc de la Est spre Vest, în sens opus mișcării orbitale. Aceasta înseamnă că Soarele răsare la Vest și apune la Est. Deoarece mișcarea de revoluție în jurul Soarelui și mișcarea de rotație axială au perioade apropiate, dar sens opus, durata zilei solare pe Ve- nus este de 117 zile terestre, adică într- un an venusian Soarele de două ori răsa- re și de două ori apune. Axa de rotație este aproape perpendiculară pe planul orbitei (87°) și din acest motiv pe planetă nu are loc succesiunea anotimpurilor. Planeta Venus este doar cu puțin mai mică decât Pământul. Astfel, masa lui Venus constituie 0,82 din masa Pămân- tului, raza este 0,95 din raza terestră, ac- celerația gravitațională pe suprafața ve- nusiană este de 0,9 din accelerația gravi- tațională terestră, iar densitatea medie a planetei reprezintă 0,94 din densitatea Pământului. Venus are o structură ase- mănătoare cu cea a Pământului: o scoar- ță și manta subțire, un nucleu de fier și atmosferă densă. Cu toate acestea, con- dițiile fizice pe suprafața lui Venus diferă în mod radical de cele de pe Pământ. 2. Supt. î ;-'i. Venus este o planetă formată din rocă, cunoscută ca o planetă de tip terestru. Suprafața solidă a plane- tei prezintă un peisaj acoperit de cratere și vulcani. Planeta este totdeauna aco- perită cu un strat gros de nori care nu permit observarea directă a suprafeței prin telescopul optic. Suprafața ei a pu- tut fi studiată prin metoda radiolocației cu ajutorul aparatelor cosmice automa- te din seria „Venera" (URSS), „Pioneer” și “Magellan" (NASA, SUA). Prima stație automată care a aterizat lin pe suprafa- ța planetei Venus a fost Venera-7 (1970), aceasta furnizând date care au permis efectuarea primelor estimări realiste ale temperaturii și presiunii la suprafața acestei planete. Datele transmise de sta- țiile „Venera" au arătat că presiunea la suprafața planetei este de aproximativ 90 atm, iar temperatura medie atinge circa 460°C, cel mai probabil, datorită efectului de seră. Bioxidul de carbon din atmosferă este transparent pentru raze- le solare. Ca urmare, radiația ajunge la suprafața planetei unde este absorbită. Solul încălzit reemite energia solară sub formă de raze infraroșii, însă bioxidul de carbon nu mai este transparent pentru :! . • ' \ Suprafața planetei Venus. (Foto: Venera-13,1982). . Stația interplanetară Venera-13 (URSS, 1982). aceste lungimi de undă. în consecință, radiațiile infraroșii nu pot părăsi atmo- sfera și sunt absorbite de suprafața pla- netei, contribuind la încălzirea ei de mai departe. Sondele automate Venera-9 și Vene- ro-10 care au aterizat lin pe suprafața lui Venus, în 1975, au realizat primele fotografii ale suprafeței planetei (în alb- negru). Imaginile televizate transmise de Venera-13 (fig. 9.11) ne prezintă o vari- etate de roci de 30-40 cm mărime care nu sunt erodate (fig. 9.12). Prima hartă topografică globală a suprafeței venusi- 211 210 ene a fost realizată după datele de alti- metrie radar transmise de nava Pioneer Venus 1 (1978) de pe orbita sa în jurul lui Venus. Nava spațială interplanetară Magel- lan, lansată de NASA în 1989, a devenit satelit artificial al planetei Venus și în anii 1990-1992 a realizat, prin radiolocație, prima cartografiere detaliată a 98% din suprafața venusiană, cu cratere, coline, lanțuri de munți șl alte formațiuni geo- logice, cu o rezoluție comparabilă celei obținute în cartografierea fotografică a altor planete în lumină vizibilă. în urma acestor cercetări s-a stabilit că pe Venus sunt multe formațiuni vulcanice și tec- tonice, urme de scurgeri de lavă și falii tectonice, ceea ce constituie o dovadă a unei activități vulcanice intense. De ase- menea, au fost descoperite circa 1000 de cratere de impact, rezultat al căderii pe suprafață a unor corpuri masive. Nu- mărul mic al craterelor de impact ar fi o dovadă a faptului că suprafața lui Venus este relativ tânără, ea având aproxima- tiv 500 milioane de ani. Pe suprafața planetei sunt lanțuri de munți și văi ase- mănătoare cu cele de pe Pământ. Spre exemplu, lanțul de munți Maxwell atinge înălțimea de 8 km, iar de-a lungul ecu- atorului, pe o distanță de 1500 km, se întinde un canion cu lățimea de 150 km și adâncimea de 2 km. în urma analizelor realizate de sondele Venera-13 și Vene- ra-14 (1982), care au transmis și primele imagini color ale suprafeței, s-a constatat că rocile venusiene au compoziția chimi- că similară cu bazalturile terestre. . Structura și compozi- ția atmosferei venusiene, natura și com- poziția norilor au fost studiate de misiu- nea Pioneer Venus 2 (1978). Măsurările directe efectuate de stațiile „Venera" și Mariner-2 au arătat că atmosfera toxică venusiană e compusă în proporție de 96- 97% din bioxid de carbon (CO₂), cu nori din picături de acid sulfuric (H₂SO₄). De asemenea, în straturile adânci ale atmo- sferei există circa 2% de azot (NJ, vapori de apă în cantități foarte mici (0,003%) și alte gaze (neon, argon, heliu). învelișul stratificat de nori se extinde de la altitu- dini de circa 30 km până la circa 60 km. Datorită învelișului masiv de nori, ilumi- narea suprafeței planetei măsurată de sonda automată „Venera-W (1972) s-a dovedit a fi foarte redusă, chiar și în ore- le amiezii, ca lumina într-o zi noroasă de vară la latitudinile medii pe Pământ. în straturile superioare ale atmosfe- rei, la altitudini de 50-70 km, suflă în per- manență vânturi puternice cu viteze de peste 100 km/oră, în timp ce la suprafa- ța planetei viteza vântului este mult mai mică - de aproximativ 4 km/oră. Măsurările magnetometrice au arătat că Venus nu are câmp magnetic propriu, din care cauză vântul solar pătrunde ușor în straturile dense ale atmosferei și le ionizează. Lipsa câmpului magnetic s-ar explica prin faptul că nucleul de fier al lui Venus este solid și în el nu au loc mișcări de particule încărcate care gene- rează câmpul magnetic. în prezent (2014), atmosfera planetei Venus și interacțiunea ei cu vântul solar sunt studiate de aparatul orbital Venus Express al Agenției Spațiale Europene, lansat în 2005. Planeta Venus cu temperatura la su- prafață atât de înaltă, încât plumbul se topește, cu presiune atmosferică enor- mă și cu ploi de acid sulfuric, este locul unde viața sub orice formă e prea puțin probabilă. X Planeta Pământ (numită și Terra) este cea mai mare și cea mai densă planetă interioară. Pământul este geologic ac- tiv, el fiind singura planetă unde există plăci tectonice. Atmosfera Pământului diferă radical de cea a altor planete, ea conținând aproximativ 21% de oxigen liber. Planeta Pământ are un satelit na- tural, Luna, care este singurul satelit de dimensiuni mari în rândul planetelor te- restre din Sistemul solar. Babilonienii și indienii au fost primii care își dădeau seama că Pământul este con- vex, observând cum dispar treptat coră- biile la orizont. Mai târziu, ideea sfericită- ții Pământului a fost susținută și de grecii antici în școlile de filosofie ale lui Pitagora și Platon. Aristotel (384-322 î.Hr.) a fun- damentat teoretic această idee folosind ... ■. Pămîntul. (Foto: Apollo-17,1972. Credit: NASA). drept dovadă eclipsele de Lună, în timpul cărora pe discul lunar se vede marginea rotundă a umbrei Pământului. în prezent, forma aproape sferică a Pământului se vede clar în imaginile fo- tografice realizate cu ajutorul sateliților artificiali și navelor cosmice (fig. 9.13). Pământul privit din cosmos prezintă faze asemănătoare cu cele ale Lunii. ’ .Circumferința Pământului a fost de- terminată încă în sec. III î.Hr. de către Eratostene (276- 194 î.Hr.), matematician și astronom grec din Alexan- dria. Eratostene a observat că la Syena (acum Assuan, Egipt), în ziua solstițiului de vară la amiază fundul celor mai adânci fântâni este luminat de Soare. în aceeași zi, la Alexandria, situată aproximativ pe același meridian, dar mal la nord de Syena, Soarele era la distanța de aproximativ 7,2° de zenit, egală cu 1/SO din lungimea circumferinței. Dovedind că distanța dintre Alexandria și Syena, egală cu 5000 de stadii, constituie 1/50 din circumferința Pământului, el a calculat circumferința Pământului ca fiind egală cu 250 000 de stadii. Astăzi nu se cunoaște ce fel de stadie folosea Eratostene. (178 m), atunci raza Pământului după Eratostene era (157,5 m), atunci raza Terrei calculată de el este de 6287 km, adică apropiată de raza medie a Pământului determinată prin măsurări actuale (6371 km). 212 213 Metoda lui Eratostene este folosită și azi. Pe suprafața Pământului se aleg două puncte situate pe același meridian și se măsoară lungimea arcului dintre ele (/). Evident, unghiul la centru cores- punzător acestui arc este egal cu dife- rența latitudinilor geografice ale acestor puncte, ăcp = i , ■ >' Structura inter- nă a Lunii a fost pusă în evidență prin intermediul undelor seismice produse de explozii artificiale. Scoarța Lunii are grosimea de circa 60 km pe partea vizi- bilă și 100 km în emisfera Lunii invizibilă de pe Pământ. Ea nu este formată din plăci tectonice ca Pământul. Sub scoarță se află mantaua cu grosimea de până la 1000 km. Luna are un nucleu mic solid cu raza de câteva sute de kilometri. în baza datelor furnizate de seismografele instalate pe suprafața selenară se poate afirma că Luna nu este activă din punct de vedere geologic. Ea nu are un câmp magnetic global, deși o parte din rocile de la suprafață prezintă urme de magnetism, dovadă a faptului că în faza timpurie de evoluție Luna putea să fi avut câmp magnetic. . ’ ’ ■ . Luna a fost și este studiată intens cu ajutorul stațiilor interplanetare sovietice (apoi ruse) au- tomate și al navelor și sondelor spațiale americane. în anul 1959 au fost lansate spre Lună primele nave cosmice sovietice Luna-1, Luna-2, Luna-3 și nava spațială america- nă Pioneer-1. Luna-3 a fotografiat partea invizibilă a Lunii. Nava cosmică sovieti- că „Luna-9" a fost primul aparat care la 3 februarie 1966 a aterizat pe suprafața Lunii. Apogeul misiunilor, cosmice pilota- te, realizate în anii 70 ai secolului XX, îl constituie programul spațial Apollo al Agenției Spațiale Americane NASA. La 20 iulie 1969, nava spațială Apollo-11 cu echipajul compus din astronauții Neil Armstrong, Edwin Aldrin și Michael Col- lins (fig. 1.22) a realizat prima misiune de aselenizare. Astronauții Armstrong și Aldrin au fost primii oameni care au pă- șit pe solul lunar (fig. 9.20) și au colectat rocă lunară, adusă pe Pământ. Au urmat apoi alte șase misiuni Apollo. Programul american al zbo- rurilor pilotate la Lună s-a încheiat în decembrie 1972 cu ultima misiune 223 222 ........Primii astronauți pe Lună. Misiunea Apollo-U (21 iulie 1969). ... Bucată de lavă colectată în mare lunară (Apollo 15, NASA). Apollo-17. în timpul misiunilor Apollo s-au realizat cercetări ale solului lunar, inclusiv cu ajutorul unor vehicule cu au- topropulsie, au fost studiate radiațiile cosmice și vântul solar, pe solul lunar au fost instalate diverse aparate științifice, inclusiv seismografe pentru cercetarea activității seismice pe Lună etc. Cei 12 astronauți care au fost pe Lună au adus pe Pământ 382 kg de rocă lunară pen- tru cercetare (fig. 9.21). Programul lunar al URSS s-a limitat la cercetarea Lunii cu ajutorul unor apa- rate mobile automate - „Lunohod-1" (fig. 1.23) lansat de stația „Luna-17" (1970) și „Lunohod-2" („Luna-21", 1973). Cu ajutorul acestora a fost studiată com- poziția solului lunar de-a lungul traseu- lui, s-a realizat un mare număr de ima- gini panoramice transmise pe Pământ ș.a. Seismografele aduse cu aceste stații nu au înregistrat vreo activitate seismică proprie a Lunii. în urma cercetărilor structurii și com- poziției solului lunar cu ajutorul sondelor „Surveyor” și „Luna-13" s-a constatat că pe Lună practic nu există minerale care se formează în mediu umed în prezența oxigenului. Nu au fost descoperite nici urme de microorganisme sau compuși organici. Cercetările au arătat că rocile lunare au vârsta cuprinsă între 3 și 4,5 miliarde de ani. Luna este studiată și în prezent cu ajutorul sateliților artificiali, lansați atât de SUA și Rusia, cât și de alte țări (Japo- nia, China, India). ti Marte este a patra planetă de la Soare și face parte din grupul planetelor terestre (fig. 9.22). Planeta are doi sateliți na- turali foarte mici, Deimos și Phobos, despre care se crede că sunt asteroizi capturați de gravitația planetei. . . Planeta Marte la opoziția din 2003 (NASA, Telescopul spațial Hubble. J. Bell, M. Wolff). Planeta Marte este de două ori mai mică în diametru și de nouă ori mai pu- țin masivă decât Pământul. Densitatea medie a planetei este de 3900 kg/m³. Accelerația gravitațională la suprafață este egală cu 3,76 m/s² față de 9,8 m/s² la suprafața Pământului. Planul ecua- torului planetei este înclinat cu 24°56" față de planul orbitei sale, deci aproape cu același unghi ca și Pământul. Aceas- ta înseamnă că Marte are anotimpuri la fel ca și Pământul, doar că anotimpurile marțiene au durata de aproape două ori mai lungă decât cele terestre, pentru că perioada de revoluție a planetei este de 687 de zile terestre. Cercetările arată că Marte are un câmp magnetic propriu foarte slab, însă acesta nu are forma de dipol ca cel al Pă- mântului. . Mn r. , Spre deosebire de Ve- nus, planeta Marte nu este acoperită de nori care să împiedice observarea supra- feței sale. Se pot observa trei tipuri de formațiuni care constituie specificul su- prafeței marțiene: (a) regiuni luminoase de culoare portocalie-roșiatică, numite continente, care ocupă 2/3 din suprafața discului planetei; (b) regiuni întunecate sub formă de pete, numite mări, care prezintă schimbări sezoniere - iarna ele au un contrast mult mai redus, probabil din cauza prafului care se deplasează pe suprafață sub acțiunea vântului; (c) pete Vulcanul Olympus Mons de pe Marte, -25 km înălțime. 224 225 albe care se formează în jurul polilor, nu- mite calote polare. Calotele se formează toamna, iar la mijlocul iernii marțiene ajung până la latitudini de 50° pentru ca vara calota de la polul Nord să dispară cu totul, iar cea de la polul Sud să devină foarte mică. Calotele polare reprezintă un condensat de CO₂ cu mici cantități de HjO care sublimează primăvara. Cercetările realizate cu ajutorul apa- ratelor și sondelor spațiale americane (Mariner-9, Viking-1 și Viking-2, Pathfin- der și altele) și sovietice (Mors-5) au arătat că suprafața planetei Marte s-a format în urma acelorași procese geo- logice ca și suprafața terestră - impact meteoritic, eroziune, procese vulcani- ce și tectonice. Pe suprafața marțiană există numeroși munți de origine vulca- nică, cum este Olympus Mons atingând 25 km înălțime, cel mai înalt vulcan din Sistemul solar (fig. 9.23). O dovadă a activităților geologice de pe Marte o constituie formațiunea Valles Marineris care este un canion ce se întinde în lun- gul ecuatorului marțian pe o distanță de circa 4000 km și atinge adîncimi de până la 7 km. Cei mai mulți cercetători consideră că Valles Marineris este o fa- lie tectonică în scoarța marțiană care s-a format atunci când planeta era în faza de răcire. Bombardamentul cu asteroizi și co- mete a format cratere și bazine vizibile în emisfera de Sud a planetei. Emisfera nordică însă este mai puțin accidentată (fig. 9.22). Procesele de eroziune au lă- sat multiple urme - văi formate de lavă, ghețari sau de torente de apă lichidă, . -. . Peisaj marțian cu rocă vulcanică (sonda mobilă Marș Rover Spirit, NASA, 2003). coline, sedimentări, dune ș.a. Unele văi reprezintă albii de râuri secate care sunt o mărturie a faptului că miliarde de ani în urmă planeta Marte a avut, probabil, o atmosferă mai densă și apă lichidă. în condițiile existente azi, prezența apei pe suprafața marțiană ar fi imposibilă, pentru că ea s-ar vaporiza foarte repe- de la presiunea atmosferică extrem de joasă de acolo (~6 mbar). Solul marțian reprezintă un material fărâmițat, numit regolit. Rocile marțiene, spre deosebire de cele terestre, conțin mai mulți oxizi de fier (rugină) care determină culoarea roșiatică a planetei (fig. 9.24, v. planșa). Planeta Marte este mai departe de Soare decât Pământul și de aceea primește de 2,5 ori mai puțină ener- gie solară decât planeta noastră. în consecință, temperatura medie a supra- feței marțiene este foarte joasă, de circa -70°C. Pe Marte se înregistrează variații diurne considerabile ale temperaturii. De exemplu, la ecuator, vara, la miezul zilei, temperatura poate atinge +20°C, 226 . Satelitul Phobos. ' Satelitul Deimos. însă noaptea coboară până la aproxima- tiv -100°C. La poli temperatura este de circa - 150°C. Clima pe Marte se shim- ba drastic pe parcursul anului datorită excentricității mari a orbitei sale elipti- ce, care face ca distanța de la Soare să varieze cu aproximativ 20%. Prima diferență evidentă între Pă- mânt și Marte este aceea că subtropicele pe planeta roșie sunt mult prea friguroa- se. La 22° latitudine nordică, în locul de aterizare a sondei Viking-1, vara tempe- ratura maximă la amiază urcă doar până la -25°C, iar temperatura minimă înainte de răsăritul Soarelui este de -89°C. Marte este o planetă pustie și rece, fără apă în stare lichidă pe suprafața sa. Aparatul orbital Mars Odyssey Orbiter (NASA) însă indica în 2002 existența unor cantități mari de apă înghețată sub nivelul solului în nordul arctic al planetei. Acest fapt demonstrează că apa a jucat un rol important în evoluția planetei Marte. Oa- menii de știință cred că în urmă cu 3,5 mi- liarde de ani clima pe Marte era similară cu aceea de pe Pământ, caldă și umedă. însă în urma reacțiilor chimice dintre apă și dioxidul de carbon din atmosferă s-au format rocile de carbonat. Cu toate acestea, Marte este unica altă planetă din Sistemul nostru solar unde ființele umanear putea supraviețui. Celelalte planete fie sunt prea fierbinți (Venus), fie nu au atmosferă (Mercur) ori nu au suprafață solidă cum sunt pla- netele gigante gazoase. Planeta Marte posedă o atmosferă extrem de rarefiată, cu pre- siunea la suprafață de 6,1 milibari (apro- ximativ 0,6% din presiunea atmosferică de la suprafața Pământului). Componen- tul predominant al atmosferei, în pro- porție de 95%, este dioxidul de carbon (C0₂). Conținutul celorlalte gaze este neînsemnat: azot (2-3%). argon (1-2%), oxigen (0,2%), vapori de apă (0,1%). Viteza vântului în atmocferă nu este mare, însă uneori poate atinge valori de 40-50 m/s și atunci pe Marte se declan- șează furtuni de praf globale care pot dura câteva luni. Norii de praf acoperă uneori întreaga planetă. 227 Urmele lăsate de procesele de ero- ziune ne sugerează ipoteza că în trecut Marte a avut hidrosferă, o atmosferă mult mai densă și o climă mult mai caldă datorită efectului de seră. în asemenea condiții, acolo putea să apară și viața. Descoperirea unei biosfere care ar fi existat sau există pe Marte ar avea o im- portanță științifică excepțională. . Cei doi sateliți naturali ai planetei, Phobos și Deimos, descoperiți în 1877 de astronomul american A. Hali, au forma neregulată și se aseamănă mai mult cu doi astero- izi. Phobos are mărimea de 22-25 km (fig. 9.25), iar Deimos - de circa 13 km (fig. 9.26). Phobos orbitează foarte aproape de planetă, la 9400 km altitu- dine, perioada sa de revoluție (7h39l,ⁿ14s) este mai mică decât perioada de rotație axială a planetei, din care cauză el răsare la Vest și apune la Est. Deimos are peri- oada de revoluție mai mare (30h17m5s) și răsare la Est mișcându-se în întâmpina- rea lui Phobos. Suprafața ambilor sateliți este presărată cu cratere de impact. Marte este planeta studiată cel mai intens atât cu ajutorul telescoa- pelor, cât și de navele și sondele spațiale automate. Explorarea planetei Marte a fost și continuă să constituie o parte impor- tantă a programelor de explorare a spa- țiului cosmic, realizate de NASA (SUA), URSS (Rusia), ESA (UE), ISRO (India). Zeci de aparate cosmice au fost lansate spre Marte de la 1960 încoace. Aceste mi- siuni au avut drept scop colectarea de date despre condițiile fizice pe Marte și istoria planetei. Rezultatele cercetării planetei ar putea să contribuie la o înțe- legere mai adâncă a trecutului și posibil a viitorului Pământului. Aproximativ jumătate din toate na- vele lansate de pe Pământ cu destinația Marte au eșuat înainte de încheierea misiunii. Rata înaltă de eșecuri este o dovadă a complexității extreme a zbo- rurilor interplanetare. Este necesar ca zborurile spre Marte să se realizeze cu consum minim de combustibil. De aceea lansările pot avea loc doar la intervale de aproximativ 780 zile (26 de luni, pe- rioada sinodică a planetei în raport cu Pământul), când Marte este la opoziție și se află la distanța minimă de Pământ (fig. 9.22). Viitoarea "fereastră" favora- bilă de lansare spre Marte se va "deschi- de" în anul 2018. Primele imagini fotografice din spațiu ale planetei Marte au fost luate de nava spațială Mariner-4 (NASA, SUA) la 14 iu- lie 1965. Acestea au arătat cratere de impact de tipul celor de pe Lună. Nava spațială Mariner-9 (1971) și stațiile inter- planetare sovietice Mars-2 și 3 înscrise pe orbită în jurul planetei au transmis imagini care demonstrau existența în trecut a apei lichide pe suprafața plane- tei. Explorarea planetei a continuat cu ajutorul sondelor spațiale Viking-1 și Viking-2 (NASA) care în anul 1976 au aterizat lin pe Marte, având drept obiec- tiv principal studiul compoziției chimi- ce, al proprietăților magnetice și fizice ale suprafeței și atmosferei marțiene. 228 . Roci sedimentare pe Marte. Imagine transmisă de sonda Curiosity (NASA) la 24-12-2012. Rezultatele misiunii au demonstrat lipsa microorganismelor în solul din locul de aterizare. Misiunea Pathfinder (NASA, 1997), prima misiune în care pe suprafa- ța planetei a aterizat un vehicul roboti- zat, Sojourner, de numai 10,5 kg, pentru a analiza atmosfera, clima, geologia și compoziția rocilor și solului. La marea opoziție din 2003 a lui Mar- te, Agenția Spațială Europeană a lansat aparatul orbital Mars Express care a re- alizat imagini de înaltă rezoluție și carto- grafierea mineralogică a suprafeței, son- dajul radar al straturilor de sub suprafața planetei și alte cercetări. în cadrul misiunii Mars Exploration Rover (NASA), în 2004, pe solul marțian au aterizat două vehicule de teren au- tomate - Spirit și Opportunity, cu sco- pul de a cerceta suprafața planetei și a răspunde la întrebarea, dacă acolo este prezentă apa și eventual forme de viață. Vehiculele au fost dotate cu instrumen- te utilizate pentru analiza și fotografie- rea eșantioanelor de rocă, cu ajutorul cărora s-a constatat pentru prima oară că pe Marte există roci sedimentare și deci acolo a existat apă. în 2014, la 10 ani după aterizarea pe suprafața plane- tei Marte, unul din aceste aparate au- tomate, Opportunity, mai continuă să funcționeze. în mai 2008, în regiunea polară a pla- netei Marte a aterizat lin aparatul roboti- zat Phoenix (NASA), având ca obiectiv să exploreze cu ajutorul instrumentelor de la bord dacă pe Marte există mediul potri- vit pentru viață microbială și să cerceteze prezența apei în locul de aterizare. Datele obținute au confirmat prezența unui strat de gheață sub stratul de suprafață de la locul de aterizare. De asemenea, în solul marțian a fost detectat carbonat de cal- ciu, ceea ce ar însemna că în trecutul ge- ologic acest loc a fost mai umed. O des- coperire semnificativă este detectarea în sol a percloratului (CIO₄), care este un puternic oxidant la temperaturi ridicate și care pe Pământ este utilizat ca hrană de unele bacterii. Cu toate acestea, proble- ma privind prezența compușilor organici a rămas deschisă. 229 Un pas uriaș în cercetarea suprafeței planetei Marte s-a făcut prin lansarea la 26 noiembrie 2011 a misiunii Mars Sci- ence Laboratory (Laboratorul Științific Marțian) cu aparatul robotizat mobil Cu- riosityla bord, care face parte din pro- gramul NASA de explorare robotizată a planetei Marte. Misiunea are drept scop să evalueze dacă Marte a avut cândva un mediu capabil să întrețină mici for- me de viață cum sunt microbii, adică să determine dacă planeta este locuibilă. Coborât pe Marte la 6 august 2012, apa- ratul mobil Curiosity este dotat cu cele mai avansate instrumente de cercetare științifică trimise vreodată pe suprafața marțiană. Laboratorul Curiosity realizea- ză imagini fotografice (fig. 9.27), colec- tează eșantioane de sol prin excavare și de rocă prin foraj, pentru a fi analizate în scopul detectării unor eventuale urme de viață microbială. în septembrie 2014, alte două mi- siuni marțiene s-au înscris pe orbită în jurul lui Marte. Misiunea MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolu- tioN) (NASA) va explora atmosfera su- perioară și ionosfera planetei roșii și interacțiunea lor cu Soarele și vântul so- lar. Misiunea Mangalyaan, prima misiu- ne a Organizației de Cercetări Spațiale din India (ISRO) va realiza observații asupra caracteristicilor fizice ale pla- netei și va studia atmosfera marțiană. Astfel, în prezent, planeta Marte este studiată "la fața locului" de două sonde robotizate mobile (Opportunity și Curi- osity) și de cinci aparate orbitale (Mars Odyssey, Mars Express, Mars Reconais- sance Orbiter, MAVEN și Mangalyaan). Sunt în curs de pregătire și alte misiuni cu destinația Marte, inclusiv cu echipaj uman, care ar putea fi lansate la una din viitoarele opoziții ale planetei, din 2018 sau 2035, și care vor încerca să obțină răspunsul la întrebarea care frământă civilizația umană: „există sau nu viață pe Marte?" 230 9.1. în mișcarea sa de revoluție în ju- rul Soarelui, Pământul trece prin periheliul orbitei sale eliptice în jurul datei de 3 ianuarie, iar prin afeliu - aproximativ la 3 iulie. Ce efect au aceste poziții ale Pămân- tului asupra climei din emisfera nordică terestră? 9.2. Descrieți și explicați originea câm- pului magnetic al Pământului. 9.3. Explicați apariția aurorelor polare și descrieți factorii care determină intensitatea lor. 9.4. Cum ar fi anotimpurile pe Pământ, dacă axa de rotație a Pământului ar fi perpendiculară pe planul orbitei sale (eclipticei)? 9.5. Descrieți și explicați lumina cenușie a Lunii. 9.6. Ar putea fi utilizate busola, barome- trul, psihrometrul și girueta pe su- prafața Lunii? Argumentați răspun- sul. 9.7. Ar putea fi observate aurore polare pe Lună? Argumentați răspunsul. 9.8. Craterul Spiru Haret se află pe par- tea invizibilă a Lunii și are diametrul de circa 29 km. Dacă ar fi situat în emisfera vizibilă, ar putea fi văzut de pe Pământ cu ochiul liber? Pute- rea de rezoluție a ochiului este de ~1'. R.: Nu, fiindcă observat de pe Pământ craterul are diametrul un- ghiular 0,27". 9.9. Cum poate fi explicată culoarea ro- șiatică a planetei Marte ? 9.10. Cât ar cântări un astronaut de 100 kg pe suprafața planetei Mar- te? R.: 37 kg. 9.11. Ar fi posibilă o eclipsă totală de Soare pe planeta Marte, produsă de satelitul ei Phobos? Argumentați răspunsul. 9.12. Calculați prima viteză cosmică pen- tru planeta Venus. R.: 7,62 km/s. 9.13. Calculați durata de zbor a unei nave cosmice până la planeta piti- că Ceres, aflată în opoziție. Nava se deplasează cu a doua viteză cosmi- că. R.: 273 zile. 231 Regiunea Sistemului solar situată din- colo de Centura de asteroizi este deseori numită Sistemul solar exterior. în aceas- tă regiune se află patru planete gazoa- se gigantice, numite planete exterioare sau, uneori, planete joviene: Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Termenul de planetă exterioară nu trebuie confundat cu cel de planetă superioară care, cum știm, se referă la toate planetele situate în afara orbitei Pământului, inclusiv pla- neta Marte. Planetele gazoase, numite și giganți gazoși se caracterizează prin dimensiuni și mase uriașe în raport cu Pământul și densitate mică (700-1800 kg/m³). Ele în- globează 99% din masa tuturor planete- lor și altor obiecte care orbitează în jurul Soarelui. O particularitate distinctivă a giganților gazoși este rotația axială ra- pidă cu perioade de ordinul a zece ore care face ca ele să fie turtite la poli. Pla- netele gazoase au inele de praf și gaz și zeci de sateliți naturali. Aceste planete au atmosfere dense și întinse, bogate în hidrogen și heliu (Jupi- ter și Saturn) sau amoniac și metan (Ura- nus și Neptun) și sunt lipsite de suprafață solidă. în compoziția planetelor Uranus și Neptun, precum și a majorității sate- liților planetelor gazoase se regăsesc în stare înghețată amoniac, apă, hidrogen sulfurat și dioxid de carbon. Jupi- ter este a cincea planetă de la Soare, la distanța de aproximativ 778 milioane de kilometri sau 5,2 UA (fig. 9.28). Jupiter este o planetă gigantă gazoasă, de aceea nu are o suprafață solidă, dar se presu- pune că Jupiter ar avea un nucleu solid de dimensiunile Pământului. Având o familie foarte numeroasă de sateliți, re- prezintă un fel de sistem solar în minia- tură. Jupiter este cea mai mare și masivă planetă din Sistemul solar având masa egală cu 318 mase terestre și de 2,5 ori mai mare decât masa tuturor celorlalte planete din Sistemul solar. < . Planeta Jupiter. Foto: Telescop Hubble, 15 mai 2014. Credit: NASA, ESA și A. 232 . Sateliții galileeni (Misiunea New Horizons, NASA). Jupiter nefiind un corp solid are o rotație diferențiată, adică viteza de rotație depinde de latitudine: ea este maximă la ecuator și minimă la poli. Perioada de rotație la latitudinile medii este de 9h 55m 40s. Rotația axială rapidă face ca planeta să fie puternic turtită la poli. Axa de rotație a lui Jupiter este aproape perpendiculară pe planul orbi- tei, unghiul format de planul ecuatorului cu planul orbitei sale fiind doar de 3°7', deci pe Jupiter practic nu există anotim- puri. Jupiter parcurge orbita sa comple- tă în jurul Soarelui în aproximativ 12 ani tereștri. Jupiter este aproximativ de cinci ori mai departe de Soare decât Pământul și de aceea primește de 27 de ori mai puți- nă căldură decât planeta noastră. Tem- peratura pe discul aparent al planetei este de -145°C, deși la această distanță de la Soare temperatura ar trebui să fie mai joasă. Aceasta s-ar explica prin faptul că Jupiter radiază de două ori mai mul- tă energie decât primește de la Soare. Se presupune că Jupiter s-ar afla încă în faza de contracție gravitațională care ar constitui sursa de energie în exces emi- să de planetă, însă această explicație nu este decât o ipoteză. Jupiter are un câmp magnetic foarte puternic, de 50 de ori mai intens decât cel al Pământului. Densitatea medie a planetei, 1300 kg/m³, care doar cu puțin depă- șește densitatea apei, demonstrează că Jupiter este o planetă gazoasă. Din observații spectroscopice și din alte observații s-a stabilit că atmosfera planetei se compune din hidrogen molecular, H₂ (90%), heliu, He (cca 9%), metan, CH₄ (0,07%), și amoniac, NH₃ în cantități neînsemnate. în interior, compoziția planetei ar fi următoarea: hidrogen - 72%, heliu - 22 % și alte elemente - 6%, deci după compoziția sa Jupiter este asemănător cu o stea. în atmosfera jupiteriană au fost în- registrate descărcări electrice și aurore polare și au fost puse în evidență detalii semipermanente care își schimbă me- reu poziția și forma. Printre acestea se evidențiază benzile roșiatice întunecate, 233 . Satelitul Io. .Vulcani pe Io (Misiunea Voyager 1, NASA, 1971). formate din vîrtejuri de nori, paralele cu ecuatorul, determinate de rotația axială rapidă a planetei, și pete de diferite di- mensiuni. Cea mai remarcabilă dintre ele este Marea Pată Roșie de la latitudinea de -20°, descoperită în 1878, ale cărei di- mensiuni depășesc de 2-3 ori diametrul Pământului și care este observată și în prezent. Pata Roșie este un uragan uriaș stabil în atmosfera planetei. Jupiter și sistemul său de sateliți a fost studiat cu ajutorul sondelor spați- ale automate americane Pioneer-W și 11, în 1978, și Voyager-1 și 2, în 1979. Misiunea Voyager-2 a descoperit în ju- rul planetei un inel cu lățimea de circa 13 000 km și grosimea de 1 km, care e format din praf, gaz și fragmente de rocă. O nouă misiune, Juno, va ajunge la Jupiter în 2016. Jupiter nu poate să întrețină viața în forma pe care o cunoaștem, însă unii din sateliții lui ascund sub crusta lor oceane care ar putea să întrețină viața. în jurul lui Jupiter gravitează 50 de sateliți naturali cunoscuți (2014) și 17 sateliți a căror descoperire ur- mează a fi confirmată. Ei au orbite aproape circulare aflate în planul ecuatorului plane- tei. Cei mai mari patru sateliți: Io, Europa, Ganimede și Callisto, cunoscuți și ca sate- liții galileeni (fig. 9.29), după numele lui Galileo Galilei care primul i-a desoperit în 1610, au caracteristici similare cu planetele terestre. este al doilea satelit de la Jupiter și are raza de 1820 km, adică este ceva mai mare ca Luna. El este corpul cu cea mai intensă activitate vulcanică din Sis- temul solar (fig. 9.30). în fotografiile re- alizate de Voyager-1 au fost înregistrați 7 vulcani activi care aruncau lavă de sulf la înălțimi de până la 200 km. în mediul fierbinte de sulf ar putea exista și mate- rie organică (fig. 9.31). Europa, al treilea satelit de la Jupiter, are diametrul de 3130 km, fiind ceva mai mic decât Luna (fig. 9.32). Este acoperit 234 .Satelitul Europa. • : -Suprafața satelitului Europa (Misiunea Galileo, 31 mai 1998. Credit: NASA/JPL.) cu gheață, însă satelitul artificial „Gali- leo" al lui Jupiter a înregistrat jetul unui gheizer la suprafața gheții. Aceasta poa- te fi o dovadă că Europa are energie in- ternă și că sub stratul gros de gheață ar putea să existe apă în stare lichidă (fig. 9.33). , al patrulea satelit, are diametrul de 5262 km și este cel mai mare satelit din Sistemul solar, fi- ind mai mare decât planeta Mercur (fig. 9.34). Pe suprafața satelitului se re- marcă numeroase cratere și bazine mari, înconjurate de formațiuni de gheață. , al cincilea satelit, este ceva mai mic decât Ganimede, având diame- trul de 4820 km. Are suprafața acoperită cu cratere meteoritice (fig. 9.35). Hi;.Satelitul Ganimede. Fir.. 9.35.Satelitul Callisto (©2004,CalvinS. Hamilton). 235 Ceilalți sateliți sunt mult mai mici, în afară de Amalthea care este satelitul cel mai apropiat de planetă și reprezintă un bloc de rocă de formă neregulată cu di- mensiunile de 240 km. Patru din sateliții lui Jupiter se rotesc în jurul planetei în sens retrograd. Sa- turn este a șasea planetă de la Soare la distanța de aproximativ 1,4 miliarde de kilometri sau 9,54 UA și a doua planetă ca mărime în Sistemul solar (fig. 9 36). Saturn este o planetă gazoasă gigantă și nu are o suprafață solidă. Atmosfera saturniană este formată în cea mai mare parte din hidrogen (H₂) și heliu (He). Deși este asemănător cu Jupiter după compoziția atmosferică, Saturn are den- sitatea medie mai mică decât densitatea apei, el fiind cea mai puțin densă plane- tă din Sistemul solar. în comparație cu Pământul, Saturn este de 95 de ori mai masiv și are raza ecuatorială de 9,4 ori mai mare decât cea terestră. Ca și Jupiter, Saturn are o rotație diferențiată, diferite zone ale planetei au viteze de rotație diferite, din care cauză perioada de rotație crește de la ecuator spre poli și pe suprafața planetei se pot distinge benzi și zone asemănătoare cu cele de pe Jupiter, deși discul vizibil al lui Saturn e mult mai sărac în detalii. Saturn are nevoie de 10h42m pentru a efectua o rotație completă în jurul axei sale și de 29,5 ani tereștri pentru o rotație în jurul Soarelui. Datorită rotației axiale rapide, Saturn este turtit la poli, chiar mai pu- ternic decât Jupiter. Planul ecuatorului formează 26°40' cu planul orbitei și deci pe Saturn are loc succesiunea anotimpu- rilor. 236 Saturn fiind de aproximativ două ori mai departe de Soare decât Jupiter, tem- peratura pe suprafața vizibilă a atmosfe- rei sale este de circa -170°C. Fluxul ter- mic radiat de planetă depășește de 2,8 ori cantitatea de căldură solară absorbi- tă. Conform cercetărilor spectroscopice, atmosfera sa este formată din hidrogen și metan, dar spre deosebire de Jupiter nu conține amoniac. Planeta Saturn se evidențiază față de celelate planete gigante prin cel mai spectaculos sistem de inele ușor de observat de pe Pământ și printr-un telescop cu puterea medie de mărire (fig. 9.36). Sistemul este format din șapte inele separate între ele prin inter- vale. Pentru prima dată, inelele au fost observate de Galileo în 1610 cu ajuto- rul lunetei sale ca o formațiune atașată planetei pe care el însă nu a reușit să o identifice. Forma de inel plan a aces- tei formațiuni a fost stabilită în 1655 de 't .' Satelitul Titan (Misiunea Cassini, NASA/ESA, 2005). C.Huygens (1629-1695). Mai târziu, s-a constatat că inelul se rotește în planul ecuatorului și de fapt constă din mai multe inele concentrice, despărțite prin intervale întunecate numite „di- viziuni" (diviziunea Cassini, diviziunea Encke etc.). Aparatele spațiale automa- te „Pioneer-11" în 1979 și „Voyager-1 și 2" în 1980 au scos în evidență încă patru inele. Inelele au lățimea de zeci de mii de kilometri, dar grosimea foarte mică, de la 2 la 20 km. Ele sunt alcătuite dintr-un număr imens de particule mici de rocă, gheață, praf și gaze care se ro- tesc independent în jurul planetei pe orbite kepleriene cu viteze cuprinse în- tre 16 și 20 km/s. Poziția inelelor față de observatorul terestru se schimbă cu o periodicitate de 14,7 ani, astfel că atunci când sunt orientate cu muchia spre noi ele aparent dispar. Dispariția aparentă a inelelor a fost observată în 1979-1980, 1994 și în 2008-2009. în prezent (2014), Saturn are 53 de sateliți naturali cunoscuți cu denumiri oficiale și încă 9 sateliți a căror desco- perire urmează a fi confirmată. Doi din- tre sateliții lui Saturn, Titan și Enceladus, poartă semne de activitate geologică, deși ei sunt în mare parte alcătuiți din gheață. Printre sateliții fotografiați de aparate cosmice se remarcă Mimas, cu craterul său enorm având diametrul egal cu un sfert din diametrul satelitu- lui care conține gheață de apă. Satelitul Enceladus are suprafața acoperită de cratere ca cele de pe Lună și de aseme- nea conține gheață. Pe satelitul Thetys a 237 ■ . . Râuri de metan lichid pe Titan (Misiunea Cassini-Huygens, NASA/ESA, 2005). fost fotografiat un crater uriaș de circa 450 km în diametru și o vale lungă de 800 km și largă de 70 km. Toți sateliții lui Saturn, în afară de al IX-lea, orbitează în jurul planetei în sens direct. Saturn nu poate să întrețină viața în forma pe care o cunoaștem, însă pe unii din sateliții lui Saturn există condiții care ar putea să întrețină viața. (fig. 9.37), descoperit de Chris- tian Huygens în 1655, este cel mai mare satelit al lui Saturn și al doilea satelit ca mărime din Sistemul solar, după sa- telitul Ganymede al lui Jupiter. El are 4850 km în diametru și este mai mare decât planetele Mercur și Pluto. Având magnitudinea aparentă +8,4™, el poate fi observat și cu un telescop școlar. Ti- tan are perioada de revoluție în jurul lui Saturn, 15d22h41ⁿ', egală cu perioada sa de rotație în jurul axei, astfel încât el este întotdeauna îndreptat spre Saturn cu aceeași parte, la fel ca Luna față de Pământ. Titan este singurul satelit din Sistemul solar care posedă o atmosfe- ră foarte densă cu grosimea de peste 700 km, dar care nu permite observarea directă a suprafeței sale. Titan a fost vizitat prima dată de son- da spațială Voyager-2 în 1980. însă date extrem de prețioase despre Titan a fur- nizat nava spațială Cassini (NASA), lansa- tă în 1997, cu sonda spațială automată Huygens la bord. La 14 ianuarie 2005, aparatul Huygens a coborât pe suprafața lui Titan și a transmis timp de peste o oră date despre temperatura aerului, presiu- ne, compoziția atmosferei, viteza vântu- lui, precum și primele imagini, inclusiv co- lor, ale suprafaței. Temperatura la supra- față în locul de aterizare era de -180°C. . ‘ . Imagine de pe suprafața satelitului Titan (Sonda spațială Huygens, NASA/ESA, 2005). 238 în imaginile realizate de sonda Huygens se pot vedea lacuri și canale șerpui- te, asemănătoare cu albii de râuri în care curge posibil etan și metan lichid (fig. 9.38). Peisajul portocaliu în jurul locului de aterizare este presărat cu fragmente de rocă și gheață rotunjite și netede ca și pietrele din râurile terestre (fig- 9.39). Presiunea atmosferică la suprafață este cu 60% mai înaltă ca pe Pământ. Atmosfera este constituită preponde- rant din azot (N₂), dar conține și cantiăți mici de metan și alte hidrocarburi care îi conferă o nuanță portocalie. Deoare- n planeta Uranus. ce hidrocarburile reprezintă elemente constitutive ale aminoacizilor, necesari pentru apariția vieții, oamenii de știință consideră că mediul de pe Titan ar putea fi similar cu acela care a existat pe Pă- mânt înainte de apariția vieții. în multe privințe, Titan este una dintre cele mai asemănătoare cu Pământul lumi desco- perite până în prezent, deoarece el are lacuri, mări și râuri, deși în ele în loc de apă este metan (CHJ și etan (C₂H₆). Titan prezintă un mare interes pentru oame- nii de știință, deoarece în atmosfera sa densă și activă au loc procese complexe asemănătoare cu cele de pe Pământ de acum câteva miliarde de ani. X . Ura- nus este cea de a șaptea planetă de la Soare, la distanța de aproximativ 2,9 miliarde de kilometri sau 19,19 UA. A fost descoperită în 1781 de astrono- mul englez William Herschel. Planeta Uranus are magnitudinea ~6'", fiind la limita vizibilității cu ochiul liber, și poa- te fi observată doar prin telescop, unde apare ca un mic disc albăstriu-verzui (fig. 9.40). între planetele gigante, Uranus are masa cea mai mică, egală cu 14,6 mase terestre. Densitatea planetei Uranus este de 1270 kg/m³, adică mai mare ca a 239 lui Jupiter și Saturn, ceea ce ar însemna că el conține mai multe elemente gre- le. Uranus are un nucleu mult mai rece decât celelalte planete gigante și canti- tatea de căldură radiată de planetă în spațiu este foarte mică. Uranus este singura planetă gigantă al cărei ecuator formează un unghi de aproape 90° cu planul orbitei. Această înclinație neobișnuită ar putea fi explica- tă prin coliziunea în trecut cu un obiect de dimensiunile Pământului. Ca urmare, Uranus este unica planetă care orbitea- ză în jurul Soarelui „culcată" pe orbită, cu polul Sud spre Soare. Perioada de revoluție în jurul Soarelui este de apro- ximativ 84 de ani tereștri. Ca și celelalte planete gazose, Uranus se evidențiază prin rotația sa rapidă în jurul axei, cu perioada de 17h12m. La fel ca și Venus, această planetă se rotește în sens re- trograd, adică în sens opus mișcării de revoluție. Datele spectroscopice arată că în compoziția atmosferei planetei predomi- i Satelitul Titania al planetei Uranus. nă hidrogenul (H₂) și heliul (He), dar este prezent și metanul, a cărui concentrație este mult mai mare decât pe Jupiter și Sa- turn. Metanul care absoarbe razele roșii îi conferă lui Uranus o nuanță albăstrie- verzuie. Norii de pe Uranus sunt alcătuiți, probabil, din particule de metan înghe- țat. Temperatura la suprafața vizibilă a norilor este de circa 55 K (-218 °C). Uranus este considerat uneori un gi- gant de gheață. Cea mai mare parte din masa planetei (peste 80%) este consti- tuită dintr-un fluid dens din substanțe înghețate - apă (H₂O), metan (CH₄) și amoniac (NH₃), în jurul unui nucleu mic de rocă. Uranus nu poate să întrețină viața așa cum o cunoaștem noi. în jurul lui Uranus gravitează 27 de sateliți naturali cunoscuți ale căror or- bite, fiind situate în planul ecuatorului planetei, sunt practic perpendiculare pe planul orbitei. Cei mai mari cinci sa- teliți sunt Titania, Oberon, Umbriel, Ari- el și Miranda. Dintre aceștia, mai mare este Titania, cu diametrul de 1578 km (fig. 9.41), aproximativ de două ori mai mic decât al Lunii. Planeta are un sistem de 11 inele subțiri cu grosimea de circa 1 m și lățimea de 2-5 km. Voyager-2 este singura navă spa- țială care în 1986 a trecut în zbor la distanța de circa 120 000 km de Ura- nus și a transmis imagini ale planetei, sateliților și inelelor ei. Câmpul mag- netic al lui Uranus, cercetat de Voya- ger-2, s-a dovedit a fi ceva mai slab decât al Pământului, fiind echivalent cu un dipol înclinat cu 60° față de axa de rotație. Nep- tun este a opta planetă de la Soare la distanța medie de aproximativ 4,5 miliarde de kilometri sau 30,07 UA (fig. 9.42). A fost descoperit pe cale teoretică de către Le Verrier (Franța) și Adams (Anglia) și observat pe cer pentru prima dată în 1846 de către as- tronomul german J. Galle (1812-1910). Planeta Neptun nu poate fi văzută cu ochiul liber. Ea este un gigant gazos puțin mai mic decât Uranus, însă mult mai masiv, deci și cu o densitate mai mare, 1700 kg/m³. Masa lui este egală cu aproximativ 17 mase terestre. Planeta Neptun. Neptun are perioada de revoluție în jurul Soarelui de aproape 165 de ani, în 2011 încheind prima orbită de la desco- perirea sa în 1846. Perioada de rotație axială a planetei este de 16h6m. Pe orbita sa Neptun este însoțit de un număr mare de asteroizi, numiți troienii lui Neptun. Planeta Neptun are structura inter- nă și atmosfera foarte asemănătoare cu cele ale lui Uranus și este considerat un gigant de gheață. El are un nucleu solid masiv de dimensiunile Pământu- lui înconjurat de un înveliș gros foarte fierbinte de apă (H₂O), amoniac (NH₃) și metan (CH₄). Atmosfera planetei Nep- tun este compusă în mare parte din hidrogen (H₂) (79%)„ heliu (He) (18%) și metan (CH₄) (3%). Metanul absoarbe intens razele de culoare roșie și galbe- nă, de aici și culoarea azurie a planetei. Cu toate că Neptun primește doar 3% de căldură solară în comparație cu Ju- piter, atmosfera lui este surprinzător de dinamică, vânturile atingând viteze de 400-700 m/s. Pe planetă a fost identi- ficată o pată neagră, asemănătoare cu Pata Roșie de pe Jupiter, care peste un timp a dispărut. Se presupune că sub învelișul atmosferic ar putea să existe gheață de apă și cel mai mare ocean din Sistemul solar. Neptun radiază multă căldură inter- nă, dar mai puțină ca Jupiter sau Saturn. Are un câmp magnetic ceva mai intens ca al Pământului. Această planeta are 13 sateliți natu- rali confirmați și un satelit a cărui des- coperire (în 2013) urmează să fie confir- mată oficial. Cel mai mare dintre sateliți, 240 241 Fl;... :. Suprafața satelitului Triton al planetei Neptun. Triton, descoperit în 1846, depășește ca mărime planeta pitică Pluto, având diametrul de 2705 km (fig. 9.43). Este singurul satelit mare cu o mișcare or- bitală retrogradă, adică opusă mișcării de rotație a lui Neptun. Există ipoteza că Triton ar fi fost capturat gravitațional de către Neptun. Cu o atmosferă subțire și temperatură la suprafață de -236°C (37 K), Triton este geologic activ, iar pe suprafața lui, probabil, sunt gheizere de azot lichid. Cea mai mare parte a supra- feței lui Triton este netedă și străluci- toare, ea prezentând pe alocuri umbre întunecate, iar in jurul polului sudic este gheață de culoare roză. Cel de-al doilea satelit, Nereid, a fost descoperit în 1949. Diametrul său este de circa 320 km. Alți șase sateliți au fost descoperiți în 1989 de sonda Voyager-2. Neptun are, de asemenea, un sistem de șase inele de gaz și praf. Aproape toate cunoștințele noastre despre planeta Neptun au fost furniza- te de sonda spațială Voyager-2 (NASA), care în 1989 a trecut în zbor la distanța de doar 4200 km de Neptun și a trans- mis primele imagini ale planetei. Din categoria planetelor pitice in- trodusă în 2006 prin noua clasificare a corpurilor din Sistemul solar, în prezent fac parte cinci obiecte: Ceres, Pluto, Ha- umea, Makemake și Eris. Planetele pitice orbitează în jurul Soarelui ca și cele opt planete mari. Ma- joritatea planetelor pitice sunt situate în Centura Kuiper, dincolo de orbita pla- netei Neptun, iar una dintre ele, Ceres, se află în Centura principală de asteroizi dintre orbitele planetelor Marte și Jupi- ter. O planetă pitică este mult mai mică decât o planetă, fiind mai mică chiar și decât Luna, însă nu este satelit, pentru că orbitează în jurul Soarelui. Planete- le pitice sunt corpuri solide de rocă și gheață. Raportul dintre cantitatea de rocă și de gheață depinde de locația lor în Sistemul solar. Mullte dintre planetele pitice au sateliți, iar unele dintre ele au o atmosferă subțire. Având magnitudini aparente cuprinse între +6,7m și +9,3'", aceste obiecte nu pot fi observate decât prin telescop. . (fig. 9.44) este cel mai mare asteroid (descoperit în 1801 de Piazzi) inclus în anul 2006 în categoria planetelor pitice. Ceres, situat în Centura principală de asteroizi, gravitează în jurul Soarelui la distanța de 2,766 UA de la Soa- re și are perioada de revoluție de 4,6 ani tereștri. O rotație completă în jurul axei durează aproximativ 9 ore. Având diame- trul de circa 950 km, Ceres este și cel mai masiv corp din Centura de asteroizi, con- centrând aproximativ 1/3 din masa totală 242 .. . Planeta pitică Ceres, 23.01.2004. (Credit: HST, NASA, ESA, I. Parker). a Centurii. Ceres este singurul asteroid de formă sferică. în același timp, Ceres este și cea mai mică dintre planetele pitice cu- noscute. Suprafața lui Ceres reprezintă, pro- babil, un amestec de gheață de apă și diverse minerale hidratate. Se pare că Ceres are o structură interioară diferen- țiată, formată din nucleu de rocă și man- ta de gheață, iar sub stratul de suprafață ar putea exista un ocean de apă lichidă. Privit de pe Pământ, Ceres are străluci- rea prea slabă pentru a putea fi observat cu ochiul liber. începând din martie-aprilie 2015, Ce- res, planeta pitică, va fi studiată de sonda spațială Dawn (NASA), lansată în 2007, prima misiune spre o planetă pitică. . I j îJi Patru dintre numeroasele obiecte transneptuniene au fost clasi- ficate în 2006 ca planete pitice: Pluto, Haumea, Makemake și Eris (fig. 9.45). în 2008, s-a decis ca planetele pitice trans- neptuniene similare cu Pluto să fie defi- nite ca plutoizi. 243 . Planeta pitică Pluto. Sateliții plutoizilor nu sunt plutoizi, chiar dacă sunt suficient de masivi și au forma sferică. în prezent sunt cunoscuți patru pluto- izi: Pluto, Haumea, Makemake și Eris. Cea de a cincea planetă pitică cunoscută, Ce- res, nu este un plutoid, deoarece ea, aflân- du-se în Centura de asteroizi, nu este un obiect transneptunian. Odată cu progresul științei, la familia plutoizilor se pot alătura și alți membri nou descoperiți. cea mai cu- noscută dintre planetele pitice, este cel mai mare obiect din Centura Kuiper și a doua planetă pitică ca mărime după Eris. Planeta a fost prezisă teoretic în 1910 de P. Lowel (1855-1916) și desco- perită de astronomul american Clyde W. Tombaugh la 18 februarie 1930. Pănă în 2006, Pluto era considerat cea de a noua planetă, cea mai mică și mai înde- părtată din Sistemul solar (fig. 9.46). Pluto are cinci sateliți cunoscuți: Cha- ron, Nix, Hydra, Kerberos și Styx. Cel mai mare dintre ei, Charon, descoperit în 1978, are diametrul de 1186 km, aproxi- mativ jumătate din diametrul lui Pluto, și se mișcă pe aceeași orbită, ambele cor- puri fiind orientate mereu cu aceeași față unul spre celălalt. Sistemul Pluto - Cha- ron reprezintă, de fapt, un sistem binar - o planetă dublă (fig. 9.47). Potrivit uneia din ipotezele privind apariția lui Charon, materialul din care acesta s-a format ar fi fost expulzat din Pluto în urma unei coli- ziuni, ceea ce se aseamănă foarte mult cu ipoteza privind originea Lunii. Sistemul Pluto-Charon este remar- cabil prin faptul că este singurul sistem planetă-satelit din Sistemul solar, al că- rui baricentru (centru de masă comun) se află în exteriorul planetei, adică apa- rent Pluto și Charon orbitează unul în jurul celuilalt. Fiind foarte mic și îndepărtat, Pluto este dificil de observat de pe Pământ. Privit printr-un telescop cu apertura de cel puțin 30 cm, Pluto arată ca o stea de magnitudinea aparentă +15'”. Planeta Pluto are o orbită înclina- tă cu 17° față de planul eclipticei, iar distanța sa față de Soare este de circa 29,7 UA la periheliu (când traversează orbita lui Neptun) și 49,5 UA la afeliu. Datorită excentricității mari a orbitei sale eliptice (0,249), timp de 20 de ani din perioada sa de revoluție de 248 de ani, Pluto este mai aproape de Soare de- cât Neptun. Ultima dată Pluto s-a aflat în această poziție între anii 1979 și 1999. '. Sistemul Pluto-Charon în comparație cu sistemul Pământ-Lună (Wikipedia). Pluto este în rezonanță orbitală de 3 : 2 cu planeta Neptun, asta însemnând că în timpul în care Neptun se rotește de 3 ori în jurul Soarelui, Pluto face 2 rotații în jurul Soarelui. Obiectele din Centura Kuiper, care sunt în aceeași rezonanță orbitală cu Neptun, sunt cunoscute sub denumirea de plutino. Planul ecuatorului lui Pluto, la fel ca și al planetei Uranus, formează un unghi aproape drept cu planul orbitei lui și de aceea polii săi sunt situați aproape în planul orbitei. Perioada de rotație axială a lui Pluto este de 6,4 zile. Deși ca mărime Pluto constituie circa 2/3 din diametrul Lunii, masa constitu- ie doar 1/6 din masa Lunii. Densitatea sa medie este de 2030 kg/m³. Accele- rația gravitațională la suprafață este de 0,58 m/s², iar viteza parabolică (de eliberare) este 1,2 km/s. Până în prezent, nici un aparat cos- mic nu a ajuns la această planetă și de aceea Pluto este foarte puțin studiat. Majoritatea datelor despre Pluto au fost obținute din observații de la sol, dar și cu ajutorul telescopului spațial Hubble. Suprafața acestei planete pare să fie acoperită de un strat strălucitor de me- tan, azot și dioxid de carbon înghețat. Temperatura la suprafață este de circa - 220°C. Ea ar putea avea un nucleu de rocă înconjurat de o manta de gheață de apă. Pluto are o atmosferă extrem de ra- refiată, descoperită în 1988 în urma ocultației unei stele. Atmosfera este formată cel mai probabil din azot și 244 245 . Planeta pitică Haumea (ilustrație NASA). . Planeta pitică Makemake (ilustrație NASA). monoxid de carbon. Presiunea atmosfe- rei a fost determinată ca fiind de 0,15 Pa. Nicio navă spațială nu a vizitat până acum planeta pitică Pluto. Prima sondă spațială cu destinația Pluto, New Ho- rizons, a fost lansată de NASA la 19 ia- nuarie 2006 și va ajunge în apropierea sistemului Pluto-Charon în iulie 2015, fi- ind primul aparat cosmic care va explora atât sistemul Pluto, cât și regiunea Cen- turii Kuiper. Descoperi- tă în 2004, Haumea a fost clasificată ca o planetă pitică în 2008. Ea este un plutoid care face parte din categoria obiectelor transneptuniene din centura Kuiper. în prezent, această planetă este la aproxi- mativ 50 UA de Soare, dar la periheliul or- bitei sale eliptice ajunge la 35 UA. Deși Ha- umea nu a fost observată direct, calculele bazate pe curba de lumină arată că ea are forma unui elipsoid extrem de alungit (fig. 9.48), fapt care dovedește că Haumea are rotația axială cea mai rapidă din Sistemul solar. Ea face o rotație în jurul axei în doar 3,9 ore. Haumea este în rezonanță orbita- lă de 7:12 cu planeta Neptun. Spre deosebire de structura tipică a altor obiecte cunoscute din Centura Kui- per care au o manta groasă de gheață în jurul unui nucleu mic de rocă, Haumea se pare că este compusă aproape în între- gime din rocă solidă, cu o crustă subțire de gheață. Rotația neobișnuit de rapidă, densitatea înaltă și suprafața sa de ghea- ță cristalină de apă se crede că ar fi rezul- tatul unei coliziuni violente. Haumea are doi sateliți naturali, Hi'iaka și Namaka. . . Des- coperită în 2005 la Observatorul Palo- mar (SUA), Makemake a fost clasificată ca o planetă pitică și „plutoid" în 2008 (fig. 9.49). Ea se află la distanța medie de 45,79 UA de la Soare. Spre deosebire de alte obiecte transneptuniene, Makema- ke nu este în rezonanță orbitală cu Nep- tun. Orbita sa este înclinată cu 29’ față de planul eclipticei, mai mult decât cea a lui Pluto. Are perioada de revoluție de 309,9 ani. 246 .......Planeta pitică Eris cu satelitul Dysnomia (ilustrație, Wikipedia). . Orbita planetei pitice Eris (2003, UB313). Având diametrul egal cu aproape 1/3 din diametrul lui Pluto, Makemake este a treia planetă pitică cunoscută ca mărime din Sistemul solar și cel mai lu- minos obiect din Centura Kuiper, după Pluto. ’ . în iulie 2005 a fost anunțată descoperirea unui obiect transneptunian, denumit ulterior Eris. Descoperirea lui Eris, care s-a dovedit a fi ceva mai mare și mai masiv ca Pluto, i-a făcut pe oamenii de știință să recon- sidere, în 2006, definiția planetei. Eris, cel mai mare obiect transneptu- nian cunoscut (fig. 9.50) este și cea mai mare planetă pitică-plutoid din Sistemul solar, având diametrul de 3000 km, cu 700 km (25%) mai mare decât cel al lui Pluto. Capacitatea de reflexie a lui Eris este similară cu cea a lui Pluto. Planeta pitică Eris este situată în regi- unea exterioară a Sistemului solar denu- mită Discul împrăștiat {difuz), la distanța de peste trei ori mai mare de la Soare decât Pluto. Orbita sa, ca și cea a lui Plu- to, este înclinată față de planul eclipticei și are excentricitatea mare, cu periheliul la 38,2 UA (aproximativ distanța lui Plu- to de la Soare) și afeliul la 97,6 UA de la Soare (fig. 9.51). Are perioada de revolu- ție de 557 ani, adică de 2 ori mai lungă decât cea a lui Pluto. Eris are un singur satelit cunoscut, Dysnomia. Toate obiectele care orbitează în ju- rul Soarelui, dar nu sunt nici planete, nici planete pitice, fac parte din catego- ria corpurilor mici ale Sistemului solar. în conformitate cu clasificarea aprobată prin rezoluția Uniunii Astronomice Inter- naționale din 2006, categoria corpurilor mici ale Sistemului solar include: asteroizii clasici (cu excepția lui Ceres reclasificat în planetă pitică), centau- rii și troianii; 247 obiectele transneptuniene (cu excep- ția plutoizilor Pluto, Haumea, Make- make și Eris); cometele și corpurile meteoritice. Distanțele medii aproximative, în unități astrono- mice, ale planetelor de la Soare pot fi estimate cu ajutorul relației empirice, formulată în 1766 de fizicianul și mate- maticianul german Johann D. Titius și aplicată de astronomul Johann E. Bode (relația Titius-Bode): d = 0,4 + 0,3-2'"² (UA), în care d este distanța medie a planetei (semiaxa mare a orbitei în UA); i - nu- mărul de ordine al planetei (în cazul planetei Mercur trebuie să se considere i = - ). în Tabelul 9.1 sunt date, pentru comparație, distanțele calculate cu re- lația Titius - Bode, alături de distanțele reale ale planetelor. Tabelul 9.1. Mercur - ~ 0,4 0,387 Saturn 7 10,0 9,539 Neptun - - 30,070 Se observă că relația Titius - Bode aproximează în mod satisfăcător dis- tanțele planetelor la Soare, însă există și două excepții. Astfel, la distanța de 2,8 UA nu se găsește nici o planetă, însă aceasta este aproximativ distanța medie a centurii de asteroizi. Cea de a doua excepție vizează pla- neta Neptun care nu se încadrează în și- rul lui Titius - Bode, deoarece termenul următor după planeta Uranus corespun- de planetei pitice Pluto. Aceasta ar su- gera ipoteza că Neptun ar fi fost captat în câmpul gravitațional al Soarelui mai târziu. sunt corpuri mici solide, neregulate de rocă ce orbitează în jurul Soarelui. în prezent, se cunoaște că re- giunea dintre orbitele planetelor Marte și Jupiter este populată de zeci de mii de corpuri, a căror mărime variază de la câteva sute de kilometri până la dimen- siuni microscopice. Din relația Titius - Bode rezulta că în- tre orbitele planetelor Marte și Jupiter ar lipsi o planetă cu distanța medie de la Soare egală cu 2,8 UA. La 1 ianuarie 1801, astronomul italian Giuseppe Piazzi a descoperit întâmplător un obiect care părea a fi o stea, însă observațiile ulte- rioare demonstrau că poziția lui printre stele variază. După ce matematicianul german Carl F. Gauss i-a calculat orbi- ta, s-a constatat că a fost descoperit un corp mic ce gravitează în jurul Soarelui la distanța medie de 2,77 UA având pe- rioada de revoluție de 4,6 ani. Corpul ceresc nou descoperit a fost denumit Ceres, care mai apoi s-a dovedit a fi cel 248 Tabelul 9.2. 1. Ceres 1801 -950 2,77 4,6 2 Pallas 18(12 mii "2 4 61 3. Juno 1804 500 2,67 4,36 4 Vesta 1807 540 2.36 1,63 5. Hygeia 1849 350-500 3,14 5,56 (■ 1 ros 1898 14 4 II _ 1 1 2 45X I.'6 mai mare asteroid și cea mai apro-pia- tă de Soare planetă pitică. în curând au fost observate alte trei obiecte de acest tip - Pallas, Vesta și Juno (Tabelul 9.2). Aceste noi obiecte au fost denumite ge- neric asteroizi (adică asemănătoare cu stelele) sau planete minore. Asteroizii pot fi observați prin telescop ca niște stele slab strălucitoare care se depla- sează foarte lent pe cerul înstelat, având traiectorii aparente sub formă de bucle, asemenea planetelor superioare. Toți asteroizii, cu excepția celui mai mare, Ceres, fac parte din categoria obiectelor sau corpurilor mici ale Siste- mului solar. Majoritatea asteroizilor se mișcă între orbitele planetelor Marte și Jupiter. Această zonă cuprinsă între 2,3 și 3,3 UA de la Soare este numită Cen- tura principală de asteroizi (fig. 9.52). Există însă și asteroizi ale căror orbite au excentricități neobișnuit de mari, astfel încât ele se extind dincolo de Centura asteroizilor. De exemplu, asteroidul Ika- rus la periheliu se apropie de Soare la distanța de 0,2 UA, adică mai aproape decât Mercur. Asteroizii care orbitea- ză în apropiere de Pământ sunt numiți obiecte NEO (near-earth objects). Asteroizii sunt compuși în mare par- te din rocă refractară și minerale, la care se mai adaugă gheața. Ei au for- ma neregulată (cu excepția lui Ceres) și sunt lipsiți de atmosferă (fig. 9.53). Forma neregulată a asteroizilor ar pu- tea însemna că ei reprezintă fragmente rezultate în urma unor coliziuni. Potrivit uneia din ipoteze, între orbitele plane- telor Marte și Jupiter ar fi existat o pla- netă care s-a sfărâmat prin ciocnirea cu alte corpuri sau sub acțiunea forțelor mareice exercitate de Jupiter. Calculele însă arată că dacă toți asteroizii cunos- cuți ar fi concentrați într-o sferă, aceas- ta ar avea masa totală de aproximativ 20 de ori mai mică decât masa Lunii și ar forma o planetă cu diametrul de nu- mai circa 1500 km. 249 Cercetătorii consideră că Centura de asteroizi este alcătuită din resturile ră- mase de la formarea Sistemului solar, care din cauza acțiunii gravitaționale a planetei gigante Jupiter nu au reușit să se concentreze într-un singur corp. Cor- purile din Centură sunt distribuite atât de rar, încât navele spațiale au trecut printre ele fără niciun incident. Se cunoaște că peste 150 de astero- izi au câte unul sau doi sateliți. Primul sistem asteroid-satelit a fost descoperit în 1993 - asteroidul Ida și satelitul său Dactyl. Până în prezent, mai mult de 10 nave cosmice au avut printre obiective explo- rarea asteroizilor. Misiunea NEAR Sho- . . Centura principală de asteroizi și asteroizii troiani de pe orbita lui Jupiter. emaker (Near Earth Asteroid Rendez- vous) (NASA) lansată în 1996 a avut ca scop cercetarea directă a asteroidului Eros. Sonda spațială robotizată NEAR a fost plasată pe orbită în jurul astero- idului după care a urmat aterizarea pe asteroid la 12 februarie 2001. Obiectivul științific principal al misiunii NEAR a fost transmiterea de date privind compoziția, distribuția masei, câmpul magnetic și alte proprietăți ale asteroidului. Aceste date sunt utile pentru a înțelege carac- teristicile asteroizilor în general, relația lor cu meteoriții și cometele, precum și condițiile care au existat în perioada timpurie a Sistemului solar. Misiunea Dawn (NASA) este prima misiune care a ‘ . .. : .Asteroidul Gaspra (Misiunea Galileo, NASA, 1991). : . — . Orbita centaurului Hidalgo. orbitat (în 2011) un asteroid, Vesta, din Centura principală. Asteroizilor li se atribuie nume pro- prii din mitologia greco-romană, dar și nume de personalități marcante, denu- miri geografice etc. Unuia din asteroizi având magnitudinea aparentă de 16,5™, de exemplu, i s-a atribuit numele Mol- dova. Există, de asemenea, asteroizi care poartă numele unor personalități marcante din spațiul românesc: Mihai Eminescu, Eugen Doga, Nicolae Do- nici, Eugen Grebenicov ș.a. Astrono- mul de origine basarabeană Alexandru Deutsch ( ), (Observatorul Pulkovo, Ru- sia) a descoperit un asteroid căruia i s-a atribuit numele Reni, după locul de baș- tină al astronomului (or. Reni, regiunea Odessa, Ucraina). ;' reprezintă o clasă de obiec- te de gheață cu orbite instabile care au caracteristici atât de asteroizi, cât și de comete. Centaurii au orbite situate în general între Jupiter și Neptun, adică în- tre 5,5 UA și 30 UA, care intersectează ori au intersectat orbita unea sau a mai multor planete gigante. Ei au durata de viață dinamică de câteva milioane de ani. Primul obiect de acest tip este Hidalgo, descoperit în 1920, care se îndepărtează la afeliu până la 9,54 UA (fig. 9.54). Cel mai mare din centaurii cunoscuți este Chariklo, descoperit în 1997, care are 260 km în diametru și două inele înguste și dense. Unii centauri cum ar fi Chiron, primul centaur descoperit, și Echeclus sunt clasificați atât ca astero- izi, cât și comete, deoarece ei dezvoltă o coadă ca și cometele, atunci când se apropie de Soare. ” Unii asteroizi formează fa- milii cu orbite apropiate. Astfel, plane- ta Jupiter este „escortată" pe orbita sa de 15 asteroizi împărțiți în două grupuri numite „Greci" (10 asteroizi) și „Troiani" (5 asteroizi). Troianii sunt localizați în punctele Lagrange L₄ sau Lₛ ale orbitei lui Jupiter - regiuni stabile din punct de 251 250 . Cometa Hale-Bopp, 18 martie 1997. .. . Cometa Halley. Telescop AT-400. Foto: Nacu I. (Liceul Real Republican, Chișinău). vedere gravitațional care preced sau ur- mează planeta pe orbita sa (fig. 9.52). Grecii se mișcă în jurul Soarelui aproxi- mativ pe orbita lui Jupiter, cu 60° înain- tea acestuia, iar Troianii cu 60°în urma lui Jupiter, astfel încât Soarele, Jupiter și aceste două grupuri de asteroizi formea- ză două triunghiuri echilaterale. Termenul de troian este folosit, de asemenea, pentru a denumi corpuri mici din orice punct Lagrange al orbitei unei planete sau al unui satelit. Cometele sunt corpuri mici din Sistemul solar cu dimensiuni de până la câteva zeci de kilometri, alcătu- ite din gaze înghețate, rocă, gheață de apă și praf, care au rămas neintegrate în corpuri mai mari la formarea Sistemului nostru planetar. în limba greacă veche cuvântul „cometă" înseamnă „stea cu coadă". Când se apropie de Soare, cometa se încălzește eliminând praf și gaze care formează o coadă difuză de diverse for- me ce se extinde la milioane de kilome- tri în direcție opusă Soarelui (fig. 9.55). Cometele au strălucirea maximă atunci când sunt aproape de Soare, ele fiind vi- zibile de obicei înainte de răsăritul sau după apusul Soarelui. Multe comete sunt descoperite de astronomi amatori. Studiul acestor obiecte este de mare im- portanță, deoarece ele sunt "martori" ai istoriei timpurii a Sistemului solar. Come- tele sunt cunoscute încă din antichitate, în China există înregistrări ale cometei Halley care datează din anul 240 Î.Hr. Natura extraterestră a cometelor a fost pusă în evidență de Tycho Brahe care a descoperit că, fiind observată din diferite locuri, cometa are aceeași poziție printre stele și deci se află mai departe decât Luna. Mișcarea comete- lor a fost explicată pentru prima dată de astronomul englez Edmund Halley, cal- culând orbitele cometelor observate în anii 1531,1607 și 1682. El a constatat că orbitele sunt identice și a emis ipoteza că este vorba de una și aceeași cometă cu perioada de revoluție în jurul Soa- relui de circa 76 de ani. Așa cum a pre- zis Halley, cometa care astăzi îi poartă 252 . Structura cometei. numele a revenit în 1758. Trecerea cea mai recentă a cometei Halley la periheliu a avut loc în 1986 (fig. 9.56), când a fost cercetată pentru prima oară cu ajutorul unor aparate cosmice automate: Vega-1 și Vega-2 (URSS), Giotto (Agenția Spațilă Europeană) și două aparate ale Japoniei. Următoarea dată cometa va putea fi ob- servată în anul 2061. Printre descoperitorii de comete este și astronomul român Victor Daimaca (1892-1969) care a descoperit două co- mete: cometa 1943c Daimaca și cometa 1943 W1 VanGelt-Peltier-Daimaca. Cometele se mișcă pe orbite eliptice sau parabolice, care formează diferite unghiuri cu planul eclipticei. în general, periheliul orbitelor cometelor se află în regiunea planetelor interioare, iar afeliul - dincolo de planeta pitică Plu- to. Unele din comete au fost observate doar o singură dată. Perioadele de revo- luție ale acestora nu sunt cunoscute cu precizie, dar se presupune ca ar atinge mii și milioane de ani. Cometele cu or- bite eliptice, numite comete periodice, sunt mai puțin numeroase și concentra- te aproape de planul eclipticei. Din cele circa 900 de comete ale căror orbite au fost calculate până în prezent, doar vreo 180 sunt comete periodice. Cometele devin vizibile doar atunci când se apropie de Soare. La distanța de aproximativ 1 UA de Soare, începe subli- marea materiei volatile de pe suprafeța înghețată a cometei, însoțită de formarea în jurul nucleului ei a unei atmosfere numi- tă coma sau coamă și a unei cozi lungi de gaz și praf, adesea vizibilă cu ochiul liber (fig. 9.57). Nucleul solid, relativ stabil al cometei, cu dimensiuni de la câteva sute de metri la zeci de kilometri, este consti- tuit preponderent din gheață de metan, amoniac, apă, cian, bioxid de carbon, azot cu o mică cantitate de praf și fragmente de rocă. Coama cometei reprezintă un nor rarefiat în jurul nucleului, format din vapori de apă, dioxid de carbon și alte gaze neutre, sublimate din nucleu. 253 . Impactul cometei Shoemaker-Levy 9 cu Jupiter, iulie 2004. Sub presiunea luminii și a vântului so- lar, la comete se formează cozi de praf și de ioni orientate totdeauna în direcție opusă Soarelui. Coada poate avea diferite forme, în funcție de raportul dintre forța de atracție solară, orientată spre Soare, și forța de presiune a luminii și vântului solar, orientată în direcție opusă Soare- lui. Unele comete au și „anticoadă", un fel de cioc îndreptat spre Soare, format sub acțiunea forței de gravitație solară din particule de praf. Coada de praf, ce se ex- tinde până la aproximativ 10 milioane de kilometri lungime, este formată din parti- cule de praf ejectate din nucleu și este ar- cuită pe direcția orbitei, iar coada de ioni, de câteva sute de milioane de kilometri lungime, este compusă din plasmă mar- cată de jeturi cauzate de interacțiunea cu vântul solar. Prima clasificare a cozilor de comete a fost propusă de astronomul rus F. A. Bredihin (1831-1904). Cometele au mase mici care însă nu sunt cunoscute cu precizie. Masa come- telor mai mari este estimată la aproxi- mativ 1/10 000 din masa Pământului. După aproximativ 500 de treceri în apro- piere de Soare, cometa pierde cea mai mare parte de gheață și gaz, devenind un obiect în aparență foarte asemănă- tor cu un asteroid. S-ar putea întâmpla ca mulți dintre asteroizii din apropierea Pământului să fie comete "moarte". O cometă a cărei orbită trece foarte aproape de Soare, ar putea fie să loveas- că o planetă, fie să fie aruncată în afara Sistemului solar. Un asemenea fenomen s-a produs în 1994 când nucleul cometei Shoemaker-Levy s-a descompus în zeci de fragmente care apoi au "bombardat" planeta Jupiter (fig. 9.58). Având în ve- dere masa extrem de mică a cometei în comparație cu masa Pământului, come- tele nu prezintă un pericol prea mare pentru planeta noastră. Astfel, în 1910 Pământul a trecut prin coada cometei Halley, însă la suprafața Pământului nu s-au înregistrat urme de gaze nocive - oxid de carbon și cian, prezente în coada cometei. Totuși ciocnirea Pământului cu nucleul unei comete ar provoca o explo- zie grandioasă și o undă de șoc distru- gătoare care ar produce mari dezastre. Un asemenea eveniment cunoscut ca „fenomenul Tunguska", care se presu- pune că ar fi fost provocat de o cometă, a avut loc în 1908, în Siberia centrală, când unda de șoc generată de explozia în apropiere de sol a unui corp neidenti- ficat a produs culcarea arborilor din tai- ga pe o rază de 30 km (fig. 9.59). 254 .. . Fenomenul Tunguska, 1908. Pădure culcată în urma exploziei. ... . Sonda spațială Stardust (1999) se apropie de cometa Wild-2 (stardust.jpl.nasa.gov). Problema care îi frământă mult pe astronomi este originea cometelor. Un grup numeros de comete de perioadă scurtă cuprinsă între 3-10 ani, cunoscut sub denumirea de „familia lui Jupiter", se depărtează de Soare la afeliu până la orbita lui Jupiter. Se presupune că aces- te comete se mișcau ințial pe orbite mai alungite, care însă au fost modificate de gigantul gazos. Cometele de perioa- dă scurtă sau intermediară (similare cu cometa Halley) își au originea dincolo de orbita planetei Neptun, în regiunea cu- noscută ca Centura Kuiper, la aproximativ 30-55 UA de Soare. Cometele de perioa- dă lungă (cum ar fi, de exemplu, cometa Hale-Bopp), își au originea în cele mai îndepărtate regiuni ale Sistemului solar, între 5000 și 100 000 UA de la Soare. Potrivit ipotezei emise în 1950 de astro- nomul olandez Jan Hendrick Oort (1900- 1992), Sistemul solar ar fi înconjurat, la distanța de aproximativ 50 000 UA de la Soare, de un nor sferic uriaș format din miliarde de nuclee cometare, cunoscut ca „Norullui Oort“. Perturbațiile cauzate de forțele de gravitație ale stelelor mai apropiate plasează unele nuclee come- tare pe orbite care le aduce în regiunea interioară a Sistemului solar, unde pot fi observate de pe Pământ. Există și alte ipoteze privind originea cometelor. Cometele au fost explorate de mai multe sonde spațiale. Date prețioase despre compoziția cometelor au fost obținute în misiunea spațială Stardust (NASA) (fig. 9.60) lansată în 1999 spre co- meta Wild-2 (fig. 9.61). Eșantioanele de praf și gaz colectate din coama cometei în ianuarie 2004 au fost aduse la sol în 2006 pentru a fi studiate în laboratoare- le terestre. Rezultatele preliminare arată că această cometă conține molecule de amino-acizi și că fragmentele de rocă din ea s-au format în apropiere de Soare fi- ind apoi expulzate la periferia Sistemului 255 . . Nucleul cometei Wild-2 fotografiat de sonda Stardust, ianuarie 2004 (NASA). ... . . Misiunea Rosetta (ESA) la cometa 67P Churyumov-Gherasimenko, 12 noiembrie 2014. Colaj: ESA. solar. Aceasta ar însemna că pe Pământ puteau să ajungă molecule prebiologice din cosmos. Se așteaptă să aducă o con- tribuție substanțială în problema originii cometelor și sonda spațială Rosetta, lan- sată în 2004 de Agenția Spațială Europea- nă spre cometa periodică 67P/Churyu- mov-Gerasimenko la care ea a sosit în au- gust 2014 devenind un satelit al acesteia (fig. 9.61, b.) La 12 noiembrie 2014, de pe Rosetta s-a desprins aparatul Philae care a aterizat pe cometă pentru a o cerceta. Cometele prezintă un interes științific deosebit, pentru că ele conțin apă și mo- lecule organice bogate în carbon, hidro- gen, oxigen și azot pe care au putut să le aducă pe Pământ dând naștere vieții. Aproape în fiecare noapte senină se pot observa pe cer „stele căzătoare", cum li se spune în mod obișnuit. Acest feno- men însă nu are nimic în comun cu ste- lele. în realitate, acestea sunt particule sau corpuri solide de mici dimensiuni, numite corpurimeteoritice sau meteoro- izi, care cad în atmosfera terestră lăsând o urmă strălucitoare. Meteoroizii sunt considerabil mai mici decât aste- roizii. Majoritatea din ei reprezintă frag- mente de comete sau asteroizi, în timp ce alții sunt resturi împrăștiate în spațiu în urma impactului unor corpuri masive cu Luna sau planeta Marte. Intrând în atmosfera terestră, meteoroidul se încălzește până la incandescență prin frecare cu molecu- lele de aer din straturile superioare ale atmosferei, formând o urmă luminoasă, în terminologie științifică, fenomenul luminos observat ca o urmă străluci- toare, produsă de un meteoroid în 256 ' . . . Curentul meteoric Leonide (cu radiantul în constelația Leul). . Un bolid. atmosfera Pământului prin frecarea cu aerul este numit meteor (în greacă în- seamnă „fenomen produs sus în aer"). în atmosfera Pământului intră în fiecare an circa 15 000 de tone de meteoroizi, mi- crometeoroizi și praf cosmic. Meteoroi- zii, de obicei, ard și se evaporă în atmo- sferă înainte de a ajunge la înălțimea de 70-80 km de la suprafața Pământului. Meteorii pot apărea fie ca fenomene izolate, fiind numiți în acest caz meteori sporadici, fie în număr mare sub formă de „ploaie de stele", fenomen denumit curent meteoric. Meteorii din curentul meteoric converg aparent într-un punct al cerului numit radiant. Curentului me- teoric i se atribuie numele constelației în care se află aparent radiantul respec- tiv (fig. 9.62). Din observații s-a consta- tat că corpurile meteoritice, de regulă, se mișcă pe orbita unei vechi comete. Unii curenți meteorici revin în fiecare an cam la aceeași dată, atunci când Pă- mântul traversează orbita unei comete. Astfel, curentul meteoric Perseidele (cu radiantul în constelația Perseu) este ob- servat anual între 9 și 13 august, când Pământul intersectează orbita cometei Swift-Tuttle. Cometa Halley este sursa curenților meteorici delta-Aquaride ob- servat în iulie și Orionide observat în oc- tombrie. în urma observațiilor efectuate asu- pa cometelor periodice s-a constatat că acestea sunt supuse unui proces de dezagregare rapidă. Un exemplu clasic îl reprezintă cometa Biela descoperită în 1772 și apoi observată până în 1845, după care a dispărut. în 1872, când Pă- mântul i-a intersectat orbita, a fost ob- servat doar un curent meteoric. Corpurile meteoritice pot avea ma- sele de la zeci de grame la mii de kilo- grame. La intrarea în atmosferă a unui corp meteoritic masiv acesta poate genera un meteor neobișnuit - o sferă de foc foarte strălucitoare de culoare roșiatică, numită „bolid" (în greacă - 257 „suliță") (fig. 9.63). Cercetările spec- trale arată că temperatura bolizilor la suprafață atinge valori de 2000-3000 K. La altitudini de circa 50-60 km ei au strălucirea maximă și culoarea albastră, însă la înălțimea de circa 30 km bolizii, de obicei, scad în strălucire, schimbân- du-și culoarea. în urma frecării cu stra- turile de aer, viteza lor de zbor se redu- ce și în locul bolidului apare un mic nor compus din particule minuscule, care coboară lent și poate fi observat încă timp de vreo două ore. în spațiul in- terplanetar există mari cantități de praf, rezultat în urma ciocnirilor dintre astero- izi, bucăți de rocă, fragmente de corpuri din Sistemul solar. Cometele constituie o altă sursă neîntreruptă de particule de praf de diferite dimensiuni. în sfârșit, o anumită cantitate de praf a rămas de la formarea Sistemului solar. Praful inter- planetar formează un nor concentrat în planul eclipticei care reflectă lumina so- lară. Această lumină este observată de pe Pământ sub forma unui triunghi de lumină difuză după apusul sau înainte de răsăritul Soarelui, numită lumina zo- diacală (fig. 9.4). Particulele de praf interplanetar sunt înregistrate cu ajutorul unor dispozitive speciale, instalate la bordul aparatelor cosmice. Cele mai mici particule de praf părăsesc Sistemul solar sub presiunea luminii solare. Particulele mai masive sunt frânate și în cele din urmă cad pe Soare. Intrând în atmosfera terestră cu Ablațiune ■ fenomen fizic prin care un corp care străbate atmosfera cu mare viteză pierde din sub- stanță, devenind incandescent prin frecarea cu aerul (DEX 1998). Meteoritul Chelyabinsk, Rusia (2013). -• ■ Craterul meteorit* Arizona avand vârsta de 50 000 de ani. . .Meteoritul Hoba (1920, Namibia), 66 tone, 2,7 m x 0,9 m. (elenanastase.blogspot.com). viteze foarte mari, particulele de praf interplanetar se încălzesc puternic și de- vin incandescente generând fenomenul de meteor. " Un corp (meteoroid, cometă sau asteroid) care la trecerea prin atmosferă nu se dezintegrează complet prin fenomenul de ablațiune¹ și ajunge la suprafața planetei, este nu- mit meteorit. Ca urmare a trecerii prin atmosferă, pe suprafața meteoritului se formează o crustă subțire de fuziu- ne de culoare neagră sau brună închisă, care servește și ca un criteriu de iden- tificare a meteoritului. La impactul me- teoroizilor masivi cu scoarța terestră se produce o explozie extrem de pu- ternică, în urma căreia se formează un crater uriaș, iar o mare parte din mete- orit se transformă în gaze incandescen- te. Căldura degajată în urma exploziei poate declanșa mari incendii. Mai rar, impactul poate provoca chiar și cutre- mure de Pământ. în marea lor majorita- te, meteoriții sunt compuși din fier, din rocă sau din amestec de fier și rocă. Căderea de meteoriți masivi este un eveniment foarte rar. Unul dintre cei mai mari meteoriți găsiți pe Pământ este meteoritul feros Hoba căzut în 1920 în Namibia (Africa de Sud-Vest) (fig. 9.64). Acesta cântărește aproximativ 54 de tone, însă a format un crater de numai 1,5 m adâncime. Un alt meteorit masiv, Sihote-Alin, a căzut în 1947, la 500 km de Vladivostok, Rusia, formând aproa- pe 100 de cratere de diferite mărimi. Se estimează că corpul meteoritic ar fi avut masa totală în jur de 1500 de tone și s-a dezintegrat la înălțimea de vreo 7 km. O enigmă rămâne așa-numitul „me- teorit" Tunguska care se presupune că ar fi produs explozia violentă din 30 iu- nie 1908 între râurile Ciuni și Podkamen- naia Tunguska din ținutul Krasnoiarsk, Siberia. Abia după 20 de ani de la explo- zie s-a constatat că unda de șoc a dobo- rât toți copacii pe o rază de 10-20 km (fig. 9.59). Academicianul V.G. Fesenkov estimase masa acestui presupus me- teorit la un milion de tone și viteza la 60 km/s. Unii cercetători însă consideră că acest corp ar fi fost o mică cometă. Cel mai recent este meteoroidul de la Chelyabinsk (Rusia) care a intrat în at- mosfera terestră la 15 februarie 2013 cu viteza de aproximativ 19 km/s (fig. 9.65). El a fost observat ca un superbolid stră- lucitor care a explodat în aer la înălțimea de circa 29,7 km. Având masa inițială es- timată la aproximativ 12000-13000 de tone (mai masiv decât Turnul Eiffel) și diametrul în jur de 20 m, acesta este cel mai mare obiect natural cunoscut care a intrat în atmosfera Pământului după fenomenul Tunguska din 1908. Pe Pământ s-au păstrat și cratere me- teoritice străvechi. Unul dintre acestea este craterul din Arizona (SUA) având diametrul de 1186 m, adâncimea de cir- ca 170 m și vârsta de circa 50000 de ani (fig. 9.66). Un alt crater meteoritic vechi este craterul preistoric uriaș Chicxulub situ- at în peninsula Yucatan din Mexic. După ultimele analize radiometrice de înaltă precizie, acesta a fost produs în urmă cu aproximativ 66 de milioane de ani de im- pactul unui meteorit de aproape 10 km în diametru. Diametrul mare al crateru- lui, de circa 180 km, arată că explozia 259 258 ’ . . . Meteorit pietros chondritic, 30 x 29 x 26 cm, masa 39,8 kg (Rusia, 1949). provocată de impact ar fi fost echiva- lentă cu explozia a mai multor miliarde de bombe atomice de puterea celei de la Hiroshima. Se presupune că impactul acelui meteorit ar fi cauzat extincția în masă a mai multor specii de animale, in- clusiv a dinozaurilor. Meteoriții erau cunoscuți din tim- puri străvechi ca "pietre căzute din cer". Acestea erau folosite ca obiecte de cult, de podoabă, amulete, precum și în tratarea diferitelor tumori. Din me- teoriți, probabil, au fost confecționate și primele unelte de fier în perioada preistorică. i ! în funcție compoziția chimică (mai ales, după con- ținutul de fier și nichel), meteoriții se clasifică în trei mari categorii: - meteoriți pietroși (sau aerolitici), formați din minerale silicioase și o oarecare cantitate de nichel - fier; acești meteoriți se împart în chondrite și achondrite; - meteoriți feroși (sau siderolitici), în care predomină aliajele fier - nichel; - meteoriți fiero-pietroși (sau fie- rolitici), de compoziție mixtă - amestec de silicați și aliaj nichel - fier. Elementele radioactive din meteoriți au permis să se determine vârstele lor, care sunt cuprinse între câteva sute de milioane și câteva miliarde de ani. Anali- za compoziției chimice și izotopice a me- teoriților este una din sursele principale de informații despre compoziția nebu- loasei planetare care a dat naștere Sis- temului solar și despre procesele ce au avut loc în acea epocă. Analizele chimice nu au descoperit în meteoriți elemente chimice noi sau necunoscute științei. au densitatea p = 3500 kg/m³ și alcă- tuiesc peste 60% din numărul total de meteoriți colectați pe Pământ. Ei conțin O₂ (36%), Fe (26%), Si (18%), Mg (14%) și alte elemente chimice. Datorită conținutului sporit de fier, un meteorit pietros are masa mai mare decât o piatră obișnuită de aceeași mărime, fapt care constituie și unul din criteriile de identificare. La rândul lor, meteoriții pietroși se împart în: chondrite (90%) și achon- drite (10%). Chondra reprezintă un mic globuleț (în greacă chondrula - grăunte) de olivină, (MgFe)₂SiO₄, și piroxen având diametrul de aproxi- mativ 1 mm. Se consideră că chon- drele (fig. 9.67) s-au format în jurul firelor de praf ale nebuloasei plane- tare primordiale. 260 au densitatea p = 7700 kg/m³ și conțin Fe (89%), Ni (9,1%), Co (0,6%), precum și S, Ca, Al și alte elemente chimice. Pentru identificarea unui meteorit se folosește un procedeu clasic-tratarea cu acid azotic. Dacă suprafața lustrui- tă a meteoriților feroși se tratează cu acid azotic slab concentrat, atunci pe ea apare un sistem de benzi și linii ca- racteristice, numite figurile Widman- statten-Thomson (fig. 9.68). în cazul când meteoritul feros conține puțin Ni, aceste linii sunt mai slabe. Natura liniilor Widmanstatten, care nu se for- mează în rocile terestre, nu e prea cla- ră. Se crede că ele se formează atunci când un corp masiv cu diametrul de 200-300 km s-a aflat la temperaturi de circa +900°C și la presiuni foarte înalte, apoi a fost supus unei răciri în- delungate. Aceasta arată că meteoriții feroși ar putea fi fragmente de astero- izi ori de sateliți naturali. numiți și litosideriți, au densitatea p = 4700-5600 kg/m³ și compoziția chimică intermediară. în ultimele decenii, o atenție sporită se acordă unor corpuri mici sticloase, semitrans- parente, de culoare verde-măslinie ori întunecată (neagră) și de formă rotunjită, numite tectite. Acestea au o compoziție chimică intermediară între rocile terestre și meteoriții obiș- nuiți: SiO₂ (73,29%), Al₃ (12,045%), FeO (4,48%) ș.a. Ele mai sunt numite „pie- tre din Soare" ori „pietre din Lună", dorindu-se parcă astfel să se sublini- . Meteorit feros (în secțiune) cu figurile caracteristice Widmanstâtten-Thomson. eze proveniența lor cosmică, deși că- derea lor pe Pământ n-a fost obser- vată direct. Originea acestor corpuri nu se cunoaște bine, deoarece ele nu au fost găsite imediat după căderea pe Pământ. Se presupune că tectitele s-au format în urma impactului mete- oriților cu rocile terestre, amestecân- du-se cu acestea, dar acest punct de vedere nu a fost confirmat. Cele mai vechi tectite au vârste de aproximativ 30 de milioane de ani. Tectitele au fost colectate în diverse locuri de pe Pământ, de unde provin și denumirile lor diferite: australite, indo- chinite, moldauite etc. (fig. 9.69). Tecti- tele au forma de picătură, pară, sferă, nasture etc. Tectitele moldauite își au denumirea de la numele în germană al râului Vltava (Cehia) - Moldau, pe malul căruia au fost găsite aceste tectite. Ele sunt de mări- mea unei nuci și erau cunoscute încă din antichitate. Cele mai multe moldauite 261 a) Moldauită; b) Indochinită. . Tectitele. au fost colectate în Moravia de Sud-Vest și în Bohemia. O colecție de tectite mol- dauite se află la observatoarele Valasske Mezirici și Ceske-Budejovice din Cehia (fig. 9.70). \ : i . în ultimul deceniu al sec. XX și la începutul sec.XXI, concepți- ile noastre despre regiunile periferice ale Sistemului solar, situate dincolo de orbita planetei Neptun, au cunoscut o revizuire considerabilă. în acele regiuni a fost des- coperită o adevărată „colonie" de cor- puri de gheață și rocă, cel mai mare din ele având diametrul de doar 1/5 din cel al Pământului și masa mult mai mică decât cea a Lunii. Aceste corpuri îndepărtate din Sistemul solar care orbiteazo în jurul Soa- relui la o distanță medie, mai mare decât distanța la care orbiteză planeta Neptun (30,069 UA), au fost denumite obiecte transneptuniene. în conformitate cu Rezoluția 5A adoptată de a 26-ea Adunare Generală a Uniunii Astronomice Internaționale (2006), toate obiectele transneptuniene (cu excepția plutoizilor Pluto, Haumea, Makemake și Eris) fac parte din catego- ria corpurilor mici ale Sistemului solar. Fin. 9.70. Observatorul Valasske Mezirici, Cehia. 262 Primul obiect transneptunian, Plu- to, a fost descoperit, cum se cunoaș- te, în 1930. începând din 1992, când a fost descoperit cel de al doilea obiect transneptunian, QB1, și pânâ în prezent au fost puse în evidență în jur de 1700 de corpuri transneptuniene de diferite mărimi și compoziții. Unora din acestea li s-au atribuit nume proprii, cum ar fi, de exemplu, Chaos, Deucalion, Eris, Ixi- on, Orcus, Quaoar, Sedna, Varuna ș.a. (fig. 9.6). Cel mai mare obiect transnep- tunian cunoscut este planeta pitică Eris, urmată de Pluto, Makemake și Haume- ea, iar cel mai îndepărtat este Sedna care gravitează în jurul Soarelui la distan- ța medie de 518,6 UA pe o orbită foar- te alungită având excentricitatea 0,85 (fig. 9.74). Obiectele transneptuniene orbitează în jurul Soarelui la periferia Sistemului solar, divizată convențional în trei regi- uni: Centura Kuiper, Discul împrăștiat și Norul Oort. Obiectele transneptuniene extrem de îndepărtate de Soare au temperatu- ra foarte joasă și de aceea radiația emisă de ele se situează în domeniul infraroșu al spectrului, în jurul lungimii de undă de 60 pm. Radiația cu această lungime de undă nu poate fi recepționată decât nu- mai din spațiul cosmic. Diametrul obiectelor transneptunie- ne este dificil de măsurat din cauză că ele sunt extrem de îndepărtate. El poate fi determinat cu precizie numai în cazul corpurilor mari, cu elementele orbitale bine cunoscute, cum sunt de exemplu, Pluto și Charon, folosind fenomenul de ocultație de către ele a stelelor. Diame- trele obiectelor mai mici pot fi estimate prin măsurarea radiației termice emise de ele sau după albedo (raportul dintre fluxul de radiație reflectată de suprafața obiectului și fluxul de radiație incidență pe aceasta). Dimensiunile celor mai mari obiecte cunoscute au fost determina- te prin observații în IR cu ajutorul tele- scopului spațial Spitzer (lansat în 2003, NASA). în Tabelul 9.3 sunt prezentate carac- teristicile unor obiecte transneptuniene recent descoperite, alături de cele ale transneptunianului Pluto, pentru com- parație. Legendă: TNO - obiect transneptuni- an; q - distanța la periheliu; Q - distan- ța la afeliu; a - semiaxa mare a orbitei; D - diametrul; T- perioada siderală de revoluție în jurul Soarelui; CK - Centura Kuiper; DÎ - Discul împrăștiat; NO - No- rul Oort. Din Tabelul 9.3 se vede că marea majoritate a obiectelor transneptune- ne descoperite până în prezent aparțin Centurii Kuiper. Doar un singur obiect, planeta pitică Eris, face parte din Dis- cul împrăștiat și un alt obiect, Sedna, este singurul corp transneptunian care orbitează în partea interioară a Norului Oort. Descoperirea obiectelor transneptu- niene a devenit posibilă datorită utilizării telescoapelor spațiale, precum și a celor terestre modernizate și dotate cu came- re digitale CCD (dispozitive cu cuplaj de sarcină) care permit fotografierea cor- purilor cerești extrem de slabe. 263 Tabelul 9.3. Pluto 1930 29,629 49,066 39,348 2290 Z4o CK> Haumea 2003 34,650 51.465 43 058 1500* 285 4 CK MakeMake 2005 38,269 52,842 45,555 1500 309,9 CK Eris 2003 38 98 68,01 -2500 557 DÎ' Orcus 2004 30,649 48,087 39,368 917 245,18 CK 29.740 49,007 39,374 650 250 CK Quaoar 2002 41,607 44,752 43,179 -1250 288 CK Varuna 2000 40.880 45,494 43 187 -500 283 CK Deucalion 1999 41,339 46,596 43,968 -211 296 CK QB1 1992 40,933 47,293 44 113 160 289.2 CK Chaos 1998 41,025 51,099 46,062 -600 309,1 CK Sedna 2003 76,36 937 518,6 1700 10500 NO ¹ CK-Centura Kuiper ² DÎ - Discul împrăștiat ³ NO-Norul Oort Sursa: www.minorplanetcenter.net/iau/TNOs.html; Wikipedia. este o regiune în formă de disc a Sistemului solar situată la miliarde de kilometri de Soare, dincolo de orbita planetei Neptun, de la aproxi- mativ 30 UA la 55 UA, populată de obiec- te de gheață (fig. 9.71). Aceasta poartă numele lui Gerard Kuiper (1905-1973), astronom olandez care în 1951 a prezis și demonstrat existența unei centuri de obiecte de gheață dincolo de orbita lui Neptun. Centura Kuiper este populată, probabil, de sute de mii de corpuri de gheață mai mari de 100 km și de peste un trillion de comete. în Centura Kuiper își au originea cometele de perioadă scurtă de până la 200 de ani. Se crede că centaurii și unii sateliți ai planetelor gi- gante (Triton, Phoebe) ar proveni și ei din Centura Kuiper. Corpurile înghețate din • Diametrul mediu. Centura Kuiper s-au format, probabil, în epoca timpurie a Sistemului solar. Centura Kuiper clasică conține obiec- te care au orbite aproape circulare cu o înclinație mică față de ecliptică. Obiec- tele din Centura Kuiper se clasifică în ur- mătoarele două categorii: Obiecte rezonante, care sunt în rezo- nanță orbitală cu Neptun. Obiecte- 264 le cu rezonanța¹ 1:2 sunt denumite twotino, iar cele cu rezonanța 2:3 sunt denumite plutino, după repre- zentantul acestora cel mai remarca- bil, Pluto. Obiectele plutino mai mari sunt Orcus și Ixion. Obiecte clasice, denumite și cube- wano, după prototipul lor 1992 QB1, primul obiect din Centura Kuiper des- coperit după Pluto și Charon. Aceste obiecte nu sunt în rezonanță cu Nep- tun, mișcându-se pe orbite aproape circulare, neperturbate de planeta Neptun, în spațiul de la aproximativ 39,4 UA până la 47,7 UA. Alte aseme- nea obiecte cunoscute sunt corpurile transneptuniene Varuna și Quaoar, precum și planeta pitică Makemake, al treilea ca mărime obiect transnep- tunian cunoscut. Unul din cele mai neobișnuite obiec- te Kuiper este planeta pitică Haumea, al patrulea cel mai mare obiect transnep- tunian cunoscut care, probabil, în urma impactului cu un alt obiect cam de două ori mai mic a început să se rotească cu o viteză atât de mare, încât a căpătat forma unei mingi de baseball. Haumea este remarcabilă și pentru cei doi sateliți cunoscuți ai săi, Hi'iaka și Namaka. Se crede că obiectele transneptuniene mai mici reprezintă un amestec de rocă și gheață de densitate mică. Pe de altă parte, densitatea planetei pitice Haumea (2600- 3300 kg/m³) este mai mare ca densitatea lui Pluto (2000 kg/m³), fapt care sugerează că ea nu ar conține gheață. Până în prezent, Centura Kuiper nu a fost explorată de nicio navă cosmică. Se preconizează ca sonda spațială New Horizons (NASA), programată să ajungă la Pluto în 2015, va studia și unul sau mai multe obiecte din Centura Kuiper. în regiunea de- numită Discul împrăștiat, care se extin- de de la aproximativ 55 UA până la 150 UA de la Soare, a fost descoperită o mică populație de obiecte transneptuniene care se află în limitele influenței gravita- ționale a lui Neptun. Cel mai masiv obiect transneptuni- an cunoscut, descoperit în 2005, plane- ta pitică Eris este un exemplu tipic de transneptunian aparținând Discului îm- prăștiat. Eris ajunge în afeliu la distanța de 97,6 UA de la Soare, adică de două ori mai departe decât Pluto (fig. 9.51). în prezent, Eris se află la distanța de 96,7 UA de la Soare. Orbitele obiectelor din Discul îm- prăștiat formează un unghi foarte mare cu planul eclipticei și adesea sunt chiar perpendiculare pe acesta. Unii astro- nomi cred că Discul împrăștiat ar fi pur și simplu o altă regiune a Centurii Kuiper, iar obiectele transneptuniene din Discul împrăștiat sunt considerate „obiecte îm- prăștiate din Centura Kuiper". în mecanica cerească, o rezonanță orbitală are loc atunci când două corpuri in mișcare orbitală exercită o influență gravitațională periodică regulată unul asupra altuia, de obicei datorită faptului că perioadele lor orbitale sunt legate prin raportul a două numere întregi. Un exemplu este rezo- nanța orbitală 2:3 între Pluto și Neptun. Raportul 2:3 înseamnă că Pluto efectuează două rotații orbitale în timpul în care Neptun face trei rotații. 265 afara acesteia (fig. 9.72). El este o posibi- la sursă a cometelor de perioadă scurtă. Unele obiecte au periheliul orbitei unde- va în Centura Kuiper, dar afeliul mult în joară Sistemul solar. Acest roi ipotetic care ocupă spațiul de la periferia Siste- mului solar între aproximatv 5000 UA și 100 000 UA (~1,5 a.l.) de la Soare este afara acesteia, în Discul împrăștiat. Din- colo de acest disc se află o regiune vastă de spațiu aproape liber. ! < în 1950, astrono- mul olandez Jan Oort (1900-1992) a emis ipoteza potrivit căreia în jurul Soa- relui orbitează un roi gigantic de corpuri numit astăzi Norul lui Oort (fig. 9.73). Norul Oort se extinde la aproximativ un sfert de distanță până la cea mai apropi- ată stea, Proxima Centauri. Se presupu- ne că partea exterioară a Norului Oort este slab legată gravitațional de Siste- mul solar și de aceea este ușor afectată Centura Kuiper și Norul Oort. 266 de acțiunea gravitațională a stelelor apropiate din Calea Lactee. Deși nu există încă observații direc- te ale Norului Oort, astronomii au emis ipoteza potrivit căreia acolo își au origi- nea nucleele cometelor cu perioada de revoluție în jurul Soarelui de peste 200 de ani, precum și mulți centauri din fa- milia lui Jupiter. Norul lui Oort conține, probabil, mai mult de un trilion de corpuri pe orbite circumsolare, compuse în mare parte din ghețuri, de apă, amoniac și metan. Une- ori norii moleculari gigantici din spațiul extrasolar, stelele în trecere din apropie- re sau interacțiunile mareice cu discul Căii Lactee perturbează orbitele unora din aceste corpuri din regiunea exterioară a Norului Oort, făcându-le să se îndrepte spre Sistemul solar interior sub formă de comete cu perioade de mii de ani. în martie 2004 a fost anunțată des- coperirea unui obiect transneptunian care are cea mai lungă perioadă orbi- tală pentru un obiect din Sistemul so- lar, calculată la 11400 de ani. Obiectul denumit Sedna are orbita extrem de excentrică (fig. 9.74) cu afeliul estimat la 937 UA și periheliul la aproximativ 76 UA. La momentul descoperirii, Sedna era cel mai îndepărtat obiect din Siste- mul solar vreodată observat, aflându-se la 89,6 UA de la Soare în mișcare spre periheliu, unde va ajunge în jurul anilor 2075-2076. Deși Sedna este considerată oficial de către Centrul de Planete Mino- re al Uniunii Astronomice Internaționale ca un obiect din Discul împrăștiat, des- coperitorul ei Michael E. Brown a suge- Orbita lui Pluto rat ideea că la periheliu ea este prea în- depărtată pentru a putea fi afectată de atracția gravitațională a planetei Neptun și de aceea trebuie considerată mai de- grabă un obiect din Norul Oort interior, decât un membru al Discului împrăștiat. Deci, Sedna ar fi primul obiect observat aparținând părții interioare a Norului Oort. Sedna are culoarea roșiatică ase- mănătoare cu cea a planetei Marte și temperatura la suprafață de 33 K. Ea face o rotație în jurul axei în aproximativ 10 ore. Măsurările efectuate în 2012 de 267 Observatorul spațial Herschel au sugerat că Sedna are un diametru de aproximativ 995 km, adică mai mic decât cel al sate- litului Charon al planetei Pluto. Astronomii consideră că obiectele care alcătuiesc Norul Oort ar fi resturi de la formarea Sistemului solar în urmă cu aproximativ 4,6 miliarde de ani. Limina exterioară a Norului Oort este granița cosmologică a Sistemului solar și a regi- unii de dominație gravitațională a Soa- relui care se estimează la aproape 2 a.l. în noiembrie 2012, NASA a anunțat că nava spațială Voyager-1 a intrat în zona de tranzit la limita exterioară a Sistemu- lui solar (fig. 8.11). 9.14. Descrieți particularitățile fizice ale celor patru sateliți galileeni ai pla- netei Jupiter: Io, Europa, Ganime- de și Callisto. 9.15. Descrieți și explicați natura inele- lor planetei Saturn. 9.16. Enumerați rezultatele principale obținute cu ajutorul sondei spați- ale Huygens care a atins suprafața satelitului Titan al planetei Saturn (2004). Prin ce se explică interesul deosebit al astronomilor pentru acest satelit? 9.17. Descrieți și explicați particularită- țile mișcării de rotație a planetei Uranus. 9.18. Magnitudinea aparentă a planetei Neptun este 7,8m. Ar putea fi ob- servată planeta printr-un telescop refractor cu diametrul obiectivului D = 20 cm? 9.19. Când un asteroid prezintă pericol real pentru civilizație? 9.20. Cometa Halley are perioada de revoluție de 75,3 ani și excentrici- tatea e = 0,967. Calculați distanța minimă (la periheliu) și distanța maximă (la afeliu) de la Soare a acestei comete. R.: q= 0,5885 UA; Q = 35,076 UA. 9.21. Care sunt deosebirile esențiale în- tre un meteoroid, meteor, bolid și meteorit. 9.22. S-ar putea observa un curent me- teoric pe Lună? 9.23. Cum se poate deosebi un meteorit găsit pe Pământ de o piatră obiș- nuită? 9.24. Determinați perioada și excentrici- tatea orbitei unei comete cu afe- liul la periferia Norului Oort, la dis- tanța Q = 100000 UA de la Soare, și periheliul în regiunea orbiei pla- netei Pluto, la distanța q = 40 UA de la Soare. R.: T = 11,2 • IO⁶ ani; e = 0,9992. 268 Capitolul X. X. Stelele sunt cele mai numeroase și mai cunoscute corpuri cerești. Pe bolta cerească cu ochiul liber se pot vedea circa 3000 de stele, iar pe întreaga sferă cerească - aproximativ 6000 (fig. 10.1). O lunetă școlară cu diametrul obiectivu- lui de 8-10 cm ne permite să observăm aproape un milion de stele, în timp ce cu ajutorul celor mai performante tele- scoape s-au înregistrat peste două mili- arde. Practic toate stelele observate pe cer fac parte din marea familie a stelelor legate fizic între ele prin forțe gravitațio- nale, care formează sistemul nostru ste- lar, numit Galaxia Calea Lactee. Deși stelele au dimensiuni enorme, ele se văd ca niște puncte luminoase . . Stelele. Credit: Chris Hetlage (apod.nasa.gov). 269 sclipitoare, chiar și prin cele mai mari te- lescoape terestre, datorită distanțelor ex- trem de mari la care se află de noi. Dat fiind faptul că pe parcursul unor perioade îndelungate de timp distanțele unghiu- lare aparente dintre stele rămân practic aceleași, se creează impresia că stelele sunt fixe, nemișcate pe bolta cerească. Stelele reprezintă corpuri cerești gazoase care radiază lumină proprie ca și Soare- le nostru, cea mai apropiată stea de noi. Ideea că stelele sunt niște „sori" a fost ex- primată încă de filozofii din antichitate, iar mai târziu - de către Giordano Bruno. Sin- gura sursă de informație despre structura și compoziția chimică a stelelor o constiuie radiațiile emise de ele pe toate lungimile de undă. Caracteristicile fizice ale stelelor care pot fi măsurate direct sunt magnitu- dinea aparentă, spectrul, culoarea și dis- tanțele unghiulare dintre ele. Stelele dau naștere și determină distribuția a elementelor mai grele, decât hidrogenul, în Univers, cum ar fi carbonul, azotul, oxigenul, iar caracte- risticile lor sunt strâns legate de carac- teristicile sistemelor planetare care se pot forma în jurul lor. Din această cauză, studiul nașterii, vieții și dispariției stele- lor este o problemă fundamentală a as- tronomiei. 1. bm;in<>--iu ■ . ; I- . Luminozi- tatea a fost definită (v. § 6.2) ca energia totală radiată de o stea în unitatea de timp în toate direcțiile pe toate lungimi- le de undă. Vom considera o stea cu lu- minozitatea L și magnitudinea absolută M și Soarele cu luminozitatea Lₒ și mag- nitudinea absolută M,. Relația dedusă mai înainte (v. § 6.3) dintre iluminanța (EJ și magnitudinea aparentă (m) a două stele: este valabilă și poate fi aplicată, de ase- menea, pentru luminozitatea și magnitu- dinea absolută ale unei stele și Soarelui: lg(L/Lₒ) = 0,4(M -M). De obicei, luminozitatea stelelor se exprimă în luminozități solare, adică se consideră că Lₒ = 1, și atunci luminozita- tea unei stele exprimată în luminozități solare este dată de relația: Ig L = 0,4(M₃ - M), în care magnitudinea absolută a Soare- lui, Mq = + 4,8m. । Stele- le sunt foarte variate ca mărime. Astfel, de exemplu, supergigantele roșii Betel- geuse (a Orion) și Antares (a Scorpionul) sunt de sute de ori mai mari în diametru decât Soarele (fig. 10.2), iar steaua W Cephei ar putea cuprinde în interiorul ei Sistemul nostru solar până la orbita pla- netei Jupiter. Dacă se cunoaște luminozitatea și temperatura stelei, raza ei poate fi de- terminată aplicând legile radiației termi- ce (v. § 6.7). Luminozitatea stelei poate fi scrisă sub forma: L = S-e, unde S este aria suprafeței stelei, iar e este emitanța radiantă - cantitatea de energie radiantă emisă de unitatea de arie (1 m²) a suprafeței stelei în unitatea de timp (1 s). în aproximația că steaua este un corp negru, £ poate fi calculată cu legea Stefan-Boltzmann: e = a V, 270 Mărimile unor stele, comparate cu Soarele (www.astro-urseanu.ro). unde a = 5,67-10'⁸ W/(m²-K“) este con- stanta lui Boltzmann și T este tempera- tura efectivă a stelei. Deci, luminozitatea stelei este: L = unde R este raza stelei. Din această for- mulă se poate obține raza stelei: « = r²yz,/4w. Așadar, știind luminozitatea și tem- peratura stelei, se poate calcula raza ei. Procedând în același mod cu luminozita- tea Soarelui, raza stelei se poate expri- ma în raze solare. Razele stelare determinate prin această metodă s-au confirmat pe de- plin atunci când a devenit posibilă mă- surarea diametrului unghiular al câtorva stele mai apropiate cu ajutorul interfe- rometrului stelar. . Stelele au stră- luciri și culori diferite. Culoarea unei stele, ca și a unui corp încălzit, este de- terminată de temperatura sa. Acest fapt ne permite să determinăm temperatu- ra stelelor după distribuția energiei în spectrul acestora. Radiația emisă de o stea are intensitatea maximă pe o anu- mită lungime de undă (Aₘₐₓ) care după legea lui Wien este invers proporțională cu temperatura absolută a stelei: Aₘ„ = 2898/1. Aici T se exprimă în Kelvini (K) și Aₘₐₓ—în micrometri (pm). Din legea lui Wien rezultă că la creșterea tempera- turii maximul intensității radiației se 271 deplasează spre undele mai scurte. Din observații s-a stabilit că stelele au tempe- raturi cu prinse între aproximativ 2500 K și 50 000 K. Cele mai înalte temperaturi au stelele albastre, urmate de stelele albe, apoi de cele galbene, portocalii. Cele mai reci sunt stelele roșii. Un exemplu de stea albastră este Spi- ca (a din constelația Fecioara). Stelele Vega (a din constelația Lira) și Altair (a din constelația Vulturul), vizibile la noi vara și toamna, și Sirius (a din constelația Câine- le Mare), care este cea mai strălucitoare stea de pe sfera cerească, vizibilă iarna, sunt stele albe. Cele mai cunoscute ste- le roșii sunt Betelgeuse (a din constelația Orion) și Aldebaran (a din constelația Ta- urul), vizibile iarna, și Antares (a din con- stelația Scorpionul), vizibilă vara. Soarele nostru face parte din categoria stelelor galbene. O altă stea galbenă este Capella (a din constelația Vizitiul), vizibilă iarna. Stelele au spectrul continuu pe care se suprapun liniile spectrale de absorbție, în spectrele unor stele se observă și li- nii strălucitoare de emisie. în funcție de temperatură și de caracteristicile spec- trale, stelele au fost împărțite în tipuri sau clase spectrale, notate cu litere ale alfabetului latin. în prezent, majoritatea stelelor sunt clasificate în următoarele clase spectrale: W, O, B, A, F, G, K, M, C, S, L, T, Y. în schema inițială de clasificare, lite- rele erau dispuse în ordine alfabetică, însă atunci când a devenit clară legătu- ra dintre clasa spectrală și temperatura stelei, schema a fost reordonată în ordi- nea descreșterii temperaturii. Astfel, de exemplu, stelele din clasa spectrală O au temperatura cea mai înaltă, iar stelele de clasa M sunt cele mai reci. Stelele din fiecare clasă spectrală sunt asociate cu anumite culori convenționale corespun- zătoare maximului spectral de radiație al stelei: stelele de clasa O sunt albastre, de clasa B - alb-albastre ș.a.m.d. în sistemul actual MK (Morgan- Keenan) de clasificare a stelelor, clasele spectrale sunt divizate fiecare în 10 sub- clase spectrale, notate cu cifre de la 0 la 9, de exemplu, GO, Gl, G2, ..., G9 etc. care indică zecimi ale intervalului din- tre două clase spectrale. Clasele și sub- clasele spectrale reprezintă o secvență de temperatură în descreștere, de la stelele cu temperatura cea mai înaltă (clasa spectrală O, subclasa 0) la stele- le cu temperatura cea mai joasă (clasa spectrală M, subclasa 9). Temperatura determină culoarea stelei și strălucirea suprafeței ei. Stelele din clasa spectrală O sunt re- lativ rare și au temperatura suprafeței foarte înaltă (Tabelul 10.1), dovadă fiind intensitatea înaltă a domeniului ultra- violet al spectrului lor continuu și lumi- na albăstrie a acestor stele. în spectrul acestor stele, cele mai intense sunt lini- ile heliului ionizat și ale altor elemente multiplu ionizate (C, Si, N, O). Stelele din clasa spectrală B au tem- peraturi înalte ale suprafeței. Liniile spectrale ale heliului neutru ating inten- sitatea maximă. Sunt clar vizibile liniile hidrogenului ionizat. Stelele din clasa spectrală A sunt ste- le albe, în spectrul cărora liniile hidro- genului ating intensitatea maximă. Sunt clar vizibile liniile calciului ionizat. 272 Tabelul 10.1. i- i ' w 30000--200 000 K Albăstrie y2 Velorum O 30 (XX) - 40 000 Viok* îlKisrrâ Minraka'O9> 35000 K B 10 000 - 30 000 Alb-albăstrie Spica A (Bl) 22400 K Rigel (B8) 11000 K A 7500 - 10 000 Albă \< 99( r K F 6000 - 7500 Galben-albă Canopus (F0) 7500 K Procyon A (F5) 6600 K Capc'h sistem binar g 5000 6000 Galbena GO G« MXX. 52( 0 k Soareb G2 5%0 k K 3500 - 5000 Roșie-portocalie Arcturus (K2) 4300 K Aldebaran (K5) 4100 K \ntares M >500 k M 2500 3500 Roșie Betelgeuse M2 340T k Proxima Centauri M 5 UXX> K C 2500 - 3500 Roșie Stele de “carbon” s 2500 3500 Roșie Stele de zircon i L 1300-2400 Roșie-brună V838 Monocerotis T 500 1300 Bn na Pbce de metan Y <500 Brună Pitice brune ultra-reci întunecată Sursa: http: //portal.utpa.edu și Wikipedia, cu completările autorilor. Stelele de clasa spectrală F sunt de culoare galben-albă. Liniile hidrogenului scad în intensitate, însă crește intensita- tea liniilor metalelor ionizate (Ca, Fe, Ti). Stelele de clasa spectrală G sunt galbene și în spectrele lor predomi- nă numeroase linii ale metalelor (Fe, Ca, Na ș.a.). Liniile hidrogenului nu se evidențiază. Sunt foarte intense liniile calciului ionizat. O stea tipi- că aparținând clasei spectrale G este Soarele, a cărui spectru conține linii de metale ionizate, precum și linii foarte slabe de hidrogen. în Galaxia noastră sunt peste 100 de milioane de stele din clasa spectrală G. 273 Stelele de clasa spectrală K au tem- peraturi suficient de joase pentru a fa- voriza formarea de molecule simple. Liniile metalelor sunt foarte intense, iar liniile hidrogenului abia vizibile. Stelele din clasa spectrală M, cele mai reci dintre stelele obișnuite, au cu- loarea roșie și temperaturi foarte joase ale suprafeței, care permit formarea de molecule mai complexe. în spectrul acestor stele „reci" se observă benzi de absorbție aparținând moleculei biatomi- ce a oxidului de titan (TiO) și altor com- puși moleculari. în legătură cu descoperirea unor noi tipuri de stele cu caracteristici deosebi- te, a fost introdusă o serie de noi clase spectrale. Clasa spectrală \N. Spectrele unor stele foarte fierbinți având tempera- turile cele mai înalte, cuprinse între 30000 K și aproximativ 200000 K, prezintă linii pronunțate de emisie aparținând heliului, azotului, carbo- nului, iar uneori și oxigenului. Acestea sunt așa-numitele stele Wolf-Rayet, stele masive evoluate care, atunci când se aflau pe secvența principală, aveau masa de peste 20 mase solare și care se remarcă prin lipsa în spectrele lor a liniilor hidrogenului. Aceste stele sunt considerate a fi în mare parte super- gigante muribunde care pierd rapid din masă, circa 10 s mase solare anual, printr-un vânt stelar extrem de puter- nic cu viteze de până la 2000 km/s, din care cauză straturile lor de hidrogen au fost împrăștiate, astfel încât ele își ex- pun direct învelișurile de heliu. Cel mai vizibil exemplu de stea Wolf- Rayet este steaua y2 Velorum (y² Vel), una dintre cele mai masive și străluci- toare stele cunoscute, de milioane de ori mai strălucitoare în domeniul ultra- violet îndepărtat decât Soarele, o stea multiplă care poate fi observată cu ochiul liber la sud de latitudinea nordică de 40°. Datorită spectrului său exotic, cu linii strălucitoare de emisie în loc de linii întunecate de absorbție, ea este numită „bijuteria spectrală a cerului sudic". Pentru a clasifica spectrele infraroșii ale stelelor cu temperatura suprafeței foarte joasă, cum sunt piticele roșii, cât și piticele brune care strălucesc foarte slab în domeniul vizibil, au fost introdu- se noile clase spectrale L, T și Y. Piticele din clasa spectrală L sunt mai reci decât stelele de clasa spectrală M. Unele din aceste obiecte au mase sufi- ciente pentru a întreține fuziunea hidro- genului, masele altora însă sunt subste- lare, astfel că aceste obiecte trebuie nu- mite pitice L, nu stele L. Ele au culoarea roșie foarte întunecată și sunt extrem de strălucitoare în infraroșu. Obiectele din clasa spectrală T sunt pitice brune reci cu temperaturi ale suprafeței cuprinse între aproximativ 500 și 1300 K. Maximul de emisie al acestora este în domeniul infraroșu, iar în spectrele lor se evidențiază metanul. Clasa spectrală Y include piticele bru- ne care sunt mai reci decât cele din clasa spectrală Tși au spectre calitativ diferite, începând din august 2013, în clasa spec- trală Y au fost incluse în total 17 obiecte. Deși asemenea pitice au fost detectate 274 cu ajutorul sondei WISE (Wide-field In- frared Survey Explorer) la distanțe de până la 40 a.I., încă nu există o secvență spectrală bine definită cu prototipuri ale acestui tip de obiecte. Pe lângă clasele spectrale de bază descrise, există două clase spectrale su- plimentare reprezentând ramificări ale claselor G și K. Stelele de aceste clase se evidențiază prin compoziția chimică anormală, diferită de aceea a majorității altor stele. Clasa spectrală C, o ramificare a clasei G, conține stele de "carbon". Se deosebește de clasele K și M prin prezența liniilor de absorbție ale atomilor de carbon și a benzi- lor de absorbție ale moleculelor de carbon. Clasa spectrală S, o ramificare a clasei K, conține stele de "zirconiu" care se de- osebesc de stelele de clasa M prin faptul că în locul benzilor oxidului de titan (TiO) în spectrele lor sunt prezente benzi ale oxidului de zirconiu (ZrO). . '■ ’i- i : •. . Stelele reci (de exemplu, cele de clasele spectrale K și M) radiază cea mai mare parte de energie în domeniul roșu și infraroșu al spectrului electromagnetic și astfel par a fi roșii, în timp ce stelele fierbinți (ex., clasele spec- trale O și B) emit în cea mai mare parte pe lungimi de undă în albastru și ultraviolet și par a fi albastre sau albe. Pentru a estima temperatura suprafeței unei stele, se poate folosi relația între temperatura unui corp ne- gru" și lungimea de undă la care radiația emisă de stea are intensitatea maximă (legea lui Wien). Această metodă însă nu poate fi aplicată pentru a determina tem- peratura stelară cu exactitate, pentru că stelele nu sunt corpuri negre perfecte. O metodă alternativă constă în a mă- sura pe cale fotometrică intensitatea luminii care trece prin diferite filtre de lumină. Fiecare filtru permite să treacă numai o anumită parte din spectru. Un sistem fotometric de clasificare a stele- lor după culoare utilizat pe scară largă este sistemul UBV al lui Johnson, în care sunt folosite filtrele U - ultraviolet (X = 364 nm), B - albastru (442 nm) și V - vi- zual, verde-galben (540 nm), fiecare din ele acoperind diferite regiuni ale spec- trului electromagnetic. Fotometria UBV implică folosirea unor dispozitive sensibile la lumină (cum ar fi camera CCD) și vizarea unei stele cu telescopul, pentru a măsura intensita- tea luminii care trece prin fiecare filtru. Prin acest procedeu se obțin trei fluxuri de lumină, notate cu Fᵤ, Fb și Fᵥ. Rapor- tul fluxurilor FjFb și FjF^este o măsu- ră cantitativă a „culorii" stelei și aceste rapoarte pot fi folosite pentru a stabili o scară de temperatură pentru stele. în general, cu cât rapoartele FjFb și FJFb pentru o stea oarecare sunt mai mari, cu atât temperatura suprafeței stelei este mai înaltă. De exemplu, pentru steaua Bel- latrix din constelația Orion raportul FjFb = 1,22, indicând că ea este mai strălucitoare prin filtrul B decât prin filtrul V. în afară de aceasta, raportul FjFb = 2,22, deci strălucirea ei prin fil- trul U este cea mai mare. Aceasta arată că steaua trebuie să fie foarte fierbinte, deoarece maximul ei spectral este un- 275 deva în domeniul filtrului U. într-adevăr, temperatura suprafeței stelei Bellatrix este de circa 25000 K. Pentru steaua Betelgeuse din aceeași constelație, FJF* = 0,15 și FjFb = 0,18, prin urmare, strălucirea ei este cea mai mare prin filtrul V și cea mai slabă prin U. Deci, maximul spectral al acestei stele trebuie să fie undeva în domeniul filtru- lui V. Cu adevărat, Betelgeuse are tem- peratuira suprafeței de numai 2400 K. în astronomie, se obișnuiește să se ex- prime culorile stelelor prin indicele de cu- loare, nu prin raportul fluxurilor. Indicele de culoare se definiește prin diferența a două magnitudini stelare (legate loga- ritmic de intensitatea radiației) pe două lungimi diferite de undă. Dacă se folo- sesc filtrele de culoare U, B și V, există trei astfel de diferențe posibile independen- te. De exemplu, indicele de culoare B-V este defininit prin diferența între magni- tudinile stelare în domeniile albastru și vi- zual ale spectrului, (mB-mᵥ), iar indicele de culoare U-B este diferența analogică pentru regiunile ultraviolet și albastru ale spectrului, (mᵤ-mᵥ). Pentru a calcula indicele de culoare, se măsoară consecutiv magnitudinea stelară a unui obiect prin două filtre diferite, cum ar fi U și B sau B și V. De exemplu, indicele de culoare al stelei al- bastre Bellatrix este: B - V = -2,5 log (Fj/FJ = -2,5 log (1,22)= = -0,22 (fig. 10.3), iar indicele de cu- loare al stelei roșii Betelgeuse este B-V = -2,5 log (0,18) = 1,85. Stelele albastre și fierbinți au valori ale indicelui de culoare B-V mai mici și negative față de stelele roșii mai Tabelul 10.2. lucie d •. culc - 0,29 B0 Albastru 0,00 A0 Alb 0,31 F0 Gălbui 0,59 G0 Galben 0,82 K0 Portocaliu 1,41 MO Roșu . . Graficul indicelui de culoare. reci. După corectarea prealabilă pentru extincția și înroșirea radiației stelei pro- dusă de praful interstelar, indicele de culoare poate fi folosit pentru a deter- mina temperatura exactă a stelei. Cu cât indicele de culoare este mai mic, cu atât steaua este mai albastră (sau mai fierbinte), și invers, cu cât indicele de culoare este mai mare, cu atât stea- ua este mai roșie (sau mai rece). Aceasta este o consecință a scalei logaritmice a magnitudinilor, în care obiectele astro- nomice mai străluciotoare au magnitu- dini mai mici (mai negative) decât cele mai slabe. Pentru comparație, Soarele (temperatura suprafeței 5800 K) are indicele de culoare B - V = 0,656 ± 0,005, în timp ce steaua albăstrie Rigei (constelația Orion) are magnitudinile m₈ = 0,09, mᵥ= 0,12 și indicele de culoare B-V = -0,03. Cum se vede din tabelul 10.2, indi- cele de culoare corelează atât cu clasa spectrală, cât și cu culoarea percepută a stelei. Valorile negative ale acestor indici de culoare arată că Spica este o stea fierbin- te, a cărei radiație revine în cea mai mare parte lungimilor de undă mai scurte. Pe de altă parte, steaua Antares (constelația Scorpionul) are mB = 2,7 și mᵥ = 0,9 și deci indicele de culoare B - V = 2,7 - 0,9 = 1,8. în acest caz, valoa- rea pozitivă a indicelui de culoare B-V este un indicator că Antares este o stea rece, cu cea mai mare parte de radiație emisă pe lungimile de undă mai lungi. Sursa: James B. Kaier. Stars and Their Spectra. Cambridge University Press, Cambridge, NY, New Rochelle, Melbourne, Sydney, 1989. Exemplu. Steaua Spica (constelația Fecioara) are magnitudinile aparente mᵤ = -0,24, mB = 0,7 și mᵥ = 0,9 respectiv în regiunile ultraviolet, albastru și foto- vizual ale spectrului. Indicii de culoare respectivi sunt: B - V = 0,7-0,9 = - 0,2 U - B = -0,24 - 0,7 = - 0,94 La începutul secolului XX (1910), astro- nomul danez Ejnar Hertzsprung (1873- 1967) și astrofizicianul american Henry . Diagrama spectru-luminozitate Hertzsprung-Russell. (Credit: Thierry Lombry, www.wilmott.com). 276 N. Russell (1877-1967) au stabilit că exis- tă o dependență între tipul spectrului (adică temperatura) și luminozitatea stelei. Această dependență poate fi re- prezentată grafic într-un sistem de coor- donate în care o axă este luminozitatea (sau magnitudinea absolută) a stelei, iar altă axă este clasa spectrală (sau indice- le de culoare ori temperatura efectivă) a ei. Graficul astfel obținut este numit dia- grama spectru-luminozitate sau diagra- ma Hertzsprung-Russell (diagrama H-R) (fig. 10.4 (v. și planșa color). Diagrama spectru-luminozitate repre- zintă unul din cele mai importante instru- mente de studiu în astronomia stelară. Poziția unei stele într-un punct de pe dia- gramă este determinată de proprietățile ei fizice și de stadiul de evoluție al stelei. Diagrama permite stabilirea unor depen- dențe între caracteristicile fizice ale ste- lelor, precum și cercetarea compoziției chimice și a evoluției stelelor. Analiza diagramei H-R (fig. 10.4) arată că stelele în ea nu sunt repartizate uni- form, ci se distribuie în grupuri distincte cu proprietăți fizice asemănătoare. Cea mai bogată în stele este diagonala dia- gramei, de la colțul superior din stânga până la colțul inferior din dreapta, numită secvența principală. Pe secvența principa- lă se află majoritatea stelelor, peste 99%. în partea stângă a secvenței principale se află stelele cele mai fierbinți, aparținând claselor spectrale timpurii, iar în partea dreaptă - stelele mai reci, corespunză- toare claselor spectrale târzii. Secvența principală începe cu stele- le albastre fierbinți, a căror luminozitate optică este de 10000 de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui (un exem- plu este steaua Spica din constelația Fe- cioara). Secvența trece apoi prin stelele albe (Sirius A), albe-gălbii (Procyon), gal- bene (Soarele), portocalii (x Balena) și se termină cu piticele roșii, a căror lumino- zitate este de 1000 de ori mai slabă ca a Soarelui (Kruger 60), și cu piticele brune. Distribuția stelelor pe secvența princi- pală demonstrează că există o anumită dependență între luminozitate și tempe- ratura stelelor. Examinarea atentă a diagramei scoa- te la iveală existența și a altor secvențe, însă mult mai dispersate decât cea prin- cipală. Secvențele observate în diagra- mă exprimă dependențele luminozității stelelor de temperatură sau clasele de luminozitate. Mai sus și la dreapta de secvența principală sunt situate gigante- le galbene, portocalii și roșii. Toate aces- te stele au dimensiuni mari și respectiv luminozități înalte (Arcturus, Capella, Aldebaran). în partea superioară a diagramei, sunt dispuse stelele din secvența super- gigantelor, a căror luminozitate este de zeci și sute de mii de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui (Betelgeuse, Rie- gel, Deneb). Numărul acestor stele este destul de mic. Mai jos de secvența principală, para- lel cu ea, este dispusă seria stelelor sub- pitice. în partea inferioară a diagramei, la stânga de secvența principală este situat un grup separat de stele foarte mici, den- se și fierbinți -piticele albe (ex., Sirius B). Pe secvența principală a diagramei H-R, stelele se află cea mai mare parte din durata lor de viață activă caracte- rizată de reacțiile termonucleare cu degajare de energie. Atâta timp cât în interiorul stelei se generează energie, ea își păstrează mărimea aproape con- stantă datorită echilibrului între forțele de gravitație orientate spre centru și forțele de presiune a radiației orientate spre exterior. Cu cât steua este mai ma- sivă, cu atât este mai mare temperatu- ra suprafeței și mai înaltă luminozitatea stelei. Ca rezultat, stelele mai masive își consumă mult mai rapid rezervele de hidrogen, necesare pentru reacțiile ter- monucleare, decât stelele de masă mai mică. De exemplu, o stea cu masa de 10 mase solare va exista doar 100 de mili- oane de ani, în timp ce Soarele are dura- ta de viață de 10 miliarde de ani. Stelele dispuse pe diagramă mai sus (gigantele roșii și supergigantele) sau mai jos (piticele albe) de secvența princi- pală sunt aproape de sfârșitul perioadei lor de viață. Gigantele albastre și supergigantele albastre nu reprezintă categorii distinc- te de stele. Ele sunt pur și simplu cele mai strălucitoare și fierbinți stele de pe secvența principală. Piticele albe ale căror dimensiuni sunt apropiate de mărimea Pământului, iar masa - de masa Soarelui, au tempera- turi relativ înalte ale suprafeței (5000 - 15 000 K), dar luminozități extrem de mici. Ele reprezintă stadiul final de evoluție al stelelor de masă nu prea mare. .‘i> ! ' I ii - . Stelele sunt clasificate, de asemenea, pe clase de luminozitate, determinate în baza unor caracteristici spectrale și măsurări fotometrice, asociate cu informații pri- vind distanța la stea și gradul de extincție a luminii stelei cauzată de materia inter- stelară. în schema de clasificare Yerks, stelele sunt atribuite la opt clase de lu- minozitate notate cu cifre romane de la I la VIII (Tabelul 10.3), care exprimă lărgimea unor anumite linii spectrale de absorbție în spectrul stelei. S-a de- monstrat că această particularitate este o măsură generală a mărimii stelei și deci a luminozității totale a stelei. Ast- fel, de exemplu, stelele de pe secvența principală, unde este situat și Soarele, se raportează la clasa de luminozitate V. Clasele de luminozitate ale stelelor de aceeași temperatură se diferențiază după mărimea stelelor (hipergigante, supergigante, gigante, stele pe secvența principală (pitice), subpitice, pitice albe, pitice brune) (fig. 10.4). Apartenența unei stele la o anumi- tă clasă de luminozitate se stabilește în baza unor criterii speciale suplimentare de clasificare spectrală. De exemplu, supergigantele au, de regulă, linii spec- trale înguste, spre deosebire de liniile foarte largi ale piticelor albe. Spectrele stelelor pitice se deosebesc de cele ale gigantelor prin faptul că la pitice inten- sitatea liniilor unor metale este mai sla- bă decât la gigantele de aceeași clasă spectrală. Spectrele subpiticelor, dim- potrivă, se deosebesc prin intensitatea mică a liniilor tuturor metalelor, dato- rită conținutului mai mic de metale în aceste stele. 279 278 Tabelul 10.3. Stele având mase i luminozttă ' t enorme i rata foarte înaltă de 0 Hipergigante pierdere a masei. Din cauza masei mari, durata de viaDă a unei hipergigante este foarte scurtă, de numai câteva milioane de ani. Una dintre cele mai masive stele observate este r| Carinae. la Supcrgigante Stele extrem de masive i luminoase, m general aproape de strălucitoare star itul ciclului loi de via a Stele având masele de I0-12masesolare iluminozităide 10000 Ib Supergigante până la peste un milion de luminozităDi solare. Se întâlnesc în fi- strălucitoare ecare clasă spectrală, de la supergigantele albastre tinere de clasa O la supergigantele ro ii de clasa M. II Stele gigante relativ rare, dar foarte luminoase unele din ele strălucitoare tund de o mie de ori mai strălucitoare decai Soarele III Gigante Stele care de obicei sunt de o sută de ori mai luminoase decât Soarele, dar considerabil mai masive. IV Suhgigante Stele mult mai masive i luminoase decât Soarele. dar insuficient de masive pentru a h gigante adevărate Stelele de 0 clasă foarte numeroasă de stele de pe secvenCa principală, a V pe secvenCa căror masă ni luminozitate sunt în general comparabile cu cele principală ale Soarelui. (stele pitice) VI Suhpiticc sicii* bătrâne formate in stadiile timpurii de evolui ie a Galaxiei dm materie sarică in clemente grele Stele în stadiul final de evoludie. Obiecte compacte fierbinQi VII Pitice albe având mase de ordinul masei solare, dar raze de 100 de ori mai mici Di luminozitate mică. VIII Pitice brune Ob.cve avand masa mimm.i po-ibilăt 0.0’ mase solarei stele tinere in stadiul de contrac ic grav tta tonală Sursa: http://www.enchantedlearning.com/subjects/astronomy/stars/startypes.shtml, cu completările autorilor. Așadar, clasificarea stelelor include doi parametri: unul din ei caracterizează clasa spectrală (temperatura), iar cel de al doilea - clasa de luminozitate a stelei. De exemplu, clasificarea spectrală a Soa- relui se notează cu simbolul G2V care înseamnă „o stea de pe secvența prin- cipală de clasa spectrală G2 și clasa de luminozitate V, galbenă, cu două zecimi spre portocaliu" și indică apartenența Soarelui la grupul majoritar al stelelor în care energia este generată în reacțiile termonucleare de fuziune a nucleelor de hidrogen și formare a heliului. Studiind spectrul stelelor, se pot de- termina astfel de parametri ca presiu- 280 nea și compoziția chimică a gazului din atmosferele lor, perioada de rotație a stelei în jurul axei proprii, prezența câm- pului magnetic, viteza radială ș.a. Criteriile suplimentare de clasificare spectrală care permit determinarea cla- sei de luminozitate a stelelor, pot servi ca bază pentru determinarea spectro- scopică a magnitudinilor absolute și deci a distanțelor, cu formula: lgr=l + 0,2[m-M-A(r)], în care r = zr¹, n este paralaxa spectrală, A(r) este corecția magnitudinii pentru absorbția interstelară la distanța r. Metoda de determinare a distanțe- lor bazată pe dependența empirică a luminozității stelelor de raportul intensităților unor anumite linii spec- trale, este numită metoda paralaxelor spectrale. Spre deosebire de paralaxele stelare geometrice, paralaxele spectrale pot fi determinate și pentru obiectele foarte îndepărtate, lată de ce aceas- tă metodă joacă un rol extrem de im- portant în astronomie la determinarea distanțelor stelare. ' .în 1921, astronomul englez Arthur Eddin- gton (1882-1944) a descoperit o relație empirică între luminozitatea și masa ste- lelor de pe secvența principală: cu cât o stea este mai masivă, cu atât luminozita- tea ei este mai mare. Luminozitatea unei stele (L*) expri- mată în luminozități solare (L® = 1) este dată de relația: Ig L* = 0,4(Mₑ - M”), în care MQ = + 4,8'" este magnitudinea absolută vizuală a Soarelui; M* - magni- ... Diagrama masă - luminozitate (files.school-collection.edu.ru). tudinea absolută vizuală a stelei. Magni- tudinea stelară determinată ținând sea- ma de radiația în toate domeniile spec- trale este numită bolometrică. Diferența dintre magnitudinea bolometrică (Mbₒₗ) și magnitudinea vizuală (MJ este numi- tă corecție bolometrică: BC = Mbₒₗ - Mᵥ. Pentru Soare, corecția bolometrică BC = -O,O?” = -0,1'" și deci magni- tudinea bolometrică a Soarelui este M³bₒₗ= + 4,7m. Ținând seama de aceste relații, pentru luminozitatea bolometri- că a unei stele obținem expresia: Ig L*bₒₗ = -0,4(M* + BC - 4,7"). S-a constatat că pentru majoritatea stelelor componente din sistemele bina- re de pe secvența principală este vala- bilă, cu aproximație, următoarea relație empirică între masă și luminozitatea bo- lometrică: Această dependență a luminozității de masa stelei este numită diagrama 281 masă - luminozitate (fig. 10.5). Din această formulă rezultă că în partea su- perioară a secvenței principale se află stelele masive având masele de zeci de ori mai mari decât masa Soarelui. Mase- le stelelor descresc pe măsura deplasării în jos de-a lungul secvenței, ele atingând valori mai mici decât masa solară la ste- lele pitice. Dependența masă - luminozitate se explică calitativ prin mecanismul termo- nuclear de radiație al stelei. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât temperatu- ra în nucleul ei atinge valori mai înalte. Deci, crește probabilitatea reacțiilor de fuziune nucleară, se degajă mai multă energie și ca urmare se mărește lumino- zitatea stelei. Pentru stelele de pe secvența prin- cipală dependența statistică între lu- minozitate și masă este în acord cu dependența teoretică obținută în baza modelelor stelare, ceea ce demonstrea- ză că evoluția stelelor este determina- tă în totalitate de masa lor. Din relația masă - luminozitate rezultă că masa ste- lelor (m*) exprimată în mase solare (mG) este cuprinsă în limitele: 0,1 mQ UC + e* + v »C + ‘H -> ¹⁴N + Y ¹⁴N +‘H -> ¹⁵O + Y «O -> ¹⁵N + e‘ + v ¹SN + ³H ⁴He + ¹²C, unde v este cuanta gamma, e⁴ este po- zitronul și d - neutrino. Ciclul CNO pre- domină în stelele cu masa cuprinsă între 3,5 și 7 mase solare, situate pe secvența principală mai sus de Soare. în evoluția de mai târziu, în stele poate să se producă fuziunea heliului în carbon prin procesul alfa-triplu. în unele stele poate avea loc fuziunea carbonului în elemente și mai masive. ;. r t ; . Interiorul unei stele poate fi descris cu ajutorul a două legi fundamentale: legea conservării masei și legea conservării energiei. Tot- odată se va ține seama de faptul că echi- librul hidrostatic este atins atunci când presiunea radiației într-un strat al ste- lei egalează presiunea gravitațională și transportul de energie spre exterior se realizează prin convecție sau radiație. Să ne imaginăm interiorul unei stele format din învelișuri concentrice. în inte- riorul fiecărui înveliș, trebuie să se echi- libreze două forțe: forța de gravitație a tuturor învelișurilor de mai sus și forța de presiune orientată din interior spre exterior. Anume această condiție deter- mină structura interioară și stabilitatea stelei pe secvența principală. Energia generată în centrul ste- lei trebuie transportată la suprafață. Cum se știe din fizică, există trei căi prin care energia poate fi transportată: conducție, radiație și convecție. în stele funcționează două mecanisme de trans- port al energiei: prin raze y (transportul radiativ) în straturile interioare ale stelei și prin convecție, în straturile exterioare ale stelei, inclusiv fotosfera. în cap. VIII a fost descrisă structura interioară a Soarelui - steaua cea mai apropiată de Pământ (fig. 8.3).în esență, aceeași structură au toate stelele cu masa de aproximativ o masă solară sau mai mică, în care energia este generată prin ciclul proton-proton (PP), acestea fiind formate din: - miez sau nucleu, în care are loc gene- rarea energiei prin reacțiile termo- nucleare de fuziune a hidrogenului în heliu; - zona radiativă, învelișul din jurul nu- cleului în care are loc transportul prin radiație spre exterior al energiei generate în nucleu; - zona convectivă, următorul înveliș în care transportul de energie spre ex- terior se realizează prin fenomenul de convecție. Structura interioară a stelelor de pe secvența principală, mai masive decât Soarele, diferă de cea a stelelor mai mici, în aceste stele ce au ca sursă de energie reacțiile din ciclul carbon-nitrogen-oxi- gen (CNO), zona convectivă în care are loc transportul energiei spre exterior prin convecție este în contact nemijlocit cu nu- cleul, iar învelișul radiativ se află mai sus. 286 Astronomii pot studia interiorul ste- lelor și modul în care ele se schimbă cu timpul prin calculul unor modele ste- lare detaliate bazate pe cele patru legi de mai sus. Relația masă-luminozitate pentru stelele de pe secvența principală poate fi interpretată în baza modelelor stelare. ' . Când o protostea devine sufici- ent de fierbinte pentru ca în nucleul ei să se declanșeze reacțiile de fuziune, ea se stabilește pe secvența princi- pală a diagramei Hertzsprung-Russell (fig. 10.4). O protostea în stadiul de contracție, devenită stea, își începe ciclul său de viață pe secvența principală. Deoarece în stea nucleele de hidrogen se combi- nă pentru a forma nuclee de heliu, nu- mărul total de nuclee în miezul stelei scade. Nucleul stelei se contractă lent și straturile ei exterioare se extind trep- tat făcând steaua să se deplaseze în sus i ll:. 1O.S. Giganta roșie Antares (a Scorpio). spre dreapta dincolo de banda secvenței principale. Cât de mult o stea poate să rămâ- nă pe secvența principală, depinde de masa ei. Cu cât o stea este mai masivă, cu atât mai rapid ea își consumă hidro- genul. O stea cu masa de 25 mase sola- re își va epuiza hidrogenul în doar circa 7 milioane de ani. Pe secvența principală din diagra- ma spectru-luminozitate, steaua, la fel ca și Soarele, este în stare de echilibru hidrostatic: masa, raza și luminozita- tea ei sunt aproape constante. Steaua radiază energia generată în reacțiile termonucleare de fuziune a hidroge- nului în heliu din nucleul său. O stea rămâne în acest stadiu cea mai mare parte a duratei sale de viață. Poziția și durata de existență a stelei pe secven- ța principală depind de masa ei. în ge- neral, cu cât o stea este mai mare, cu atât durată ei de viață este mai scur- tă. Stelele masive rămân aici un timp relativ scurt de milioane de ani, iar cele cu masa mică - zeci de miliarde de ani. Soarele va rămâne pe secvența principală de pe diagrama H-R pentru aproximativ 10 miliarde de ani. Pe parcursul întregului ciclu de viață al unei stele de masă mică, presiu- nea determinată de forțele de atracție gravitațională este echilibrată de presiu- nea orientată spre exterior generată de reacțiile de fuziune nucleară din nucleu, în cele din urmă, toate nucleele de hi- drogen din nucleul stelei se transformă în nuclee de heliu și reacțiile nucleare în- cetează. în stelele cu masa mai mică de 287 0,8 mase solare evoluția lor de mai de- parte încetează. Timpul necesar stelelor mici pentru a-și consuma tot hidrogenul este mai lung decât vârsta actuală a Uni- versului (aproximativ 14 miliarde de ani). Aceste stele de masă foarte mică, numi- te pitice roșii, sunt localizate în partea dreaptă inferioară a secvenței principa- le din diagrama H-R. Piticele roșii au o strălucire slabă la temperaturi de 3000 - 4000 K. Deși au dimensiuni mici, piticele roșii sunt cele mal numeroase stele din Univers și au durata de viață de zeci de miliarde de ani. Proxima Centauri, cea mai apropiată stea de Soare, este o pi- tică roșie. După încetarea reacțiilor nucleare din nucleu, acesta începe să se contracte gravitațional fiind lipsit de energia nece- sară pentru a se menține, densitatea și temperatura lui cresc repede. în același timp, continuă fuziunea hidrogenului ră- mas în afară într-un înveliș care înconjoa- ră nucleul. Nucleul devine tot mai fier- binte și împinge straturile exterioare ale stelei în afară, făcându-le să se dilate și să se răcească. învelișul stelei se dilată, dimensiunile și luminozitatea stelei cresc și ea se transformă într-o gigantă roșie (fig. 10.8). Steaua părăsește secvența principală și se deplasează rapid, în mili- oane de ani, spre regiunea gigantelor. । Dacă steaua este suficient de masivă, nucleul în proces de colaps - contracție gravitațională rapidă, poa- te deveni suficient de firebinte. Atunci când temperatura în nucleul dens de Nebuloasa planetară MS7 (constelația Lyra). Credit: NASA/STScl/AURA. heliu al unei stele gigante sau supergi- gante atinge 10® K, se declanșează re- acțiile termonucleare de transformare a heliului într-o varietate de elemente mai masive până la fier. Treptat însă reacțiile nucleare interne în stele devin tot mai instabile - uneori se aprind vi- olent, alteori se sting cu totul. Aceste variații fac steaua să pulseze și să arun- ce în afară straturile sale exterioare acoperindu-se cu un înveliș de gaz și praf. Ce se întâmpla mai departe, de- pinde de mărimea nucleului. în stadiile finale de evoluție, după epuizarea rezervelor de combustubil nuclear și încetarea reacțiilor termonu- cleare, nucleul stelei începe să se ră- cească, presiunea radiației scade și deci forța de presiune radiantă nu mai este suficientă pentru a se opune forței de gravitație a materiei stelare. Ca urmare, nucleul intră în faza de contracție rapidă - colaps gravitațional care, în funcție de masa nucleului stelar, are ca finalitate 288 transformarea stelei într-un obiect cu proprietăți neobișnuite: pitică albă, stea neutronică sau gaură neagră. în același timp, straturile exterioare ale stelei se extind și pot să se desprindă de nucle- ul compact, formând în jurul acestuia un nor de gaz ionizat - un înveliș, numit nebuloasă planetară (fig. 10.9). Stelele în fazele finale ale evoluției sunt obiec- te relativiste, aceasta însemnând că ele pot fi descrise numai în cadrul teoriei relativității a lui Einstein. X . în stelele asemănă- toare cu Soarele, procesul de expulzare a straturilor stelare exterioare continuă până când nucleul rămâne neacoperit. Dacă masa nucleului nu depășește apro- ximativ 1,4 mase solare, contracția gra- vitațională a acestuia încetează atunci când densitatea medie a materiei ste- lare atinge valori de ~10⁹ kg/m³. Astfel ia naștere un obiect extrem de compact având aproximativ dimensiunile Pămân- tului, dar masa de ordinul masei Soare- lui. Acest nucleu stelar extrem de fier- binte este numit pitică albă. Contracția de mai departe a acestor stele este împiedicată de presiunea elec- tronilor în mișcare. Cu cât nucleul este mai masiv, cu atât este mai densă pitica albă care s-a format. Astfel, cu cât o pi- tică albă este mai mică în diametru, cu atât masa ei este mai mare. Aceste stele sunt foarte numeroase. Piticele albe au o strălucire foarte slabă, pentru că ele sunt mici și lipsite de surse de energie. Soarele, de asemenea, va deveni o pitică albă peste câteva miliarde de ani. Piticele albe sunt formate din nuclee atomice și gaz electronic degenerat. Ele au temperaturi neobișnuit de înalte care ating 70000 K, însă datorită dimensiuni- lor mici luminozitatea lor nu depășește ~10'³ din luminozitatea Soarelui. în dia- grama Hertzsprung-Russell ele se situea- ză în stânga jos, sub secvența principală (fig. 10.4). Fiind lipsite de surse termo- nucleare de energie, piticele albe radia- ză încă multe miliarde de ani pe seama energiei termice acumulate și se răcesc treptat transformându-se în pitice negre care nu sunt vizibile. Pentru a fi stabile, piticele albe cu viteza redusă de rotație nu pot avea masele peste limita Chandrasekhar* de aproximativ 1,44 mase solare, pentru că dincolo de această limită presiunea electronilor nu mai poate opri colapsul și ele intră în contracție gravitațională catastrofală. Contracția prin colaps gravitațional a nucleului Limita Chandrasekhar este masa maximă a unei stele pitice albe stabile. Limita Chandrasekhar, acceptată în prezent, este de aproximativ 1,44 mase solare (2,864xlOîo kg). Dacă masa unei pitice albe depășește această limită, presiunea electronilor în stare de degenerare din nucleul stelei de- vine insuficientă pentru a echilibra atracția gravitațională proprie. Ca urmare, pitea albă intră în colaps gravitațional, evoluând într-un alt tip de obiect stelar, cum ar fi o stea neutronică sau o gaură neagră. Numai stelele având masa sub această limită rămân pitice albe stabile. 289 stelar având masa cuprinsă între 1,44 și 2-3 mase solare durează mai mult decât la piticele albe și încetează atunci când densitatea atinge valori extrem de mari, comparabile cu densitatea substan- ței în nucleele atomice (~10¹⁸ kg/m³). La sfârșitul contracției, diametrul unei asemenea stele este de aproximativ 20 km. în materia stelară comprimată până la densitatea nucleară are loc așa-numi- tul proces de neutronizare: electronii se contopesc cu protonii din nucleele io- nilor de fier (produsul final al reacțiilor termonucleare din stea) formându-se neutroni. în felul acesta nucleele de fier se transformă aproape în întregime în nuclee formate din neutroni. Aceste nu- clee de fier sunt instabile și se descom- pun formând un amestec de neutroni cu cantități foarte mici de protoni și elec- troni. Procesele de transformare a ma- teriei stelare în neutroni sunt însoțite de radiația de particule neutrino. Astfel ia naștere o stea formată aproape integral din neutroni, numită stea neutronică. Stelele neutronice au fost prezise pe cale teoretică de către L.D. Landau în 1932 și descoperite de astronomi în 1967. Din teorie rezultă că, spre deosebire de stelele obișnuite și piticele albe, stea- ua neutronică nu este o sferă gazoasă, ci lichidă, cu proprietăți neobișnuite. „Li- chidul neutronic" se află într-un înveliș sferic de fier care formează crusta solidă cristalină a stelei neutronice. Studiile teoretice arată că stelele neutronice nu pot avea mase mai mari de limita Tolmen-Oppenheimer-Volkoff (TOV), egală cu aproximativ 1,5-3,0 mase . . Nebuloasa Ml Crabul (constelația Taurul). Imagine: Telescopul Spațial Hubble, 2005. solare, care este limita superioară pen- tru masa stelelor compuse din materie neutronică degenerată. Limita TOV este analogică limitei Chandrasekhar în cazul stelelor pitice albe. Majoritatea astrofi- zicienilor consideră că o stea neutronică cu masa peste această limită colapsează direct într-o gaură neagră. în anumite condiții, steaua neutroni- că se poate manifesta ca un radiopulsar sau ca o sursă discretă de raze X ori un pulsar Roentgen într-un sistem binar strâns. ' I - ii. în 1967, I. Bell (n. 1943) și A. Hewish (n. 1924) radioastronomi la Universitatea Cambridge (Anglia) au înregistrat impulsuri scurte periodice de radiație radio de origine cosmică, emisă de surse punctiforme, care se repetau la intervale de timp strict constante de 1,33 s. La scurt timp după aceasta au fost descoperite câteva zeci de obiec- te de acest tip, unele dintre ele având perioade și mai scurte. Astfel, obiectul NP 0532, descoperit în 1968 în centrul 290 nebuloasei Crabul, avea perioada de 0,033 s (fig. 10.10). Aceste obiecte cos- mice au fost numite pulsari (abreviere de la pulsating star). Nebuloasa Crabul (înregistrată ca Ml în Catalogul Messier) este primul obiect astronomic asociat cu o explozie de su- pernovă în constelația Taurul. Nebuloasa a fost observată în 1731 și corespunde supernovei strălucitoare, observate de către astronomii chinezi și arabi în 1054. Situată la distanța de circa 6500 a.l. (2 kpc) de Pământ, nebuloasa are dia- metrul de 11 a.l. și se extinde cu o viteză de circa 1500 km/s. Pulsarul NP0532 din centrul nebu- loasei Crabul este o stea neutronică de aproximativ 22 km în diametru care face 30,2 rotații pe secundă și emite impulsuri de radiație în toate domenii- le spectrale, de la gamma la unde radio. Pulsarul Crabul este o dovadă a faptului că aceste obiecte nu sunt altceva decât stele neutronice apărute în urma erupți- ilor de supernove. în prezent se cunosc în jur de 1000 de pulsari, dintre care circa 350 au pe- rioadele cuprinse între 0s,015 și 4!,3. Observațiile au arătat că pulsarii emit impulsuri având aceeași perioadă și în alte domenii spectrale (optic, Roentgen, gamma). Pulsarii sunt obiecte relativ apropiate, aflate în Galaxia noastră la distanțe de sute până la câteva mii de parseci. Pulsarii descoperiți s-au dovedit a fi primele stele neutronice care se mani- festă ca surse de impulsuri scurte strict periodice de radiație radio. Perioadele extrem de scurte ale pul- sarilor au constituit argumentul princi- pal în interpretarea lor ca stele neutro- nice în stare de rotație rapidă. Intervalul de timp dintre două impulsuri succesive este egal cu perioada de rotație a stelei neutronice. Spre exemplu, perioada de 0,033 s a pulsarului din Nebuloasa Cra- bul înseamnă că steaua se rotește cu viteza de 30 rot/s. Pentru ca steaua cu o asemenea viteză de rotație să nu se dezintegreze, ea trebuie să fie extrem de densă, astfel încât forța de gravitație să fie mai mare decât forța centrifugă. Se poate arăta că pulsarul din Nebu- loasa Crabul trebuie să aibă densitatea p > 6-10¹⁴ kg/m³, adică mult mai mare decât densitatea piticelor albe. Pe lângă pulsarii care emit în dome- niul radio, numiți radiopulsari, au fost descoperiți pulsari Roentgen care emit impulsuri periodice de raze X, ei fiind de asemenea stele neutronice. Atât radio- pulsarii, cât și pulsarii Roentgen se carac- terizează prin câmpuri magnetice extrem de puternice. Spectrul radiației emise de radiopulsari este total diferit de spec- trul radiației termice emise de un corp încălzit. Aceasta înseamnă că radiația emisă de radiopulsari nu este de natură termică, adică nu este legată de procese termice, de temperatura suprafeței lor. Mecanismul de radiație al radiopulsari- lor este determinat de faptul că steaua neutronică în mișcare de rotație are un câmp magnetic extrem de puternic sub formă de dipol (similar cu cel al Pămân- tului și Soarelui), care formează un unghi cu axa ei de rotație. Procesul de radiație a 291 undelor electromagnetice este însoțit de transformarea unei părți a energiei de ro- tație a pulsaruluiîn energia de radiație. Spre deosebire de radiopulsari, pui- șorii Roentgen reprezintă sisteme bina- re strânse, în care una din componente este o stea neutronică, iar alta - o stea gigantă strălucitoare. Primii doi pulsari Roentgen au fost descoperiți în 1972, unul în constelația Hercules (Hercules X-l, cu perioada de 1,24 s) și altul în con- stelația Centaurul (Centaurus X-3, cu pe- rioada de 4,84 s). Astăzi se cunosc mai multe zeci de asemenea obiecte. Meca- nismul de generare a impulsurilor în ca- zul pulsarilor Roentgen diferă de acela al radiopulsarilor și se datorează radiației termice emise de regiunile cu aria de circa 1 km² din jurul polior magnetici ai stelei neutronice, încălzite puternic de către plasma vântului stelar, emisă de steaua gigantă și captată de steaua neu- tronică. Vârstele pulsarilor sunt cuprinse între 1000 și 1000 000 de ani. Supernova este o explozie stelară grandioasă însoțită de eliberarea sub formă de radiație, în câ- teva săptămâni sau luni, a unei cantități uriașe de energie, comparabilă cu ener- gia pe care o va emite Soarele în decur- sul întregului său ciclu de viață. Exploziile de supernove se pot declanșa pe una din următoarele două căi: prin reaprinderea bruscă a fuziunii nucleare într-o stea pi- tică albă (supernova de tipul la) sau prin colapsul gravitațional al nucleului unei stele masive (supernova de tipul II). în primul caz, o pitică albă care face parte dintr-un sistem binar strâns poate acumula suficientă materie de la a doua componentă a sistemului, fie prin acreție sau prin contopire, pentru a-și mări tem- peratura nucleului, a aprinde reacția de fuziune a carbonului și a declanșa fuzi- unea nucleară care va distruge complet steaua. în cel de al doilea caz, nucleul unei stele masive poate suferi un colaps gravitațional brusc, însoțit de eliberarea energiei potențiale gravitaționale care poate produce o explozie de supernovă. O erupție remarcabilă de superno- vă în Calea Lactee a fost observată în anul 1054, în constelația Taurul, de că- tre astronomii chinezi și arabi care au descris-o ca pe o stea ce se vede pe cer și ziua. Astăzi în acel loc se poate obser- va faimoasa nebuloasă gazoasă Crabul (fig. 10.9), formată din straturile stelare exterioare expulzate în timpul exploziei. Nebuloasa se extinde cu viteza de circa 1000 km/s și este una din cele mai in- tense surse de radiație radio și de raze X (Roentgen). în centrul nebuloasei se află o stea neutronică cu masa de 2,5 mase solare. Dintre supernovele observate în Ga- laxia noastră, se mai pot menționa su- pernova SN1572, observată de Tycho Brahe în constelația Cassiopea, și su- pernova SN1604, observată de Kepler în constelația Ophiucus. Rămășițele de supernove studiate arată că în Calea Lactee exploziile de supernove au loc în medie aproximativ de trei ori pe secol. Supernovele sunt codificate de către Uniunea Astronomică Internațională cu prefixul SN, urmat de anul descoperirii 292 . Supernovă de tip la (sistem binar strâns cu pitică albă). . . învelișurile rezultate din fuziune nucleară ale unei stele masive. și una sau două litere care indică numă- rul de ordine al supernovei descoperite în anul respectiv. De exemplu, SN2011B este a doua supernovă descoperită în 2011. Supernovele joacă un rol important în îmbogățirea mediului interstelar cu elemente mai grele. în afară de aceas- ta, undele de șoc care se răspândesc de la exploziile de supernove pot declanșa formarea de noi stele. Conform te- oriilor actuale, erupțiile de supernove de tipul la sunt legate de explozia termonu- cleară a piticelor albe din sistemele bi- nare strânse. O pitică albă dintr-un sistem binar poate acumula materie de la cealal- tă stea componentă prin acreție (fig. 10.11). Dacă procesul de acreție conti- nuă suficient de mult timp pentru a adu- ce pitica albă aproape de limita Chan- drasekhar, densitatea interioară crește și nucleul poate atinge temperatura la care se declanșează reacția de fuziune necontrolată a carbonului. în consecin- ță, se eliberează o cantitate enormă de energie, suficientă pentru a se produce o explozie de supernovă de tipul la care distruge complet pitica albă. Luminozitatea maximă a supernovelor de tipul la este constantă datorită faptu- lui că există o masă-limită a piticelor albe, la care acestea pot exploda prin mecanis- mul de acreție. Stabilitatea luminozității în timpul exploziilor permite utilizarea acestor supernove ca reper la măsurarea distanței până la galaxiile în care se află, deoarece magnitudinea vizuală a super- novelor de acest tip depinde de distanță. Observațiile unor supernove îndepărtate de tipul la au condus, în 1998, la o desco- perire surprinzătoare: expansiunea Uni- versului este accelerată! . Potrivit te- oriilor moderne, supernovele de tipul II sunt rezultatul fenomenului de co- laps gravitațional și al exploziei violente 293 a unei stele masive. în timp ce în cazul unei nove explodează suprafața stelei, în cazul supernovei de tipul II colapsează apoi explodează nucleul stelar. O carac- teristică distinctivă a supernovelor de ti- pul II este prezența în spectrul acestora a liniilor hidrogenului. Stelele masive generează energie prin fuziunea nucleară a elementelor cu masa atomică mai mare decât a hidrogenului și heliului. Reacțiile termonucleare de fuziune care au loc în stelele masive de pe secvența principală a diagramei spec- tru-luminozitate, a căror masă este mai mare de 8 mase solare, m > 8 m& au ca rezultat formarea treptată de învelișuri sferice succesive de He, C, Ne, O, Si și a unui miez de fier, Fe (fig. 10.12). Atunci când masa miezului de fier depășește li- mita Chandrasekhar de 1,44 mase sola- re, miezul fiind lipsit de energie nucleară va intra în colaps gravitațional. Contrac- ția materiei stelare în procesul de colaps este însoțită de eliberarea unor cantități uriașe de energie, pe contul energiei po- tențiale gravitaționale a nucleului stelei. Ca urmare, se declanșează un fenomen astronomic extraordinar - erupția de supernovă care se caracterizează prin- tre explozie catastrofală. Luminozitatea stelei crește brusc, în numai câteva ore, până la valori colosale de ordinul a IO¹⁰ de luminozități solare, depășind chiar și luminozitatea galaxiei din care face par- te (adică magnitudinea aparentă scade cu aproape 20"). Erupția durează de obi- cei de la câteva săptămâni până la sute de zile, timp în care supernova radiază tot atâta energie cât emite Soarele pe durata existenței sale. După aceasta lu- minozitatea stelei scade treptat și peste câteva luni steaua de regulă, nu mai este vizibilă. în urma exploziei ca supernovă, în doar câteva secunde temperatura în miezul stelei atinge aproximativ 100 de miliarde de grade. Aceasta duce la accelerarea reacțiilor nucleare și la for- marea de neutroni și neutrino. Forțele nucleare de respingere ce acționează între acești neutroni blochează colap- sul, după care se formează o undă de șoc îndreptată spre exterior, a cărei energie este suficientă pentru a des- prinde învelișurile exterioare ale stelei și a le expulza violent în spațiu. în urma proceselor ulterioare, steaua se va transforma în stea pitică albă, în stea neutronică sau în gaură neagră, în func- ție de masa rămasă. Multe modele teoretice ale fenome- nelor care au loc în ultimele stadii ale evoluției stelelor masive au fost confir- mate prin observațiile efectuate asupra supernovei SN1987A de tipul II, observa- tă la 24 februarie 1987 în galaxia Norul Mare al lui Magellan. Această superno- vă reprezintă explozia unei stele super- gigante albastre din clasa spectrală B având masa de circa 20 de mase solare care s-a produs în urmă cu 163000 de ani la distanța de 50 kps de Soare. SN1987A a fost studiată în toate domeniile spec- trale, de la razele gama la undele radio, cu aplicarea celor mai moderne metode și instrumente, inclusiv cu ajutorul apa- ratelor cosmice și a telescopului spațial Hubble. !. poate fi estima- tă dacă se cunoaște viteza de rotație a galaxiei la o anumită distanță de la cen- tru. Din măsurări rezultă că majoritatea galaxiilor au masele cuprinse între un 336 ■ ■ • —. Schema de clasificare a galaxiilor (secvența lui Hubble). ... Schema de clasificare a galaxiilor în imagini (Ray White, William C. Keel). miliard și un trilion (10⁹-10¹²) de mase solare. Se presupune că în regiunile ex- terioare ale galaxiilor predomină mate- ria întunecată de natură încă necunos- cută, a cărei masă este comparabilă sau chiar depășește considerabil masa tota- lă a stelelor și gazului interstelar. Galaxiile diferă foarte mult unele de altele după forma exterioară și strălu- cire. Majoritatea galaxiilor au în partea centrală o regiune strălucitoare, numită nucleu, cu cea mai mare concentrație de stele, care atinge milioane de stele într-un cub cu latura de 1 pc. Prima clasi- ficare a galaxiilor după forma lor aparen- tă a fost propusă de E. Hubble în 1925. Galaxiile se împart în următoarele tipuri: galaxii eliptice, spirale și spirale barate, lenticulare și neregulate (fig. 12.2 a, b). Galaxiile eliptice (notate cu E) au for- ma de elipsă fără un contur distinct. Ele nu prezintă vreo structură interioară, iar strălucirea lor crește lent de la periferie spre centru (fig. 12.3). Aceste galaxii con- stituie aproximativ un sfert din numărul celor observate. Există un număr foar- te mare de galaxii eliptice pitice, având dimensiunile de câțiva kiloparseci (kpc) și luminozitatea de sute de ori mai mică decât a Galaxiei noastre. Unele din ele se află în vecinătatea Căii Lactee, cum ar fi, de exemplu, galaxia din constela- ția Dragonul. Aceste galaxii pitice sunt deseori sateliți ai unor galaxii mai mari. Cele mai răspândite sunt galaxiile pitice albastre, în care au loc procese intense de formare a stelelor. Galaxiile spirale (notate cu S) repre- zintă circa jumătate din numărul total al galaxiilor, adică sunt cele mai răs- Galaxia eliptică gigantică NGC1316 din roiul Fornax (Cuptorul). (Credit: ESO). 337 .Galaxia spirală Andromeda (M31) .. . Galaxia spirală NGC 2997, constelația (Credit: NASA/JPL - Caltech/ UCLA, imagine în Antlia (Mașina Pneumatică)(Credit: ESO). infraroșu, telescopul spațial WISE-NASA). pândite. Din această categorie fac par- te galaxia Calea Lactee (fig. 11.1), gala- xia Andromeda (fig. 12.4) și alte galaxii (fig. 12.5). Structura acestor galaxii se caracterizează prin existența unor brațe spirale formate din stele tinere străluci- toare, roiuri stelare și nebuloase gazoa- se luminoase (regiuni Hll). Galaxiile spirale au trei componente structurale principale: componenta pla- nă care se constituie din ramurile spirale cu stele tinere, gaz și praf interstelar ce formează discul galactic având grosimea de 5-10 ori mai mică decât diametrul galaxiei, și componenta sferiodală re- prezentată de halo și regiunea centrală strălucitoare, numită proeminența cen- trală sau bulge. Brațele spirale ale galaxiilor reprezin- tă regiuni cu densitatea cea mai mare a stelelor, mai ales a stelelor tinere. Exis- tența ramurilor spirale în discurile gala- xiilor nu are încă o explicație definitivă. Cercetările arată că brațele spirale iau naștere ca rezultat al propagării unor unde de densitate în discul de stele și gaz al galaxiei. Galaxiile spirale barate. Stelele din regiunea interioară centrală a multor ga- laxii spirale formează o punte - o bară - de la capetele căreia pornesc brațele spirale (fig. 12.6). Asemenea galaxii spi- rale barate se notează SB. Astfel, galaxia noastră Calea Lactee, cum s-a arătat în cap. 11, se notează SBc. Galaxiile lenticulare (notate cu S0) sunt o categorie intermediară între gala- xiile spirale și cele spirale barate. Ele sunt asemănătoare cu cele eliptice, însă au discul format din stele, fapt care le asea- mănă și cu galaxiile spirale, deși se deose- besc de acestea prin absența componen- tei plane și a brațelor spirale (fig. 12.7). Galaxiile neregulate (notate cu Ir) au forme nesimetrice, stelele și gazul interstelar fiind împrăștiate pe întreg 338 .. Galaxia lenticulară NGC 4866 (constelația Virgo). Credit: ESA-Hubble NASA-Gilles Chapdelaine. discul galactic (fig. 12.8). Aceste galaxii conțin multe stele tinere și gaz interste- lar care formează discul și componenta plană a galaxiei. Se presupune că galaxi- ile neregulate au evoluat din galaxii spi- rale, un exemplu fiind galaxia neregula- tă Norul Mare al lui Magellan din Grupul Local de Galaxii (vizibilă în emisfera su- dică), care are o structură centrală sub formă de bară (fig. 12.9). Interacțiunea galaxiilor. Unele ga- laxii, puține la număr, interacționează între ele și au aspectul cu totul neobiș- nuit fiind puternic deformate. De mul- te ori aceste galaxii sunt învecinate cu una sau câteva sisteme stelare care prin atracția lor gravitațională le deformea- ză. Deseori aceste galaxii sunt chiar le- gate între ele prin punți de gaz sau de stele (fig. 12.10). Galaxia Calea Lactee interacționează gravitațional cu galaxia Andromeda situată la aproximativ 2,5 milioane de ani-lumină depărtare de Soare. Există chiar și un scenariu de co- liziune a acestor galaxii peste patru mili- arde de ani (fig. 12.11). ... Galaxia neregulată NGC_1427A (imagine: Hubble Space Telescope). 339 ■ Galaxia neregulată Norul Mare al lui . Coliziunea a două galaxii. Magellan (în constelațiile Dorado și Mensa). Unele galaxii sunt mai luminoase și mai active decât galaxiile normale, iar nucleele lor posedă un șir de proprietăți cu totul deosebite. Aceste nuclee ga- lactice emit cantități uriașe de energie, comparabile sau chiar mai mari decât energia totală radiată de toate stelele din galaxie. Cele mai active galaxii pot emite de sute și mii de ori mai multă energie pe secundă decât galaxia Calea Lactee. Mai mult, sursa de energie are dimensiuni extrem de mici în compa- rație cu dimensiunile galaxiei. Nucleele acestor galaxii sunt numite nuclee galac- tice active. Natura energiei emise de o galaxie activă diferă de aceea a unei galaxii normale. Spectrul unei galaxii normale este asemănător cu spectrul unui corp negru, adică energia emisă este de na- tură termică și depinde de temperatură. Energia emisă de o galaxie activă este generată datorită mișcării accelerate a particulelor încărcate în câmp magnetic care emit radiație electromagnetică, nu- mită radiație sincrotronică. Aceasta nu depinde de temperatura obiectului care i . ¹ Scenariul coliziunii galaxiilor Calea Lactee și Andromeda (www.nasa.gov). 340 o emite. Galaxiile active emit radiație în domeniile infraroșu, radio, ultraviolet și Roentgen ale spectrului. Aceste galaxii cu nuclee active se caracterizează prin luminozitatea mai înaltă decât a celor normale, radiație netermică polarizată și jeturi de plasmă emise din nucleu. Din categoria galaxiilor active fac parte: galaxiile Seyfert, radiogalaxiile și quasaii. sunt galaxii spi- rale masive cu nuclee mici (de câțiva ani-lumină) extrem de strălucitoare, de zeci de mii de ori mai strălucitoare decât Calea Lactee. în centrul acestora se ob- servă o sursă de radiație de dimensiuni unghiulare foarte mici, al cărei spectru diferă de spectrul stelelor și nu este de natură termică, adică nu este determi- nat de radiația unor corpuri fierbinți. Galaxiile de acest tip au fost descoperite în 1943 de către astronomul american Cari Seyfert. Spectrul galaxiilor Seyfert conține linii foarte largi de emisie ale di- feritelor elemente chimice. O altă parti- . . Radiogalaxia Centaurus A (Credit: ESO). cularitate a acestor galaxii este faptul că radiația nucleului este variabilă, având perioada de câteva luni, săptămâni sau chiar zile. Radiogalaxiile fac parte din galaxiile eliptice masive și se caracterizează prin radiație radio de zeci de mii de ori mai intensă decât radiația radio a galaxiilor normale. Această ra- diație este de natură sincrotronică, ea fiind determinată de mișcarea în câmp magnetic a norilor de particule relati- viste încărcate din galaxie. Radiogalaxia cea mai apropiată de noi este radiosursa Centaurus A (sau Cen A) din constelația sudică Centaurul ce se află la distan- ța de circa 12 milioane de ani-lumină (3,5 Mpc) de Pământ (fig. 12.12). Ea este a cincea dintre cele mai strălucitoare ga- laxii de pe cer, având magnitudinea vizu- ală aparentă de circa 8m. Centaurus A este o galaxie activă ex- trem de importantă, studiată în toate domeniile spectrale. Cen A are un nu- cleu galactic activ în domeniul undelor radio. în imaginile obținute în domeniul spectral optic, se observă că norii groși de praf ascund aproape complet cen- trul galaxiei. Există dovezi serioase că radiogalaxia Centaurus A s-a format în urma contopirii unei galaxii eliptice cu una spirală. Nucleul acestei radiogalaxii este cea mai mică radiosursă extragalac- tică cunoscută, de numai 10 zile-lumină în diametru. în imaginile radio și Roent- gen ale radiogalaxiei se observă un jet gigantic de particule de înaltă energie expulzat din centrul găurii negre super- masive cu masa de circa 100 de milioane de mase solare. 341 . 'fac parte din categoria obiectelor cunoscute ca nuclee galactice active, care au ca sursă de energie găuri negre supermasive. Primii quasari (3C 48 și 3C 273) (înregistrați în al 3-lea Cata- log Cambridge al radiosurselor cosmice sub numărul 48 și, respectiv, 273) au fost descoperiți la începutul anilor 1960 de A. Sandage (1926-2010) ș.a. în 1963, M. Schmidt, de la Observatorul Mount Palomar (SUA), a obținut spectrul op- tic al unei stele slabe de magnitudinea 13m, a cărei poziție coincidea cu aceea a radiosursei 3C 273. Spectrul obiectului 3C 273 s-a dovedit a fi cu totul diferit de spectrele stelare obișnuite prin faptul că liniile spectrale de emisie, similare cu se- ria Balmer a hidrogenului, erau deplasa- te spre domeniul roșu al spectrului față de poziția lor normală cunoscută. Cum se știe, deplasarea spre roșu a liniilor spectrale este z = AĂ/Ă, unde Ă este lun- gimea de undă a luminii emise de sur- să, iar AĂ- deplasarea absolută a liniei spectrale observate. Deplasarea spre roșu a liniilor spectrale în spectrul obiec- tului 3C 273 este z = 0,16, iar în spec- trul radiosursei 3C 48 este și mai mare, z = 0,37. Măsurările efectuate de radio- astronomi au arătat că aceste surse cos- mice de unde radio sunt practic punc- tiforme, adică sunt asemănătoare cu niște stele. Acestor obiecte neobișnuite li s-a dat mai târziu denimirea de quasar (abreviere de la engl. quasistellar radio- sourse - radiosursă cvasi-stelară). Astfel au fost descoperiți quasarii - obiecte enigmatice de dimensiuni relativ mici, de ordinul Sistemului nostru solar, care radiază cantități fantastice de energie, echivalente cu energia emisă de o în- treagă galaxie. Quasarii reprezintă obiecte astrono- mice compacte ce se caracterizează prin radiație variabilă de mare intensitate și linii spectrale de emisie foarte largi ce co- respund acelorași elemente chimice ca și cele din spectrul Soarelui sau al norilor de gaz din discul Galaxiei noastre. Acest fapt dovedește că quasarii sunt înrudiți cu sis- temele stelare obișnuite. Observațiile ne demonstrează că mulți quasari reprezin- tă nuclee foarte active ale unor galaxii, în imaginile multor quasari, obținute cu ajutorul telescopului spațial Hubble, se observă că aceștia sunt situați în centrul unor galaxii eliptice sau spirale. în 1982 a fost observat un sistem stelar și în jurul quasarului 3C 273. Quasarii posedă o serie de pro- prietăți remarcabile. Luminozitatea lor atinge valori extrem de înalte, de 10³⁷W - IO⁴¹ W, care depășesc de sute și mii de ori luminozitatea galaxiilor. Qua- sarul 3C 273 are cea mai mare lumino- zitate în domeniul vizibil al spectrului, L = IO⁴⁰ - IO⁴¹ W, care depășește mult lu- minozitatea Galaxiei noastre. Luminozi- tatea quasarilor este variabilă, amplitu- dinea variațiilor atingând 3m și chiar mai mult. Variațiile luminozității sunt nere- gulate, având durata de la câteva zile la un an, și au loc atât în domeniul optic, cât și în domeniul undelor radio. Deoa- rece diametrul unui quasar nu poate fi mai mare decât distanța parcursă de lumină în intervalul de timp cât durează variația luminozității lui, se poate estima 342 că diametrul quasarilor nu depășește un an-lumină (pentru comparație, diame- trul Galaxiei noastre este de circa 100 de mii de ani-lumină). Rezultă deci că ener- gia enormă a quasarilor este generată într-un volum extrem de mic. Cercetările efectuate cu ajutorul sis- temelor interferometrice, formate din două sau mai multe radiotelescoape am- plasate la distanțe mari unul de altul, au confirmat că radiosursele legate de qua- sari au o structură cu două componente. De multe ori componentele reprezintă două jeturi de plasma între care se află quasarul identificat cu ajutorul telesco- pului optic. Radiația radio emisă de jeturi este de natură sincrotronică, adică este generată de electronii de înaltă energie care se mișcă în câmp magnetic. Același mecanism sincrotronic este responsabil și de emisia de radiație de către nucleul quasarilor în domeniul infraroșu. O do- vadă în acest sens este polarizarea lini- ară a radiației. Jeturi asemănătoare au fost observate și în domeniul optic, cum ar fi formațiunea cu lungimea de 5000 de ani-lumină care pornește din nucle- ul galaxiei eliptice masive Virgo A (în constelația Fecioara). Asemănarea din- tre aceste jeturi este o dovadă a faptului că fenomenele care se produc în quasari și în nucleele active ale galaxiilor sunt de aceeași natură. Există o asemănare între quasari și galaxiile spirale Seyfert, ale căror nuclee compacte strălucitoare emit radiație variabilă în liniile spectrale ale hidroge- nului și heliului, iar uneori unde radio și raze Roentgen. Luminozitatea quasarilor însă este de sute și mii de ori mai înaltă decât luminozitatea nucleelor active ale galaxiilor Seyfert. Potrivit teoriilor actuale, cantități- le enorme de energie emise de quasari ar putea fi generate de un sistem stelar foarte compact, de o stea supermasivă în rotație sau de o gaură neagră uriașă, în primul caz, luminozitatea quasarilor ar putea fi asigurată de explozia a sute de supernove în nucleele galactive active. în cel de al doilea caz, fenomenul quasarului ar putea fi creat de o stea supermasivă având masa de circa un miliard de mase solare și raza de IO¹² km care se rotește cu perioada de un an și posedă un câmp magnetic puternic cu inducția 8 = 10T - o „superstea magnetică". O asemenea stea este similară cu un pulsar gigantic. O stea supermasivă din centrul unui sistem stelar superdens se poate trans- forma, în urma colapsului gravitațional, într-o gaură neagră. Sub acțiunea câm- pului gravitațional extrem de puternic al găurii negre supermasive, materia din mediul interstelar este accelerată spre ea până la viteze apropiate de viteza luminii și formează în jurul găurii negre un disc de acreție care se rotește în ju- rul ei, asemenea inelelor planetei Saturn (fig. 12.13). Particulele încărcate electric de înaltă energie din discul de acreție, mișcându-se în câmpul magnetic care străbate discul, generează radiația elec- tromagnetică emisă de quasari. Prin fe- nomenul de acreție s-ar putea explica și originea jeturilor emise de quasari, a căror direcție ar putea fi legată de axa de rotație a discului de acreție. Gaura 343 Discul de acreție și jeturile unei găuri negre, ilustrație (Credit: pages.uoregon.edu). neagră în rotație rapidă generează un câmp magnetic puternic care formea- ză două jeturi de plasmă emise din ga- ura neagră (fig. 12.13). Materia prinsă în aceste jeturi este accelerată până aproape de viteza luminii și expulzată la sute de mii de ani-lumină. în prezent se cunosc mii de aseme- nea obiecte astronomice, unele dintre ele fiind asemănătoare cu primii quasari, 3C 273 și 3C 48. în același timp, s-a dove- dit că quasarii emit radiație și în dome- niul infraroșu și Roentgen al spectrului. Acum se știe că toate galaxiile au în centrele lor găuri negre supermasive, unele de milioane de mase solare. Calea Lactee de asemenea are în centru o gură neagră supermasivă, însă ea nu are un nucleu galactic activ și de aceea nu apa- re ca un quasar pentru un observator dintr-o galaxie îndepărtată. Deplasările spre roșu atât de mari ale liniilor spectrale ale quasarilor (la unii din ei ating valoarea z = 5) arată că qua- sarii sunt obiecte extragalactice, situate la miliarde de ani-lumină depărtare de Pământ. Aceasta înseamnă că lumina re- cepționată astăzi a fost emisă de acești quasari în urmă cu mai multe miliarde de ani, atunci când poate nici Pământul și nici Soarele încă nu existau. Conform concepțiilor teoretice actuale, deplasa- rea considerabilă a radiației emise de quasari spre domeniul roșu al spectrului atestă faptul că aceste obiecte astrono- mice se îndepărtează de Galaxia noastră cu viteze extrem de mari. Astfel, viteza de îndepărtare a quasarului 3C 273 con- stituie 16 % din viteza luminii în vid, iar viteza sursei 3C 48 este de 37 % din vi- teza luminii. în conformitate cu Teoria relativității generalizate a lui Einstein, deplasarea spre roșu a liniilor spectrale ale quasarilor se explică prin deplasarea cosmologică spre roșu legată de expan- siunea Universului. Aceste obiecte extraga- lactice au fost observate pentru prima dată în 1972 și descoperite prin metoda interferometriei cu linie de bază foarte lungă. Numele lor a fost propus de as- tronomul Ed Spiegel în 1978 după denu- mirea sursei variabile BL din constelația Lacerta (identificată ulterior ca fiind nucleul unei galaxii eliptice) și termenul quasar. Blazării se împart în două cate- gorii: obiecte BL Lacertae (BL Lac) și qua- sari variabili optic violenți (OVV). Blazarul este o sursă compactă de radiație electromagnetică, alimentată de o gaură neagră supermasivă din centrul 344 unei galaxii eliptice gigante active. Blază- rii sunt cele mai active obiecte astrono- mice ce se caracterizează prin cantitatea enormă de energie pe care o posedă și prin spectrul continuu în toate domeniile spectrale cu linii spectrale foarte slabe. Aceste obiecte se evidențiază prin variații rapide considerabile ale luminozității în toate domeniile spectrale cu perioada de câteva zile sau chiar ore. Blazării emit je- turi de plasmă de înaltă energie cu viteze apropiate de viteza luminii. Un blazar este de fapt un quasar compact privit frontal, cu locația într-o galaxie activă situată departe de Calea Lactee. Unul din jeturile relativiste ale acestuia este orientat direct spre obser- vatorul terestru care poate vedea ast- fel radiația emisă atât de gaura neagră, cât și de jet. Deși blazării se pot afla la distanțe de miliarde de ani-lumină, ei sunt accesibili pentru instrumentele as- tronomice de pe Pământ. Se consideră uneori că cele trei obiecte - radiogalaxiile, quasarii și bla- zării reprezintă unul și același obiect pri- vit din trei perspective diferite. Atunci când jeturile sunt perpendiculare pe raza vizuală, obiectul studiat este o radi- ogalaxie. Dacă ele sunt orientate sub un unghi față de raza vizuală, noi vedem un quasar. Iar atunci când jetul este orien- tat spre observator, obiectul respectiv este un blazar. ■. Studiind stelele alb-al- bastre, astronomul american A. San- dage a descoperit, în 1965, că multe dintre ele au o emisie intensă în dome- niul ultraviolet al spectrului. Cercetările spectrale ale acestor obiecte au arătat că o parte din ele au deplasări spre roșu caracteristice pentru obiectele extra- galactice. Aceste obiecte au dimensiuni relativ mici și au fost numite quasag (engl. QUASi stellAr Galaxy - galaxie cvasistelară). Quasagii au o luminozita- te foarte mare, dar spre deosebire de quasari, radiația radio emisă de ei nu este atât de intensă. în 1967, au fost detectate pen- tru prima data, cu ajutorul sateliților Vela (SUA), erupții extrem de intense de raze gamma (în engl. Gamma-Ray Bursts - GRB) care proveneau de la surse situate în galaxiile îndepărtate. Pentru a le explica, au fost propuse mai multe modele teoretice care au putut fi verificate abia în 1997, după măsurarea deplasării spre roșu a liniilor spectrale ale acestor surse. Studiile ulterioare au arătat că aceste surse de raze gamma sunt asociate cu explozii grandioase, însoțite de degajarea unor cantități co- losale de energie, care au loc în galaxi- ile îndepărtate. Ele reprezintă cele mai violente fenomene electromagnetice cunoscute în Univers. Erupțiile de raze gamma se impart în două categorii: erupții de lungă durată - de la aproximativ 2 s la câteva minute (cu durata medie de 30 s), și erupții de scurtă durată - de la câteva milisecunde la 2 secunde (durata medie de 0,3 s). As- tronomii consideră că aceste două tipuri de erupții sunt generate de surse cu pro- prietăți fizice total diferite. 345 Erupțiile de scurtă durată sunt de- clanșate, probabil, de procese fizice le- gate de contopirea unor stele neutronice binare. Erupția gamma de lungă durată este observată sub forma unui fascicul îngust de radiație gamma extrem de in- tensă, generată de o supernovă - o stea masivă în rotație rapidă care este în ul- timul stadiu al evoluției sale și a intrat în colaps gravitațional. Atunci când reacțiile de fuziune nucleară, prin care elemente- le ușoare se transformă în elemente mai grele, nu mai creează presiunea necesa- ră pentru a înfrunta gravitația proprie, steaua începe să se contracte vertiginos, adică intră în colaps gravitațional care se sfârșește cu formarea unei găuri ne- gre. în procesul de colaps, energia este eliberată în direcția axei de rotație a ste- lei generând o erupție de raze gamma (fig. 12.14). Se poate spune că erupțiile gamma de lungă durată marchează sfâr- șitul stelelor masive. Erupția de radiații gamma este urma- tă, de obicei, de emisia de raze Roent- gen ultraviolete, infraroșii, lumină vizibi- lă și unde radio. Erupțiile de raze gam- ma se produc la miliarde de ani-lumină de Pământ, în afara Galaxiei noastre, și sunt însoțite de eliberarea unor cantități enorme de energie. într-o erupție tipică este eliberată în câteva secunde atâta energie, cât va emite Soarele pe întrea- ga sa durată de viață de 10 miliarde de ani. Erupțiile sunt extrem de rare - câte- va explozii la un milion de ani pe galaxie. Sursele cu erupție de raze gamma sunt de sute de ori mai strălucitoare decât o supernovă tipică și de circa un million de miliarde de ori mai strălucitoare decât Soarele, ele fiind cele mai strălucitoare surse cosmice de raze gamma din Uni- versul observabil. Erupțiile de lungă durată au loc în cele mai îndepărtate colțuri ale Universului observabil. Stelele masive asociate cu ele se află de obicei la distanțe de ordinul miliardelor de ani-lumină. Pământul are vârsta de circa 4,5 miliarde de ani și deci unele erupții gamma s-au produs atunci când planeta noastră era încă foarte tâ- nără, înainte de a fi apărut primii microbi și chiar înainte de a se fi format oceanele. Unele erupții observate astăzi au avut loc atunci când Universul avea vârsta de nu- mai câteva miliarde de ani. în urma analizei numeroaselor date colectate pe parcursul ultimilor 15 ani cu ajutorul unor instrumente specia- le plasate la bordul sateliților artificiali (cum ar fi, de exemplu, Observatorul spațial gamma Compton, NASA) și a mai multor simulări realizate la computer, astronomii au elaborat un model func- țional al stelelor în care au loc erupții de raze gamma, cunoscut sub numele de "colapsar". Modelul presupune că în timp ce nucleul unor stele intră în co- laps gravitațional, straturile exterioare ale stelei explodează ca o supernovă cu eliberarea unor cantități uriașe de ener- gie, fenomen numit „hipernovă". Teoria respectivă este cunoscută și ca modelul “colapsar-hipernovă". Erupțiile de raze gamma se produc la distanțe atât de mari, încât stelele con- siderate că ar fi responsabile de aceste erupții nu se pot vedea nici în cele mai mari telescoape. Aceste stele sunt extrem de masive și foarte fierbinți. Ele sunt nu- mite stele Wolf-Rayet, după numele a doi astronomi francezi, Charles Wolf (1827- 1918) și Georges Rayet (1839-1906), care, în sec. XIX, au studiat prima stea de acest tip. în urma colapsului, în nucleul acestor stele masive se formează o gaură neagră. Explozia generează o undă de șoc care se propagă în stea cu viteze apropiate de viteza luminii. Razele gamma sunt gene- rate în stea atunci când unda de explozie vine în coliziune cu materia stelară. Aces- te raze gamma erup din suprafața stelei, fiind urmate de un jet de materie stela- ră, expulzată în exterior de unda explo- ziei. Jetul se propagă în spațiu cu viteze apropiate de viteza luminii, ciocnindu-se cu gazul și praful interstelar și generând o emisie suplimentară cu durata de câteva zile sau chiar săptămâni, formată din fo- toni de energie mai mică - radiații Roent- gen, lumină vizibilă și unde radio. ■ ' . Galaxiile observate formează, de obicei, grupuri mici sau roiuri de zeci, sute și mii de ga- laxii. Galaxia noastră Calea Lactee, cum se știe, face parte din așa-numitul Grup local de galaxii (fig. 11.3), alcătuit din trei galaxii spirale (Calea Lactee, galaxia Andromeda și galaxia din constelația Triunghiul) și câteva zeci de galaxii piti- ce eliptice și neregulate, dintre care mai mari sunt Norii lui Magellan. : ", în medie, ro- iurile de galaxii au dimensiuni de câțiva megaparseci. Galaxiile din ele se miș- că cu viteze relative destul de mari, de multe ori peste 1000 km/s, dar cu toate acestea roiurile rămân stabile timp de miliarde de ani, ceea ce înseamnă că cea mai mare parte din masa lor o constituie nu galaxiile, ci materia „întunecată" care nu radiază lumină și a cărei natură deo- camdată nu este cunoscută. Roiurile de galaxii sunt de două tipuri: neregulate și regulate. Roiurile neregulate de galaxii nu au o formă anumită și nici o regiune centra- lă distinctă. în aceste roiuri predomină galaxiile spirale. Roiul neregulat din con- stelația Virgo (Fecioara) (fig. 12.15), aflat la distanța de circa 15 Mpc, măsurată cu ajutorul telescopului orbital Hubble, conține câteva mii de galaxii. Un alt roi neregulat de galaxii se observă în con- stelația Hercules. Roiurile regulate de galaxii sunt sime- trice și mai compacte, ele fiind compuse 346 347 mai ales din galaxii eliptice și lenticula- re. Densitatea galaxiilor în aceste roiuri crește considerabil odată cu apropierea de centrul roiului. Unul din aceste roiuri se află la distanța de 100 Mpc în conste- lația Coma Berenices (Cosița Berenicei) și conține zeci de mii de galaxii. în spațiul dintre galaxiile din roi există gaz extrem de rarefiat cu temperatura înaltă care este o sursă intensă de radiații în dome- niul Roentgen. i. Structu- ra Universului la scară mare a fost pusă în evidență prin studierea galaxiilor și a roiurilor de galaxii în regiuni cu dimen- siunile de câteva sute de megaparseci. S-a constatat că galaxiile și roiurile de galaxii formează în spațiu un fel de ce- lule gigantice. Există regiuni de zeci de megaparseci cu densitatea mare a gala- xiilor și roiurilor de galaxii care alternea- ză cu „goluri" în care densitatea medie a galaxiilor este de multe ori mai mică. Cea mai apropiată regiune cu densitate mare de galaxii, numită Super-galaxie sau Super-roi local, se află în partea cen- trală a roiului de galaxii din constelația Virgo (Fecioara) (fig. 12.16). Se pare că și Calea Lactee face parte din acest Super- roi local. Roiul de galaxii din constelația Coma Berenices este centrul unui super- roi învecinat de galaxii. Spre deosebire de grupurile și roiu- rile de galaxii, care sunt sisteme legate prin interacțiune gravitațională, super- roiurile nu sunt legate fizic între ele și 348 Super-roiul de galaxii Virgo. Acesta cuprinde peste 100 roiuri și grupuri de galaxii, inclusiv Roiul Virgo și Grupul Local de galaxii. Sursa: commons.wikimedia.org. Autor imagine: Andrew Z. Colvin. . ¹ . Distribuția structurată a roiurilor și super-roiurilor locale de galaxii, în raza de 1 mid. ani-lumină. (www.atlasoftheuniverse.com. Autorul hărții: Richard Rowell). 349 . Schema fenomenului de lentilă gravitațională. se supun legii lui Hubble, adică se află în stare de expansiune. Distribuția structurată a galaxiilor la scară foarte mare în Univers reflectă structura neomogenă a mediului gazos din care au luat naștere sistemele de ga- laxii (fig. 12.17). § 12.6. LEi 'THE GRAVITAȚIOHAIT Să ne imaginăm un quasar care este la o distanță foarte mare de Pământ, de exemplu, la 10 miliarde de ani-lumină. Dacă între observatorul de pe Pământ și quasar nu sunt interpuse alte obiecte cerești (galaxii, roiuri de galaxii, găuri negre supermasive), observatorul va vedea o singură imagine a quasarului. Dacă însă în fața quasarului se află o ga- laxie masivă (sau un roi de galaxii), astfel încât el nu mai poate fi observat direct, razele de lumină vor fi deviate în câm- pul gravitațional al galaxiei și observa- torul va vedea două sau mai multe ima- gini ale quasarului (fig. 12.18). în acest mod apare efectul de „lentilă gravitați- onală" care se datorează faptului că ga- laxia acționează ca o lentilă, redirecțio- nând razele de lumină emise de sursă și focalizându-le spre observator. Lentila gravitațională face ca unele obiecte îndepărtate să apară mărite și distor- sionate sau chiar cu imagini multiple (fig. 12.19). Dacă galaxia ar fi perfect 350 . Lentila gravitaționala formata de roiul de galaxii Abel. ței materiei întunecate ca parte consti- tutivă a galaxiilor și grupurilor de gala- xii. Observarea galaxiilor îndepărtate prin intermediul lentilelor gravitaționale permite evaluarea distribuției materiei întunecate. Acum sunt folosite și micro- lentile gravitaționale pentru detectarea planetelor extrasolare. X. simetrică față de linia quasar - Pământ, atunci noi am vedea un inel de quasari- imagini. Mai frecvent, galaxia masivă este deplasată față de această linie și atunci razele trecând pe lângă galaxie parcurg distanțe diferite. în consecință, se formează două imagini la distanțe diferite de la quasarul real. Deoarece distanța dintre obiecte este extrem de mare, galaxia poate fi aproximată cu un corp punctual. în felul acesta, se pot fo- losi procedee geometrice simple pen- tru a estima distanța până la quasarul real, știind masa galaxiei, distanța până la galaxie și distanța dintre cele două imagini. Efectul de lentilă gravitațională con- stituie una din predicțiile teoriei relati- vității generalizate a lui Einstein, confir- mată în 1979 prin observarea quasarului „Twin QSO" SBS 0957+561. S-a constatat că efectul de lentilă gravitațională observat este mai pro- nunțat decât cel estimat pentru masa materiei normale (barionice) din Univers pe care o putem vedea. Acest fapt este un argument în plus în sprijinul existen- Galaxiile sunt atât de îndepărtate, încât observarea directă a unor stele distincte, chiar și în cele mai apropiate dintre ele, nu este posibilă decât cu aju- torul unor telescoape suficient de mari. Excepție fac doar exploziile de superno- ve, a căror luminozitate uneori depășeș- te luminozitatea întregii galaxii în care sunt localizate. Abia în anii '20 ai sec. XX s-a reușit, cu ajutorul fotografiei, să se distingă stele în galaxiile mai apropiate și să se estimeze distanța la ele. Se poa- te considera că în această perioadă a și luat naștere un nou capitol al astrono- miei - astronomia extragalactică. Determinarea distanțelor la galaxii este o problemă destul de complica- tă în astronomia extragalactică. Există câteva metode empirice de rezolvare a acestei probleme. Distanța la o galaxie se determină cel mai simplu dacă în ea se observă obecte a căror luminozitate este cunoscută. Astfel, de exemplu, lu- minozitatea cefeidelor se cunoaște din relația perioadă-luminozitate. Novele, în maximul de strălucire, au magnitu- dinea absolută de aproximativ - 8m,5, 351 Logaritmul perioadei i: . Graficul „perioadă - magnitudine absolută" al cefeidelor. (Perioada P este exprimată în zile). (Sursa: BopoHUoe-Be/ibAMHHoe 6. A., 1963). iar roiurile globulare - în medie de - 8m. în aceste cazuri, pentru a determina distanța este suficient să se măsoare magnitudinea aparentă a obiectului respectiv și să se calculeze modulul distanței, luând în considerare influența absorbției interstelare a luminii. în cazul galaxiilor îndepărtate în care nu se înre- gistrează asemenea obiecte, distanțele la ele se estimează după mărimea lor unghiulară aparentă sau după magni- tudinea aparentă. Pentru aceasta este nevoie să se cunoască dimensiunile sau luminozitățile galaxiilor de tipul dat. O altă metodă importantă se bazează pe determinarea mărimii deplasării spre roșu a liniilor din spectrul galaxiei. 1. î.j ier’ ' ? ' I I- rck - jr r-. Distan- ța până la galaxiile relativ apropiate poa- te fi determinată cel mai simplu în cazul când în ele se observă stele strălucitoa- re variabile, cefeide, a căror luminozita- te poate fi ușor determinată. Metoda se bazează pe folosirea dependenței perioadă-luminozitate a cefeidelor clasi- ce. Cum s-a stabilit din observații, între magnitudinea absolută medie (MJ și lo- garitmul perioadei cefeidelor (P) există o dependență liniară (fig. 12.20): M^- (1,01 + 2,87 Ig P), Aici perioada P este exprimată în zile. Măsurând perioada P din observații, se poate determina magnitudinea absolută Mᵥ din graficul funcției Mᵥ =/(lg P). Fo- losind apoi relația pentru magnitudinea absolută (v. § 6.3): M = m + 5- 5lgr (unde m este magnitudinea aparentă), 352 se poate calcula distanța (r) până la ga- laxie. Metoda cefeidelor se folosește la de- terminarea distanțelor până la galaxiile spirale și neregulate apropiate, cu preci- zia de 10-20%. La ora actuală, cefeide- le sunt cele mai exacte indicatoare ale distanțelor, de până la = 10 Mpc. Un indicator al distanțelor (cu eroarea de până la 50 %) până la galaxiile spirale și nere- gulate care conțin mari cantități de gaz sunt norii de hidrogen ionizat Hll. Me- toda se bazează pe faptul că diametrul celei mai extinse regiuni Hll din galaxie depinde de magnitudinea absolută a acestei galaxii. Superno- vele se folosesc la estimarea distanțelor, dat fiind faptul că la maximul de strălu- cire supernovele de tipul la, de exemplu, au practic aceeași magnitudine abso- lută. Metoda se aplică în cazul când se cunoaște magnitudinea absolută a unei supernove sau nove (la maximul de stră- lucire) dintr-o galaxie. Se știe că între lu- minozitatea unei stele (L*), exprimată în unități de luminozitate a Soarelui, Lₐ = 1, și magnitudinea ei absolută (M*) există relația (v. § 10.1): Ig L* = 0,4 (Mₒ - M*), unde Mₒ este magntudinea absolută cu- noscută a Soarelui. în acest caz, pentru determinarea distanței este suficient să se măsoare magnitudinea aparentă (m) a obiectului din galaxie, a cărui lumino- zitate este cunoscută, și să se utilizeze formula: Ig r = 1 + 0,2(m - M*), în care modulul distanței, (m - M*), se calculează luând în considerare absorb- ția interstelară a luminii. Eroarea tipică a determinării distanțelor la galaxii cu această metodă este de 25-50%. X Analiza spectrelor galaxiilor și a popu- lației stelare din ele arată că practic toate galaxiile s-au format în urmă cu mai bine de 10 miliarde de ani, când densitatea medie a materiei în Univers era de sute de ori mai mare decât în prezent. Galaxiile au luat naștere din norii gazoși de hidro- gen și heliu prin comprimarea acestora sub acțiunea gravitației proprii. în urma contracției se formează o protogalaxie, în care la o anumită etapă se declanșea- ză procese intense de formare a stelelor. Primele stele conțineau practic numai hidrogen și heliu. O dovadă în acest sens este și faptul că în Galaxia Calea Lactee cel mai scăzut conținut de elemente gre- le se înregistrează la stelele vârstnice din roiurile globulare care constituie compo- nenta sferoidală a Galaxiei. Stelele masive având o evoluție mai vertiginoasă, explodau ca supernove expulzând în spațiul cosmic gaz, dar și elemente chimice mai masive, care ser- veau ca „material de construcție" pen- tru generațiile următoare de stele. Din această cauză, stelele din generațiile mai tinere, inclusiv Soarele, se deosebesc printr-o compoziție chimică mai bogată în elemente grele. Formarea stelelor din gazul rămas în discurile galaxiilor spirale și neregulate 353 continuă și în epoca contemporană. Procese active de formare a stelelor au loc și în galaxiile pitice. în prezent, nu există o teorie uni- că privind originea galaxiilor. Conform uneia dintre ele (a ierarhiilor), după apariția primelor stele, în Univers a înce- put procesul de agregare gravitațională a stelelor în roiuri stelare, apoi în gala- xii. Această teorie însă se confruntă cu dificultăți după descoperirea cu ajutorul telescoapelor moderne a unor obiecte la care deplasarea spre roșu z ~ 10, ceea ce înseamnă că acestea deja existau la aproximativ 400 de milioane de ani de la Marea Explozie (Big Bang). Mai mult, s-a constatat că la acel moment deja existau galaxii formate. Problema constă în fap- tul că galaxiile nu puteau să se formeze într-o perioadă atât de scurtă. Folosind graficul funcției M = /(IgP) (perioadă-magnitudine absolută) (fig. 12.20) pentru cefeide, determinați distanța, în ani-lumină, și diametrul li- niar al galaxiei spirale din constelația Triunghiul, dacă diametrul ei unghiular este 1°, iar cefeida din această galaxie are perioada egală cu 13 zile și mag- nitudinea aparentă 19,6'" (BopomțoB- Be/ibHMHHoa 6.A., 1963, probi. 1160). Rezolvare. Calculăm IgP = 1,114. Din graficul funcției M = f(\gP) (fig. 12.20) aflăm magnitudinea absolută: M = -2,3 m. Din relația M = m + 5 - 5 Igr avem: Igr = 5,38. De aici r = 240000 pc = 780000 a.l. Relația între diametrul un- ghiular și diametrul liniar al galaxiei este: tg 1° = D/r. De aici, pentru diametrul li- niar al galaxiei se obține: D = r • tg 1° = 13600 a.l. 12.1. Explicați schema de clasificare a galaxiilor. 12.2. Estimați distanța de la Pământ până la cele mai îndepărtate ga- laxii, observate cu ajutorul instru- mentelor moderne. 12.3. Ce reprezintă și care este com- ponența Grupului Local de gala- xii? 12.4. Explicați principiul de funcționare al unei lentile gravitaționale. 12.5. Ce reprezintă și care este sursa de energie a unei radiogalaxii? 12.6. Viteza de îndepărtare a unei galaxii cu diametrul unghiular de 40" este egală cu 7000 km/s. La ce distanță se află galaxia și care este diametrul ei liniar? R.: 100 Mpc; 1,16 Mpc. 354 Capitolul XIII. Cosmologia (din greacă: Koopoq - cosmos, lume și Ăoyo<; - știință ) este știința care studiază originea, structura și evoluția Universului în ansamblu. Cos- mologia fizică este o ramură a astrofizi- cii care studiază structura, caracteristici- le fizice și dinamica Universului accesibil observațiilor și legile generale ce îl gu- vernează. Cosmologia fizică încearcă să interpreteze observațiile astronomice relevante pentru evoluția Universului. Cosmogonia (din greacă: Koogo< - cosmos, lume și yovn - a se naște) este știința despre formarea corpurilor cerești (planete, stele, galaxii etc.), în contextul astronomiei și științelor spațiale, cosmogonia se referă la teoriile privind formarea Sistemului solar. Albert Einstein (1879-1955). Autorul teoriei relativității generalizate care stă la baza cosmo- logiei fizice (Foto F. Schmutzer, 1921). Domeniile științifice ale cosmologiei și cosmogonie! deseori se suprapun, dat fiind faptul că observațiile astronomi- ce permit nu numai să se facă predicții privind viitorul Universului, dar și să se interpreteze evenimentele care s-au petrecut atunci când Universul abia lua naștere. Cosmologia fizică modernă se înte- meiază pe Teoria relativității generali- zate a lui Albert Einstein (1879-1955) și este dominată de teoria Marii Explozii (engl. Big Bang) care reunește cosmolo- gia observațională și fizica particulelor elementare. Acest domeniu a cunoscut o dezvoltare vertiginoasă în ultimele de- cenii ale sec. XX și la începutul sec. XXI. Observațiile astronomice, chiar și cele realizate cu ajutorul telescoapelor orbi- tale, nu pot cuprinde tot Universul și de aceea astronomii sunt nevoiți deseori să extrapoleze rezultatele obținute asupra întregului Univers. în cosmologia și cosmogonia mo- dernă general acceptată a Marii Explo- zii, Universul și timpul își au originea în așa-numita singularitate cosmologică. Prin aceasta se înțelege starea Univer- sului în momentul inițial, caracterizată prin temperatura și densitatea infinită a materiei. Cosmologul englez contem- poran Stephen Hawking (n. 1942) scria, în 1967, că observațiile confirmă pre- supunerea că Universul a luat naștere într-un anumit moment de timp, dar 355 însăși singularitatea nu se supune nici uneia din legile cunoscute ale fizicii. Pro- blema singularității cosmologice este una din cele mai complicate probleme ale cosmologiei fizice. Principiul fundamental al cosmolo- giei fizice moderne este principiul cos- mologic, potrivit căruia proprietățile Universului la scară suficient de mare, în unul și același moment de timp, sunt aceleași, indiferent de locul și direcția de observare. Independența de locul de observație înseamnă că toate punctele spațiului sunt echivalente și deci spațiul este omogen. Independența de direcția de observație înseamnă lipsa unei direcții preferențiale în spațiu și este numită izotropie. Principiul cosmologic presupune că peste tot în Univers sunt aplicabile aceleași legi ale fizicii. Presu- punerea despre omogenitatea și izotro- pia Universului a fost pusă la baza teori- ilor cosmologice ale lui Albert Einstein, Willem de Sitter și Alexandr Friedmann. Așadar, principiul cosmologic postu- lează că, la distanțe suficient de mari, în Univers nu există direcții preferențiale sau locații preferențiale. Aceasta în- seamnă că la distanțe suficient de mari orice parte a Universului arată aproxi- mativ la fel ca orice altă parte. Rezultă că densitatea medie a materiei în regiuni suficient de mari ale Universului poate fi considerată practic una și aceeași. Evi- dent, această afirmație nu este adevăra- tă la scară mică de distanțe.Aceste regi- uni trebuie să aibă dimensiuni mai mari de 100 Mpc, mai mari decât spațiile cu neomogenități locale create de stele, galaxii și roiuri de galaxii, însă mai mici decât Metagalaxia¹ care se extinde pe câteva mii de megaparseci. Așa cum arată observațiile, repar- tizarea omogenă a materiei în Univers este confirmată de distribuția omo- genă în spațiu, la scară foarte mare, a galaxiilor îndepărtate. O dovadă în plus este radiația cosmică de fond ră- masă de la Marea Explozie, care are temperatura uniformă pe întregul cer (v. § 13.6). Acest fapt este un argument convingător în sprijinul presupunerii că gazul care a emis această radiație cu multe miliarde de ani în urmă avea o distribuție omogenă în spațiu. Așadar, prin omogenitatea Universului se sub- înțelege că densitatea medie a tuturor formelor de materie distribuite în volu- me suficient de mari ale spațiului este una și aceeași, adică în Univers nu exis- tă regiuni preferențiale și Universul nu are un centru. Izotropia Universului înseamnă absența în Univers a unor direcții preferențiale (de exemplu, a unei axe de rotație a Universului), fapt care este de asemenea confirmat de datele observa- ționale. Astfel, de exemplu, depărtarea galaxiilor unele de altele („fuga" galaxi- ilor) este descrisă de una și aceeași lege a lui Hubble în toate direcțiile. Metagalaxia este sistemul total al galaxiilor, Inclusiv Calea Lactee, și spațiul intergalactic, care for- mează întregul Univers accesibil observațiilor. 356 Datele observaționale confirmă că materia în Univers la scară foarte mare este distribuită omogen și izotrop, fiind guvernată de aceleași legi ale naturii. Principiul omogenității și izotropiei Uni- versului, numit principiul cosmologic, stă la baza cosmologiei fizice. Etapa contemporană în dezvoltarea cosmologiei fizice a început odată cu elaborarea de către Albert Einstein, în 1916, a teoriei relativității generalizate. Dacă se admite principiu! cosmologic, atunci din teoria relativității generalizate rezultă mai multe modele ale Universu- lui, numite modele Friedmann. Acestea sunt caracterizate de câțiva parametri, printre care se numără densitatea to- tală a materiei în Univers, densitatea radiației, constanta cosmologică și vite- za actuală de expansiune a Universului. Măsurarea acestor parametri este una din problemele centrale ale cosmologiei. Modelul Universului omogen și izotrop este o schemă matematică simplificată a Universului real, bazată pe principiul cosmologic. Ecuațiile teoriei relativității generali- zate pentru Universul omogen și izotrop au fost deduse și generalizate de Einstein prin adăugarea unui termen k (lambda), numit constanta cosmologică. Acesta poate fi interpretat ca un câmp gravita- țional care însă nu este legat de materie sau energie. El ar putea fi o proprietate a vidului care, potrivit concepțiilor fizice moderne, constituie starea energetică cea mai joasă posibilă a tuturor câmpu- rilor. Einstein credea că Universul este static și a inclus în ecuațiile sale această constantă cosmologică pentru a-l păstra static. în caz general, soluțiile ecuațiilor au fost obținute în 1922 de matematicianul și cosmologul rus A.A. Friedmann (1888- 1925) care a demonstrat că Universul nu este staționar, ci în proces de expansiu- ne sau de contracție. Friedmann a făcut două presupuneri simple care constituie principiul cosmologic: la scară suficient de mare Universul este același atât în orice direcție, cât și în orice locație. Por- nind de la aceste ipoteze, Friedmann a elaborat primul model al Universului în mișcare. Universul lui Friedmann începe cu Marea Explozie și este în expansiune pentru multe miliarde de ani. Friedmann a găsit numai o singură soluție - pentru Universul, numit închis, a cărui rază este finită. Există însă încă două soluții: pen- tru un Univers deschis în care nu există suficientă materie pentru a opri expan- siunea și pentru un Univers plat - in- termediar între Universul închis și cel deschis - în care expansiunea este infi- nită, dar viteza de expansiune în cele din urmă tinde către zero. O altă soluție cosmologică a ecuațiilor câmpului din teoria relativității gene- ralizate a lui Einstein a fost obținută de astronomul olandez Willem de Sitter (1872-1934), numită universul de Sitter. El a admis că Universul este plat și lip- sit de materia obișnuită, iar dinamica Universului este dominată de constanta 357 ' , . . Lentila gravitațională Q2237+030S, ob- servată în direcția constelației Pegasus. în cen- trul fotografiei se vede nucleul galaxiei-lentilă, situată la 400 milioane de ani-lumină depărtare, înconjurat de 4 imagini (A, B, C, D, numite „Cru- cea lui Einstein") ale quasarului Q2237 situat în spatele galaxiei, la 8 miliarde a.l. (Credit: ESA/ NASA/Hubble). cosmologică considerată astăzi că ar corespunde energiei întunecate din Uni- versul nostru și câmpului inflaționist din Universul timpuriu. Din teoria relativității generalizate rezultă că prezența maselor mari de ma- terie influențează proprietățile spațiului astfel că acesta se curbează, iar efectul, este resimțit ca o forță de gravitație. De exemplu, ca urmare a curburii spațiului în apropiere de corpurile masive raza de lumină care trece în imediata apropiere de Soare deviază de la direcția inițială cu un unghi de circa 2", unghi care poate fi măsurat din observații ale poziției stele- lor în apropiere de discul solar în timpul eclipselor totale de Soare. Primul expe- riment în care a fost testat și confirmat acest efect al teoriei relativității genera- lizate a lui Einstein a fost realizat în tim- pul eclipsei totale de Soare din 29 mai 1919 (fig. 13.1). Aceasta a fost o primă dovadă a valabilității teoriei gravitației a lui Einstein. Curbarea spațiului se manifestă și în fenomenul lentilelor gravitaționale, formate de galaxii, roiurile de galaxii și alte obiecte cosmice super-masive înde- părtate. Un efect uimitor al unei lentile gravitaționale este crucea lui Einstein (fig. 13.2) care reprezintă imaginea cvadruplă a quasarului Q2237+030 for- mată de galaxia ZW 2237+030 situată între quasar și observatorul de pe Pă- mânt. Quasarul se află la distanța de aproximativ 8 miliarde de ani-lumină de Pământ, în timp ce galaxia este situată la doar 400 de milioane de ani-lumină depărtare. Cele 4 imagini ale quasarului îndepărtat apar în jurul galaxiei datorită atracției gravitaționale puternice exerci- tate de galaxie. în anii '20 ai sec. XX, astronomul și cosmologul american Edwin Hubble (1889-1953) a demonstrat că nebuloa- sele spirale observate nu sunt nori de gaz și praf în Calea Lactee cum se cre- dea, ci galaxii îndepărtate, situate din- colo de Galaxia noastră la milioane și miliarde de ani-lumină depărtare. în unele nebuloase, Hubble a detectat ste- le variabile, asemănătoare cu variabilele cefeide. Astronomul american Henrietta Leavitt (1868-1921) arătase mai înainte că există o corelație strânsă între peri- oada unei cefeide și luminozitatea ei. Astfel, cunoscând luminozitatea variabi- lei și măsurând iluminanța variabilei, se poate determina distanța până la steaua cefeidă, deci și până la nebuloasă. Analizând distanțele determinate după cefeide până la galaxiile obser- vate și vitezele relative ale acestor ga- laxii, Hubble a formulat, în 1929, legea empirică, potrivit căreia galaxiile înde- părtate se depărtează de noi cu viteze proporționale cu distanța la ele: v = Hd, unde v este viteza radială a galaxiei și d este distanța la ea. Constanta de WMAP (The Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) este un satelit lansat de NASA în 2001 pentru a studia proprietățile Universului nostru în ansamblu. Satelitul WMAP a cercetat radiația cosmică de fond și a determinat cu precizie vârsta și compoziția Universului (2003), contribuind la transfor- marea cosmologiei într-o știință exactă. proporționalitate H, numită constanta lui Hubble, se determină din observații. H are aceeași valoare în orice punct și în orice direcție din spațiu și este depen- dentă de timp. Este de remarcat că astronomul bel- gian Georges Lemaître a fost primul care într-un articol, publicat în 1927, cu doi ani înainte de Hubble, a dedus ceea ce astăzi este cunoscut ca legea lui Hubble și a dat prima determinare empirică a constantei H. Constanta lui Hubble a fost calculată recent folosind datele furnizate de sate- litul WMAP¹, pentru ea obținându-se: H = 71,0 ± 2,5 (km/s)/Mpc, cu precizia de = 5%. Dacă rezultatele WMAP se combină cu alte date cosmo- logice, cea mai bună estimare pentru constanta lui Hubble este: H = (70,4 + 1,4) (km/s)/Mpc. Hubble a descoperit că liniile spec- trale observate la majoritatea gala- xiilor sunt deplasate spre domeniul roșu al spectrului, adică spre undele mai lungi. Această deplasare spre roșu arată că galaxiile se depărtează unele de altele, fenomen cunoscut ca „fuga galaxiilor". Galaxiile mai îndepărtate, care au și o strălucire mai slabă, au o deplasare spre roșu mai mare, ceea ce înseamnă că ele se depărtează cu o vi- teză mai mare. Acest fenomen de înde- părtare a galaxiilor unele de altele este o urmare a expansiunii Universului. 359 358 Descoperirea lui Hubble a marcat în- ceputul epocii moderne a cosmologi- ei. Azi, cefeidele stau la baza uneia din cele mai eficiente metode de măsurare a distanțelor la galaxii și de determina- re a ratei de expansiune (a constantei lui Hubble) și a vârstei Universului. Valoarea H = 0 ar corespunde unui model static al Universului care nu se dilată, însă această stare nu poate fi stabilă, deoarece materia în câmpul său propriu de gravitație trebuie fie să se contracte, fie să se dilate, în funcție de raportul dintre energia cinetică și cea potențială. Constanta lui Hubble are și un pro- fund sens fizic. Valoarea inversă a acestei constante este egală cu timpul necesar pentru extinderea cu viteză constantă a Universului până la starea actuală, adică este „vârsta" Universului. Dacă se consideră constanta lui Hubble H = 71,0 km/(s-Mpc), atunci vârsta Uni- versului tᵤ = 1/H = 13,79-109 ani. Această valoare este în concordanță cu vârsta majorității galaxiilor și a stelelor celor mai vârstnice din Galaxia noastră, de- terminată din studiul spectrelor lor și al populației stelare. De aici rezultă că ma- joritatea galaxiilor s-au format în stadiile timpurii ale expansiunii Universului, în primul miliard de ani. în februarie 2004, telescopul spațial Hubble și astronomii de la Observatorul Keck din Hawaii au înregistrat o galaxie situată la distanța de 13 miliarde de ani-lumină de Pământ, fapt care confirmă vârsta estimată mai sus a Universului. Observațiile astronomice arată că li- niile spectrale din spectrele galaxiilor în- depărtate sunt deplasate spre lungimile de undă mai lungi. Acest fenomen este cunoscut ca deplasarea cosmologică spre roșu care se exprimă prin relația: Z ⁼ , unde i este deplasarea spre roșu, Ăₒbₛ este lungimea de undă a luminii recepționate de observatorul de pe Pă- mânt, \ₘₗₛ- este lungimea de undă emi- să de galaxie. Deplasarea cosmologică spre roșu este cauzată exclusiv de expansiunea Universului și indică viteza de recesie (în- depărtare) a obiectului ceresc. La viteze mici (mai mici de jumătate din viteza lu- minii), deplasarea cosmologică este le- gată de viteza de recesie (v) prin relația: z = v/c, unde c este viteza luminii în vid. La vi- teze mai mari, formula pentru deplasa- rea cosmologică spre roșu este dată de teoria relativității speciale: Expresia devine și mai complicată pen- tru deplasări spre roșu extrem de mari. Conform efectului Doppler, viteza ra- dială (v) de recesie a galaxiilor este: Vr = = CZ , unde z = este deplasarea cos- mologică spre roșu a liniilor spectrale. 360 Această relație este valabilă pentru de- plasări spre roșu foarte mici, z < 0,1. Deplasarea spre roșu z observată la obiectele extragalactice cele mai înde- părtate atinge 3,5. în acest caz, la de- terminarea vitezei radiale se folosește o relație mai exactă pentru vᵣ și deplasa- rea cosmologică z: (z+iy+i ' Legea lui Hubble ne oferă metoda empirică, cea mai importantă, de esti- mare a distanțelor la galaxiile foarte în- depărtate, bazată pe fenomenul depla- sării spre roșu a liniior spectrale. Din relațiile pentru legea lui Hubble și efectul Doppler rezultă că deplasarea spre roșu poate fi scrisă sub forma: Asemenea dependență este observată la cele mai luminoase galaxii cu lumino- zități aproximativ egale din roiurile de galaxii. Deci, distanța la aceste galaxii se poate determina din graficul funcției Ig cz =/(m). Este de remarcat faptul că nu există criterii sigure de determinare a distanțelor până la galaxii fără a folosi deplasarea spre roșu. în prezent, aceas- ta este principala metodă de determina- re a distanțelor până la galaxiile, quasarii și roiurile de galaxii îndepărtate. în ultimul timp, o răspândire tot mai largă în estimarea distanțelor până la galaxiile foarte îndepărtate are și me- toda lentilelor gravitaționale, legată de devierea razelor de lumină în câmpul de gravitație (v. § 12.6). de unde pentru distanța la galaxie (d) avem: unde H este constanta lui Hubble, iar distanța d se exprimă în megaparseci (Mpc). Substituind această expresie a lui dîn relația (v. §6.3): Ig d = 1 + 0,2(m - M), obținem: Igcz = ^- + (1 - ^ + lgH). Din relația de mai sus rezultă că dacă obiectele observate au magnitudini absolute M (deci și luminozități) ega- le, atunci dependența între logaritmul deplasării spre roșu (Ig cz) și magnitu- dinea aparentă (m) este liniară și se va reprezenta grafic printr-o linie dreaptă. Modelul cosmologic standard privind originea și evoluția Universului este ofe- rit, în prezent, de teoria Marii Explozii (în engleză - Big Bang). Ideea de bază a acestei teorii este că în momentul inițial Universul observabil azi avea tempera- tura infinit de înaltă, era în stare hiper- densă și concentrat într-un singur punct. Starea superdensă, în care temperatura, presiunea și densitatea tind către infinit este numită singularitate. Legile fizicii cunoscute astăzi nu sunt aplicabile la starea materiei în apropiere de singulari- tate. Din observații rezultă că în această stare Universul s-a aflat cu aproximativ 13,7 miliarde de ani în urmă, această 361 perioadă fiind considerată vârsta Uni- versului. Expansiunea Universului a în- ceput de la această stare în urma unui fenomen neobișnuit numit convențional Marea Explozie (Big Bang). Dovadă a acestei faze inițiale de evoluție a Univer- sului sunt microundele radio detectate în prezent sub forma unei radiații dis- tribuite uniform pe întregul cer, numită radiație cosmică de fond. Modelul cosmologic al Marii Explo- zii se bazează pe teoria relativității ge- neralizate a lui Einstein și pe principiul omogenității și izotropiei Universului. Ecuațiile pentru expansiunea Univer- sului au fost formulate de Alexandr Fri- edmann. Soluții similare pentru aceste ecuații a obținut Willem de Sitter (1872- 1934). Unul din fondatorii modelului Universului fierbinte este George Ga- mow (1904-1968) care a contribuit și la prezicerea radiației cosmice de fond. în clipele inițiale de expansiune, Universul s-a răcit suficient pentru a permite formarea particulelor elemen- tare subatomice - protoni, neutroni și electroni. Nucleele atomice s-au for- mat în primele trei minute de la Marea Explozie. Peste aproximativ 380 de mii de ani s-au format primii atomi neutri - hidrogenul, heliul și mici cantități de litiu. Sub acțiunea gravitației, în norii giganți ai acestor elemente primordiale s-au format stelele și galaxiile. Elemen- tele chimice mai masive au fost sinteti- zate fie în stele, fie în exploziile de su- pernove. Deplasarea spre roșu a liniilor spec- trale, observată în prezent în spectrele galaxiilor îndepărtate, arată că toate ga- laxiile se depărtează unele de altele - o dovadă că Universul este în expansiune. Fizica contemporană este aplicabilă pentru descrierea evoluției Universului doar începând de la momentul de timp tᵤ = t ~ 10’⁴³s, după Marea Explozie, temperatura T ~ IO³² K și densitatea p ~ 10⁹³ g/cm³. Aceste mărimi, numite para- metrii lui Planck, se obțin din relații între constantele fizice fundamentale. Con- form concepțiilor cosmologice actuale, până în prezent, Universul a trecut prin mai multe faze sau stadii de evoluție, dintre care cele mai violente au fost sta- diile din primele secunde de la Marea Explozie (fig. 13.3). Planck este perioada cea mai timpurie în evoluția Universului care a început imediat după Marea Explozie și a durat de la tᵤ = 0 până la tᵤ ~ 10“⁴³ s. Se presupune că în această perioadă cele patru forțe fundamentale (electromag- netice, nucleare slabe, nucleare tari și gravitaționale) aveau aceeași intensitate și erau unite toate într-o singură forță fundamentală, menținută printr-o sime- trie perfectă. Epoca Planck era domina- tă de efectele cuantice ale gravitației. Starea Universului, concentrat într-un punct de IO"³⁵ m caracterizată de o tem- peratură inimaginabilă (T > 10³² K) și o densitate infinită era instabilă. Era Marii Unificări (sau era GUT - Grand Unification Theory) este perioada din evoluția Universului timpuriu care a urmat după era Planck și a durat de la tᵤ ~ IO'⁴³ s până la tᵤ ~ IO⁻³⁶ s. Tempera- tura Universului T > 10²⁷ K. Trei din cele 362 Fig. 13.3. Stadiile de evoluție ale Universului. în diagramă, axa timpului (orientată pe verticală) nu este uniformă. (Sursa: The Stephen Hawking Centre for Theoretical Cosmology, http://www.ctc.cam. ac.uk/images/contentpics/outreach/cp_universe_chronology). 363 patru interacțiuni fundamentale - elec- tromagnetice, nucleare tari și nucleare slabe - erau unificate constituind forța electronucleară. Gravitația se separase de forța electronucleară la sfârșitul erei Planck. în era Marii Unificări, noțiunile fizice de masă și sarcină electrică erau lipsite de sens. La sfârșitul erei Marii Unificări, forța nucleară tare s-a separat de celelalte forțe fundamentale și s-a declanșat procesul inflației cosmice. este perioada de la tᵤ ~ io⁻³⁶ s, până la tᵤ ~ IO'³² s, în care Universul timpuriu a suferit o expansiune exponențială extrem de rapidă, cunos- cută ca inflația cosmică. într-o fracțiune infimă de secundă, dimensiunile liniare ale Universului timpuriu au crescut de cel puțin 1026 ori atingând aproximativ 10 cm. în această perioadă, forța tare a început să se separe de interacțiunea electroslabă. Temperatura a scăzut de la T ~ 10³² K până la T~ 10²’ K. Se conside- ră că această expansiune exponențială a fost declanșată de către tranziția de fază care a marcat sfârșitul erei precedente a Marii Unificări. în procesul de inflație cosmică, datorită proprietăților specifice ale vidului, gravitația s-a manifestat prin forțe de respingere între particule, nu de atracție. în urma expansiunii rapide, par- ticulele elementare rămase de la Era Ma- rii Unificări au fost distribuite peste tot în Univers. La sfârșitul erei inflaționiste, Universul a fost repopulat cu un amestec dens, fierbinte de quarci¹, antiquarci și gluoni². Inflația cosmică a generat unde gravitaționale și unde de densitate. este perioada de la tᵤ ~ IO"³² s, până la tᵤ ~ IO'¹² s, când temperatura Universului timpuriu, T = IO¹⁵ K, era suficient de înaltă pentru a se uni forța electromagnetică cu interacțiunea slabă într-o singură interacțiune electroslabă. Interacțiunile dintre particule în această fază erau însoțite de suficientă energie pentru a crea un mare număr de particule exoti-ce, inclusiv bosonii³ W și Z și bosonii Higgs. Câmpul scalar Higgs a încetinit particulele și le-a conferit masă. Existența bosonilor W, Z a fost demonstrată experimental, iar bosonul Higgs a fost descoperit în 2012. este perioada de la tᵤ ~ 10'¹² s, până la tᵤ ~ IO⁻⁶ s, când cele patru interacțiuni fundamentale au că- pătat formele lor actuale, iar tempe- ratura Universului era încă prea înaltă pentru a permite quarcilor să formeze hadronii¹. Era quarcilor a început atunci când interacțiunea electroslabă s-a se- parat în interacțiunea slabă și electro- magnetică. în era quarcilor, Universul era constituit din plasmă densă fierbinte de quarci, gluoni și leptoni. Era quarci- lor s-a sfârșit atunci când energia medie a particulelor a scăzut mai jos de ener- Quarciisunt particule subatomice din care sunt formați protonii, neutronii și alte particule (v. Anexa XIV). Gluonii sunt particule virtuale de schimb pentru forțele tari de interacțiune dintre quarci. Bosonii sunt particule purtătoare de forță în interacțiunile fundamentale. Un exemplu de boson este fotonul. Hadronii sunt particule elementare formate din quarci legați împreună prin forțe tari. Hadronii se împart în barioni (protoni și neutroni) și mezoni. 364 gia de legătură a hadronilor. Quarci! și anti-quarcii se anihilau reciproc, dar un quark, la aproximativ fiecare miliard de perechi, supraviețuia, într-un proces cunoscut ca bariogeneză, astfel creân- du-se un surplus de quarci care, în cele din urmă, s-au combinat pentru a forma materia. de la tₒ ~ IO⁻⁶ s, până la tᵤ ~ 1 s, este perioada în care masa Universului timpuriu era dominată de hadroni (nucleoni¹, antinucleoni și me- zoni²). Temperatura Universului a scăzut până la T~ IO¹² K, suficient de joasă pen- tru a permite quarcilor să se combine formând hadronii. Interacțiunile dintre electroni și protoni au avut ca rezultat formarea de neutroni și emiterea de neutrini, particule care continuă și în prezent să se deplaseze liber în spațiu cu viteza luminii. Unii neutroni și neu- trini se recombinau formând noi perechi proton-electron. La început, particulele și antiparticulele, adică materia și anti- materia se nășteau în cantități egale. Concomitent, avea loc și procesul in- vers, de anihilare a particulelor și anti- particulelor, însoțit de emisia cuante- lor-y. Datorită faptului că între proprietă- țile particulelor și antiparticulelor există o slabă asimetrie, în urma procesului de anihilare a rămas un surplus infim de particule. în consecință, Universul ob- servabil s-a constituit din materie, nu din antimaterie. Formarea nucleonilor a marcat încheierea erei hadronilor în evoluția Universului. .. de la tᵤ -1 s, până la tᵤ ~ 3 min., este perioada în evoluția Uni- versului timpuriu în care temperatura a scăzut de la T~ IO¹² K până la T~ 5-10⁹ K și leptonii (electronii) și antileptonii (po- zitronii) dominau masa Universului. Par- ticulele ușoare (în mare parte, electroni și pozitroni) sunt în echilibru cu radiația. La începutul erei leptonilor, temperatu- ra Universului era încă suficient de înaltă pentru a se crea perechi lepton/antilep- ton, astfel încât leptonii și antileptonii erau în echilibru termic. La aproximativ 10 s, după Big Bang, temperatura Uni- versului a scăzut până la punctul în care nu se mai creau perechi lepton/antilep- ton. Majoritatea leptonilor și antilepto- nilor au fost atunci eliminați prin reacții de anihilare, rămânând doar fotoni și o mică parte de leptoni. de la tᵤ = 3 min până la ~ 15 min, este perioada când în Universul timpuriu s-a format majoritatea nucleelor mai complexe decât hidrogenul, cu masa atomică < 7: heliu, litiu, beriliu etc. Tem- peratura Universului a scăzut până la T ~ 5 • 10⁹ K r 10’ K, suficientă pentru a permite reacțiile de sinteză a ele- mentelor ușoare (fig. 13.4). Odată cu scăderea temperaturii, neutronii fie se ¹ Nucleon este denumirea generică a protonilor și neutronilor, din care sunt constituite toate nucle- ele atomice (v. Anexa XIV). ² Mezonul este o particulă subatomică instabilă, formată dintr-un quark și un antiquark. ³ Leptonii sunt particule elementare, dintre care cel mai cunoscut este electronul. ⁴ în cazul dat, termenul nucleosinteză se referă la reacțiile nucleare de sinteză, în Universul timpuriu, a nucleelor ușoare. Nucleele atomice mai grele s-au format mai târziu, în stele. 365 dezintegrau în protoni și electroni, fie fuzionau cu protonii formând deuteriu (un izotop al hidrogenului). Circa 10 % din numărul total de protoni au fuzionat cu neutronii formând nuclee de heliu și cantități neînsemnate de deuteriu, tritiu și litiu. Aproape tot heliul existent astăzi s-a format în stadiul de nucleosinteză primordială care încheie epoca Univer- sului timpuriu. perioada de la tᵤ ~ 240 000 până la ~ 377 000 ani. După Marea Explozie, Universul era dominat de plasma densă și fierbinte, formată din fotoni, electroni și protoni, care era opacă pentru radiația electromagnetică Expansiunea Universului este însoțită de micșorarea densității și scăderea tem- peraturii. Atunci când temperatura Uni- versului a coborât până la aproximativ 3000 K, a devenit posibilă formarea ato- mului de hidrogen prin captarea electro- nilor de către protoni, adică prin reacția de recombinare: p + e~ — H + /, unde p este protonul, e’ - electronul, H - atomul de hidrogen și y - o cuan- tă de radiație. Reacțiile de recombinare au avut loc atunci când Universul avea vârsta de aproximativ 378 mii de ani și deplasarea spre roșu z = 1100. în cosmo- logie, perioada de formare, prin recom- binare, a atomilor neutri în Universul timpuriu este numită era recombinării. înainte de această perioadă, fotonii nu se puteau deplasa liber în Univers, de- oarece interacționau cu electronii și protonii liberi. în urma reacțiilor de re- combinare, numărul de electroni liberi . . Nucleosinteză primordială. Atunci când temperatura Universului timpuriu scade până la T~ 10⁹ K, protonii și neutronii pot fuziona și forma nuclee atomice ușoare. s-a redus mult și astfel parcursul liber mediu al fotonilor a crescut considerabil, până la dimensiunile Universului, ei de- plasându-se liber în tot Universul fără a interacționa cu atomii neutri. Astfel, era recombinării s-a încheiat cu „desprinde- rea" radiației de materie, când Univer- sul a devenit transparent pentru lumi- nă. Fotonii emiși în epoca recombinării sunt cei mai vechi fotoni care astăzi sunt detectați sub forma radiației cosmice de fond. Momentul de timp în evoluția Uni- versului, în care plasma a dispărut și Uni- versul a devenit transparent, este numit momentul ultimei împrăștieri. Punctele spațiului din care fotonii radiației cosmi- ce de fond ajung la observator din toate direcțiile formează așa-numita suprafață a ultimei împrăștieri. Așadar, înainte de era recombinării Universul era opac, nu emitea radiație și deci perioadade evoluție a Universului de până la era recombinării, numită și era radiației, nu poate fi studiată astăzi pe cale observațională. Odată cu înche- ierea stadiului de recombinare, Univer- sul a intrat în era materiei. 366 Era obscură, de la tₒ ~ 300 000 până la 150 milioane de ani, este perioada de la formarea primilor atomi și până la formarea primelor stele, uneori numită Era obscură. Deși în Universul din aceas- tă perioadă există fotoni, este totuși întuneric, deoarece încă nu există stele formate care să emită lumină. Rămas numai cu materie foarte difuză, Univer- sul este dominat în această perioadă de misterioasa materie întunecată. r. de la tᵤ~ 150 milioa- ne până la 1 miliard de ani. în urma co- lapsului gravitațional,se formează primii quasari și radiația intensă emisă de ei re-ionizează materia din spațiul înconju- rător. Se produce a două din cele două tranziții majore de fază ale hidrogenului gazos din Univers (prima a avut loc în pe- rioada recombinării). în- cepe de la tᵤ ~ 300-500 milioane de ani după Marea Explozie. Gravitația amplifi- că micile fluctuații ale densității gazului primordial și aglomerările de gaz devin din ce în ce mai dense, deși expansiu- nea rapidă a Universului continuă. Sub acțiunea gravitației proprii, acești nori denși de gaz cosmic încep să se con- tracte prin colaps, devenind suficient de fierbinți pentru a se declanșa reacțiile de fuziune nucleară între atomii de hi- drogen. Astfel iau naștere cele dintâi stele. Primele din ele sunt stele super- masive, de aproximativ 100 de mase so- lare, cunoscute ca stele de populația III (fără „metale") cu durata scurtă de viață. Prin colapsul unor volume imen- se de materie se formează galaxiile care sub acțiunea gravitației formează roiuri și super-roiuri de galaxii. Un rol important în elucidarea evoluției Universului l-a avut telescopul spațial Hubble, cu ajutorul căruia au fost descoperite milioane de galaxii care s-au format în stadiile timpurii de evoluție ale Universului. i: începe la tᵤ ~ 8,5-9 miliarde de ani după Marea Explozie. Soarele este o stea de ultimă generație care încorporează resturi- le de la mai multe generații de stele mai timpurii. Așadar, Soarele și siste- mul planetar din jurul lui s-au format cu aproximativ 4,5-5 miliarde de ani în urmă. La mijlocul anilor '60 ai sec. XX a fost făcută o descoperire extrem de impor- tantă pentru cosmologia fizică modernă, descoperire care a constituit o dovadă a expansiunii Universului și o confirmare a modelului cosmologic al Marii Explozii. Radioastronomii Arno Penzias (n. 1933) și Robert Wilson (n. 1936) au detectat, la 20 mai 1964, o radiație radio de origi- ne cosmică care avea aceeași intensitate și venea din toate direcțiile de pe cer. Această radiație, numită radiație cos- mică de fond, a fost prezisă teoretic la mijlocul anilor '40 ai sec. XX. Radiația cosmică de fond nu este alt- ceva decât radiația care s-a desprins de materie în era recombinării din evoluția Universului timpuriu, la 378 000 de ani 367 Plasmă de hidrogen Gaz de hidrogen atomic Era ultimei împrăștieri. în plasma de hidrogen, parcursul liber mediu al fotonului este foarte scurt din cauza interacțiunilor cu protonii. în gazul de hidrogen atomic, format după recombinare, parcursul liberal fotonului devine egal cu dimensiunile Universului. după Marea Explozie, deci cu mult îna- inte de formarea stelelor și galaxiilor. Radiația cosmică de fond are tempera- tura de 2,725 K, spectrul identic cu spec- trul radiației termice și corespunde mi- croundelor radio cu lungimea de undă de circa 1 mm, adică este invizibilă pen- tru ochiul liber. Dacă microundele ar fi vizibile, am vedea cerul iluminat absolut uniform în toate direcțiile. La scurt timp după Marea Explozie, cosmosul reprezenta o ceață opacă de plasmă fierbinte efervescentă și ener- gie. Când Universul avea numai o sutime de milionime din diametrul său actual, temperatura sa era de 273 de milioane Kelvini și densitatea materiei era compa- rabilă cu densitatea aerului la suprafața Pământului. La aceste temperaturi, hi- drogenul era complet ionizat șiîn Univers existau numai protoni, electroni, nuclee și fotoni. în urma ciocnirilor multiple ale fotonilor cu protonii, spectrul radiației a devenit identic cu spectrul termic al cor- pului negru (v. fig. 6.8), ceea ce este în acord cu teoria Marii Explozii. Acest fapt a fost confirmat prin măsurările de cea mai înaltă precizie, realizate în 1992 cu ajutorul satelitului COBE (Cosmic Back- ground Explorer) (NASA). Când temperatura a scăzut suficient, protonii și electronii, prin reacții de re- combinare, au format atomii neutri de hidrogen. Fotonii interacționând foarte slab cu atomii neutri, și s-au desprins de materie, propagându-se liber în toate direcțiile. în acest moment Universul a devenit transparent. Tocmai acești fo- toni sunt detectați în zilele noastre sub forma radiației cosmice de fond. Așadar, studiind radiația cosmică de fond noi putem pătrunde în trecutul Universu- lui doar până la momentul când el mai era încă opac și când cea mai mare par- te din fotonii radiației cosmice de fond s-au separat de materie. „Peretele" de lumină format de acești fotoni desprinși de materie este numit suprafața ultimei împrăștieri (fig. 13.5). Când se înregis- trează temperatura radiației cosmice de fond, de fapt se cartografiază această suprafață a ultimei împrăștieri. 368 Radiația cosmică de fond cu temperatura de 2,72548 K - o reminiscență a radiației decuplate de materie în Era Recombinării, atunci când Universul avea vârsta de ~ 378000 de ani. Petele din această imagine, obținută de satelitul WMAP, corespund unor regiuni cu mici variații de temperatură care au constituit germenii pentru galaxiile formate mai târziu. (Credit: NASA/Echipa WMAP). Calculele arată că materia din Uni- versul timpuriu a devenit transparen- tă atunci când densitatea ei a scăzut până la valori de ordinul IO’²⁰ g/cm³, la care concentrația medie a atomi- lor era de circa 10 mii de particule în 1 cm³ (IO⁴ cm⁻³), adică de un miliard de ori mai mare decât în prezent. Dacă admitem că Universul se extindea cu aceeași viteză ca în prezent, obți- nem că atunci când materia a devenit transparentă, Universul avea dimensi- unile de ~ 1000 de ori mai mici ca în prezent. De 1000 de ori mai mică era și lungimea de undă a radiației. Deci, fotonii din radiația cosmică de fond care acum au lungimea de undă de ~ 1 mm, atunci aveau lungimea de undă de 1 pm, ceea ce corespunde, potri- vit legii lui Planck, maximului de radi- ație la temperatura de 3000-4000 K. Așadar, existența radiației cosmice de fond este o dovadă a faptului că în trecut Universul a avut o temperatură înaltă, deci este și un argument în spri- jinul modelului cosmologic al Univer- sului „fierbinte". Una din cele mai remarcabile carac- teristici ale radiației cosmice de fond este faptul că ea este deosebit de uni- formă, temperatura ei este practic aceeași în diferite locuri de pe cer. Acest fapt este în sprilinul teoriei inflației cos- mice care postulează că Universul s-a dilatat mai rapid decât viteza luminii în doar câteva mici fracțiuni de secundă după Marea Explozie. Totuși, cu ajuto- rul celor mai sensibile instrumente de la bordul sateliților COBE și WMAP au fost detectate mici fluctuații cosmologice ale temperaturii radiației cosmice de fond (fig. 13.6). Fluctuațiile de temperatură 369 . Filamente formate de galaxiile locale. semnifică regiuni cu densități diferite și se consideră că ar fi amprenta fluctua- țiilor primordiale ale densității materi- ei. Aceste fluctuații ale densității au dat naștere stelelor, galaxiilor, roiurilor de galaxii, pe care le observăm astăzi pe cer, dar și structurilor filamentoase ase- mănătoare cu spuma (fig. 13.7), formate la scară mare, de până la aproximativ un miliard de ani-lumină, de către galaxii și roiurile de galaxii, împrăștiate pretutin- deni în Univers. Agenția Spațială Europeană (ESA) a anunțat (în 2013) realizarea de către observatorul spațial Planck a celei mai precise și detaliate hărți a distribuției radiației cosmice de fond, după cea executată de satelitul WMAP. Au fost obținute noi date actualizate privind distribuția relativă a componentelor densității materiei în Univers. Printre alte descoperiri se menționează o oarecare anizotropie și fluctuații mai pronunțate în radiația cosmică de fond. Așadar, studiind proprietățile fizice detaliate ale radiației cosmice de fond, putem obține mai multe date despre condițiile care au existat în Universul timpuriu, dar și despre originea galaxii- lor și a roiurilor de galaxii. 370 § 13.7. TEORIA INFLAȚIONISTĂ Teoria Marii Explozii este susținută de o serie de date observaționale im- portante: descoperirea îndepărțării ga- laxiilor, unele de altele (Edwin Hubble, 1929) care este un prim argument în sprijinul teoriei expansiunii Universu- lui; abundența în Univers a elementelor ușoare H, He, Li, formate prin fuziunea protonilor și neutronilorîn primele câte- va minute după Marea Explozie; radiația cosmică de fond care este radiația ră- masă de la Marea Explozie. Cu toate acestea, teoria nu poate explica, de ce Universul este uniform la scară foarte mare, dar neuniform la scară mai mică, deși principiul cosmologic presupune că materia este distribuită uniform oriunde în Univers. Există și alte probleme nerezolvate, cum ar fi, de exemplu, problema mo- nopolului magnetic. Cosmologia Marii Explozii prezice că în Universul timpuriu trebuia să se fi format un număr foar- te mare de monopoli magnetici masivi și stabili, care însă nu au fost observați niciodată. Mulți cosmologi consideră că soluții la toate aceste probleme poa- te oferi teoria inflaționistă, elaborată în anii 1980 de către Alan Guth, Andrei Linde, Paul Steinhardt și Andy Albrecht, pentru a explica unele probleme ale te- oriei standard a Marii Explozii. Teoria inflaționistă propune o perioa- dă foarte scurtă de expansiune extrem de rapidă, exponențială a Universului în primele câteva momente de la Ma- rea Explozie, numită inflație cosmică. în timpul inflației densitatea energiei Uni- versului a fost dominată de energia vi- dului, care mai târziu a produs materia și radiația ce umple azi Universul. Inflația cosmică a mărit dimensiunea liniară a Universului de aproximativ 1000 de ori în doar o mică fracțiune de secundă. Te- oria inflaționistă este considerată o ex- tensie a teoriei Marii Explozii, deoarece ea explică problemele acesteia păstrând totodată teoria Universului omogen în expansiune. \ Așa-numitele fluctuații cuantice la scară sub-atomică au în prima fracțiune de secundă a Uni- versului, fost acelea care au condus la nașterea stelelor. Odată cu expansiunea violentă, într-o fracțiune de secundă, a Univer- sului în urma fenomenului de inflație cosmică exponențială, fluctuațiile cuan- tice minuscule au crescut rapid de la scară cuantică la scară macroscopică de proporții astronomice, devenind mici variații ale densității materiei în spațiu. Dovadă a acestui proces este faptul că radiația cosmică de fond de microun- de, generată ca o consecință a Marii Explozii, are o temperatură extrem de uniformă oriunde pe cer. Această izotro- pie poate fi posibilă numai dacă în faza timpurie a Universului diferitele regiuni ale spațiului s-au aflat în echilibru termic unele cu altele, apoi s-au îndepărtat ra- pid unele de altele în urma fenomenului de inflație cosmică. Astfel, fluctuațiile cuantice primor- diale au generat ulterior variații ale concentrației de particule din spațiu. 371 în consecință, sub acțiunea forțelor de atracție gravitațională a început concentrarea materiei, care a avut ca rezultat nașterea stelelor, galaxiilor, planetelor. Satelitul WMAP a pus o bază ex- perimentală solidă în cosmologie prin măsurarea cu precizie a spectrului fluc- tuațiilor în radiația cosmică de fond, iar imaginea obținută de WMAP (fig. 13.6) corespunde teoriei inflaționiste. Un test mai riguros al inflației se așteaptă să fie realizat prin detectarea undelor gravi- taționale, generate în stadiul de inflație cosmică, care se presupune că ar fi lăsat amprente subtile în microundele radia- ției de fond. Simulările realizate la calculator arată că materia obișnuită existentă în Univers nu poate asigura suficien- tă gravitație pentru a se putea forma structura observată la scară cosmică a Universului, fără ca ea să fie „ajutată" de o oarecare formă de materie invizi- bilă. O dovadă în plus a existenței unei materii ascunse este mișcarea de rotație a galaxiilor atât de rapidă, încât ele nu și-ar putea păstra structura fără o atrac- ție gravitațională suplimentară. Așadar, această materie enigmatică exercită atracție gravitațională, dar nu poate fi observată, pentru că nu emite și nici nu absoarbe lumină, motiv pentru care este numită materie „întunecată". Ea nu poate fi asemănătoare cu materia obișnuită, deoarece în acest caz s-ar fi produs mai mult deuteriu, atunci când Universul avea vârsta mai mică de trei minute. Cosmologii au calculat că dacă ar fi existat mai multă materie obișnuită decât cea observată, atunci în procesul de nucleosinteză care a urmat după Ma- rea Explozie s-ar fi format mult mai mult deuteriu decât cantitățile existente. Există o serie de ipoteze privind natu- ra materiei întunecate care a fost gene- rată, probabil, în primele momente ale Marii Explozii. Se presupune că materia întunecată ar putea fi reprezentată fie de găurile negre supermasive, fie de pi- ticele brune sau de noi forme de mate- rie. Unii astronomi presupun că materia întunecată ar putea fi formată dintr-un număr imens de găuri negre. Se consi- deră că găurile negre supermasive ar alimenta cu energie quasarii îndepărtați de tipul spectral K. Aceste găuri negre pot fi detectate prin efectul de lentilă gravitațională pe care ele îl produc. Cum se știe (v. § 10.4), piticele bru- ne reprezintă stele de masă mică (circa 13 mase jupiteriene) în care reacțiile nucleare au încetat după câteva milioa- ne de ani. Piticele brune sunt obiecte întunecoase, intermediare între stele și planete, care nu emit lumină sufici- entă pentru a putea fi detectate direct cu telescoapele terestre. Se presupune că piticele brune s-au format în urma fragmentării norului molecular, spre de- osebire de planete care au luat naștere în nebuloasa protoplanetară. Piticele brune și obiectele similare au fost de- numite MACHO (MAssive Compact Halo Objects - Obiecte Compacte Masive 372 din Halo). Obiectele MACHO ar pu- tea fi detectate prin metoda lentilelor gravitaționale. Unii fizicieni au emis ipoteza că ar exista noi forțe ale naturii și noi tipuri de particule elementare, adică noi forme de materie. Unul din scopurile principale pentru care se construiesc super-accele- ratoarele de particule elementare (cum este Marele Accelerator de Hadroni LHC, 2009) este de a produce în laborator această materie. Cosmologii presupun că materia întunecată ar putea fi constituită din particule produse la scurt timp după Marea Explozie, care sunt foarte diferite de materia barionică obișnuită. Aces- te particule ipotetice au fost denumite WIMP (Weakly Interacting Massive Par- ticles - particule masive cu interacțiune slabă) sau materie nebarionică. O posibilă componentă a materiei în- tunecate reci ar putea fi particulele ele- mentare ipotetice fără sarcină electrică, numite axioni, care se presupune că ar fi fost create în abundență în Marea Ex- plozie. Pentru a determina cât de mult a în- cetinit expansiunea Universului în ulti- mele câteva miliarde de ani, astronomii au început observații asupra superno- velor. Astfel, în 1998 ei au descoperit că supernovele îndepărtate sunt surprin- zător de slab strălucitoare față de cum era de așteptat dacă ele s-ar fi aflat la distanța estimată din legea lui Hubble. Acest fapt a sugerat ideea că expansi- unea Universului este accelerată, nu încetinită cum se credea până atunci, din care cauză supernovele se află la o distanță mai mare față de cea calculată. Această descoperire arată că în prezent Universul pare a fi dominat de forțe de antigravitație. Rezultatele obținute indi- că posibilitatea ca Universul să conțină o formă enigmatică de energie caracte- rizată de forțe gravitaționale de respin- gere. Această energie a fost denumită în cosmologie energie întunecată. Pri- mele date observaționale care atestă existența energiei întunecate în Univers datează din anii 1980, când astronomii încercau să înțeleagă cum s-au format roiurile de galaxii. Energia întunecată constituie cea mai mare parte din energia Universului și are un efect gravitațional de respingere, adică de antigravitație. Ea este asociată în prezent cu constanta cosmologică A (lambda) care explică atât caracterul plat al Universului, cât și expansiunea accele- rată a acestuia, îmbunătățind semnifica- tiv acordul între teorie și observații. în teoria modernă a câmpului, acest ter- men se asociază cu densitatea energiei vidului. Trebuie de menționat că această constantă cosmologică are un efect di- ferit de acela al constantei cosmologice adăugate de Einstein în ecuațiile teoriei generalizate a relativității pentru a evita expansiunea Universului pe care la înce- put îl considera static. Constanta cosmologică adăugată la modelul standard al teoriei Marii Explo- zii a Universului conduce la un model 373 care este în concordanță cu distribuția la scară mare a galaxiilor și rolurilor de galaxii, cu măsurările realizate de WMAP ale fluctuațiilor de temperatu- ră ale radiației cosmice de fond și cu proprietățile observate ale rolurilor de galaxii cu emisie de raze X. De fapt, datele furnizate de satelitul WMAP au confirmat existența energiei întuneca- te cu efect de antigravitație. Astfel, re- zultatele misiunii WMAP și observațiile supernovelor îndepărtate sugerează că expansiunea Universului este accelera- tă, ceea ce presupune existența unei forme de materie cu o presiune nega- tivă mare, aceasta fiind energia întune- cată. Materia joacă un rol central în cos- mologie. în cosmologia modernă, una din problemele științifice principale este determinarea densității medii a materiei din Univers care, la rândul său, determi- nă în mod univoc geometria Universu- lui. Din legea conservării energiei și le- gea lui Hubble se poate deduce formula densității materiei din Univers, numită densitate critică: unde G = 6,67 • IO⁻¹¹ m³/(kg-s²) este con- stanta gravitațională. Considerând constanta lui Hubble H = 70,4 (km/s)/Mpc, pentru densitatea critică în Univers se obține valoarea: p₀ = 9,9 x IO'³⁰ g/cm³ = IO’²⁹ g/cm³, echivalentă cu un număr de doar apro- ximativ 6 atomi de hidrogen pe metru cub, ceea ce după standardele terestre este un vid perfect. Prin măsurări de înaltă precizie ale fluctuațiilor radiației cosmice de fond, realizate cu ajutorul satelitului WMAP, a fost determinată densitatea și compoziția Universului. Primele rezulta- te obținute în 2003 au arătat că densi- tatea medie a materiei în Univers ar fi apropiată de densitatea critică, de unde rezultă că Universul este plat. Geometria și evoluția Universului sunt determinate de cantitatea relativă a diferitelor tipuri de materie: materia barionică obișnuită, compusă în cea mai mare parte din protoni, neutroni și electroni; radiația, compusă din fo- toni și neutrino - particule fără masă sau aproape fără masă care se mișcă cu viteza luminii; materia întunecată, care în general este materie non-bario- nică ce interacționează slab cu materia obișnuită șl nu a fost observată vreo- dată direct în laborator; energia întune- cată care este o formă enigmatică de materie sau poate o proprietate a vidu- lui însuși și care este caracterizată prin- tr-o considerabilă forță de respingere (presiune negativă). Aceasta este unica formă de materie care poate cauza ex- pansiunea accelerată a Universului. Una din problemele principale ale cosmologiei contemporane este de- terminarea densității relative a fiecă- reia dintre diferitele forme de materie, deoarece cunoașterea acestora este esențială pentru a înțelege evoluția și destinul final al Universului nostru. 374 Datele observaționale obținute cu ajutorul satelitului WMAP (ianua- rie 2013), arată că, materia în Univers se compune din: 4,6% - atomi (mate- ria barionică observabilă a stelelor și gazului interstelar), a căror densitate reală este echivalentă cu aproximativ 1 proton la 4 m³; 24% - materie întune- cată rece, compusă, probabil, din una sau mai multe tipuri de particule suba- tomice care interacționează foarte slab cu materia obișnuită; 71,4% - energie întunecată (energia vidului) (fig. 13.8). Așadar, peste 95% din densitatea ma- teriei în Univers există în forme care niciodată nu au fost detectate direct în laborator. La 21 martie 2013, Agenția Spațială Europeană (ESA) a anunțat noi date actualizate privind distribuția relati- vă a componentelor densității ma- teriei în Univers obținute de către observatorul spațial Planck: materia normală - 4,9%, materia întuneca- tă - 26,8% și energia întunecată - 68,3 %. Din date rezultă o valoare mai mică ir. 1 -i. . Compoziția Universului (2013), (NASA/WMAP). pentru constanta lui Hubble, H = 67,15 (km/s)/Mpc, și vârsta Universului esti- mată la 13,82 miliarde de ani. Universul a luat naștere în urma Ma- rii Explozii, cu o viteză inițială de expan- siune. Evoluția de mai departe a Uni- versului este determinată de viteza de expansiune și atracția gravitațională. Viteza de expansiune este exprimată de legea lui Hubble, în timp ce forța de gravitație depinde de densitatea și pre- siunea materiei din Univers. Dacă presi- unea materiei este joasă, așa cum este cazul celor mai multe forme de materie cunoscute, atunci soarta Universului este determinată de densitate. Expan- siunea Universului este însă influențată de materia întunecată și de energia întunecată. Cunoscând compoziția și densitatea materiei în Univers, se poa- te calcula, în baza teoriei relativității generalizate a lui Einstein, viteza de expansiune a Universului, în ipoteza că Universul este plat, așa cum rezultă din teoria inflaționistă și din datele furniza- te de satelitul WMAP. Există mai multe scenarii posibile ale expansiunii Universului în funcție de densitatea medie a materiei din Univers în raport cu densitatea critică (v. §13.10). Un parametru important în teoria evoluției Universul este para- metrul de densitate, Q (omega), care se definește ca raportul dintre densita- tea medie a materiei din Univers, pM, și 375 •13,7-10 0 10 20 30 Miliarde ani . Geometria Universului (NASA). . Scenarii posibile de expansiune a Universului. densitatea critică, pc.Q = PjPc- Soarta finală a Universului în expansiune depin- de de densitatea materiei, QM = pjpₑ și de densitatea energiei întunecate, V^PjPe 1. în cazul în care densitatea medie a materiei în Univers este egală exact cu densitatea critică (pM= p), expansiu- nea Universului încetinește continuu - viteza de extindere tinde către zero (fig. 13.9, curba QM = 1, care devine din ce în ce mai orizontală). în acest caz, cur- bura spațiului este egală cu zero, Univer- sul este infinit, plat și geometria lui este euclidiană (fig.13.10, Qₒ = 1). 2. Dacă densitatea medie a materiei din Univers este mai mică decât den- sitatea critică, p < p^ atunci Universul este în expansiune infinită, dar înceti- nită, însă viteza de extindere nu poate să se micșoreze până la zero. Univer- sul este deschis și infinit, expansiunea încetinește, însă nu atât de mult ca în cazul Universului cu densitatea critică, pentru că atracția gravitațională nu este atât de puternică {fig. 13.9, curba QM = 0,3). Universul are curbura negativă ca o șa (fig. 13.10, Q„<1). 3. Dacă densitatea medie a mate- riei în Univers este mai mare decât densitatea critică (p > pc), atunci viteza de extindere scade cu timpul până la zero - expansiunea Universului încetea- ză, după care Universul se va contracta sub acțiunea gravitației până la o stare cu densitatea și temperatura extrem de înalte, fenomen numit Big Crunch (Ma- rea Contracție)¹. în acest caz, Universul este închis și finit (fig. 13.9, curba QM = 5) și are cur- bura pozitivă, așa cum este suprafața unei sfere (fig. 13.10, Qₒ > 1). Aceasta în- seamnă că la orice moment de timp Uni- versul are un anumit volum finit, masă Big Crunch (Marea Contracție) este contracția Universului până la o stare cu densitatea șl tempera- tura extrem de înalte, ca o ipoteză a unui posibil scenariu de evoluție a Universului. 376 finită, un număr finit de roiuri de galaxii etc., însă nu are margini. Ca model bidi- mensional al unui asemenea spațiu tri- dimensional închis poate servi suprafața unui balon sferic pe care sunt desenate figurile plane ale galaxiilor. La umflarea acestui balon, atât suprafața lui, cât și distanțele dintre figuri - „galaxii" se măresc. în orice moment de timp, aria suprafeței sferei este finită, dar totoda- tă acest spațiu bidimensional (suprafața sferei) nu are margini. 4. Curba QM = 0,3; OA = 0,7 din flg.13.9 descrie un Univers în expansiune acce- lerată. Există tot mai multe dovezi că în prezent Universul nostru urmează acest scenariu, ceea ce demonstrează că acum evoluția sa este dominată de energia întunecată care exercită o presiune ne- gativă, deci se manifestă prin forțe de antigravitație. Dacă energia întunecată într-adevăr joacă un rol semnificativ în evoluția Universului, atunci, după toate probabilitățile, Universul va continua să se extindă veșnic. în prezent, se constată că Universul este plat cu o marjă de eroare de numai 0,4%. Aceasta ar sugera că Universul este infinit, însă noi nu putem observa decât un volum finit al Universului, de- oarece acum vârstă sa este de 13,77 mi- liarde de ani și deci noi putem pătrunde în spațiu doar până la o distanță finită de ~13,77 miliarde de ani-lumină. Aces- ta este așa-numitul orizont al nostru, iar modelul Marii Explozii nu descrie spațiul de dincolo de acest orizont. Se poate presupune că Universul e mult mai ex- tins decât volumul pe care îl putem ob- serva astăzi. în astronomie, vârsta Universului se estimează în două moduri: 1) prin obser- varea celor mai bătrâne stele și 2) prin măsurarea ratei (vitezei) de expansiune a Universului. Limita de jos a vârstei Universului poate fi stabilită studiind roiurile stelare globulare. Toate stelele dintr-un roi glo- bular s-au format aproximativ în același timp. Cele mai bătrâne roiuri globulare conțin numai stele mai puțin masive decât 0,7 mase solare și se estimează că ar avea vârsta cuprinsă între 11 și 18 miliarde de ani. Incertitudinea acestei estimări este cauzată de dificultatea de determinare a distanței exacte până la un roi globular. Vârsta Universului de- terminată cu datele colectate de sonda WMAP s-a dovedit a fi mai mare decât a celor mai bătrâne roiuri globulare. O metodă alternativă de estimare a vârstei Universului constă în determi- narea constantei lui Hubble care este o măsură a ratei actuale de expansiune a Universului ce depinde de densitatea actuală și de compoziția Universului. Dacă Universul este plat și compus în mare parte din materie obișnuită sau materie întunecată, atunci vârsta Uni- versului este egală cu 2/(3H), adică este de circa 9 miliarde de ani, deci mai mică decât vârsta celor mai bătrâne stele. Dacă densitatea materiei din Univers este foarte mică, atunci vârsta lui este 1/H, adică mai mare, iar dacă Universul conține și alte forme de materie, atunci vârsta sa poate fi și mai mare. Cu valoa- rea constantei lui Hubble de aproximativ 377 H = 71 km/sec/Mpc, vârsta Universului este cuprinsă între 12 și 14 miliarde de ani. Datele obținute cu satelitul WMAP au dat posibilitate să se determine, în 2013, densitatea actuală, compoziția și rata de expansiune a Universului cu o precizie mai înaltă de 1,5 %. Cunoscând compoziția Universului cu această pre- cizie, vârsta Universului a fost estima- tă la 13,770 ± 0.059 miliarde de ani, cu precizia de aproximativ 0,4 %. Pentru comparație, Sistemul Solar are vârsta de 4,5 miliarde de ani, iar specia umană există de numai câteva milioane de ani. Astrofizicianul american Robert H. Dicke (1916-1997) menționa că vârsta actuală a Universului nu poate fi întâm- plătoare. Dacă Universul ar fi de 10 ori mai tânăr decât în prezent, nu ar fi fost suficient timp pentru a se ajunge prin nucleosinteză la cantitatea actuală de elemente mai masive decât hidrogenul și heliul, în special de carbon, și plane- tele solide de rocă nu ar fi existat încă. Dacă Universul ar fi de 10 ori mai bătrân decât acum, cea mai mare parte de stele ar fi prea bătrâne pentru a rămâne pe secvența principală și s-ar fi transformat în pitice albe. Constantele fizice adimensionale implicate în cele patru interacțiuni fun- damentale - gravitaționale, electromag- netice, nucleare puternice și nucleare slabe - au valori relative coordonate, de parcă ar fi fost ajustate pentru a permite formarea materiei obișnuite și apariția ulterioară a vieții. O creștere neînsem- nată a interacțiunii nucleare puternice ar fi condus la convertirea totală a hidro- genului din Universul timpuriu în heliu. Apa, dar și stele stabile cu durata lungă de viață, esențiale pentru apariția vieții, nu ar fi existat. Așadar, mici variații ale celor patru interacțiuni fundamentale ar putea afecta mult vârsta Universului, structura și capacitatea acestuia de a fa- voriza apariția vieții. Toate constantele fundamentale în ansamblu au un interval foarte îngust de valori admisibile, care asigură condiții pentru apariția și dezvoltarea stabilă a vieții în forma pe care o vedem. Această idee a fost exprimată pentru prima dată în 1961 de către R.H. Dicke și formula- tă definitiv în 1973 de către cosmologul australian Brandon Carter (n.1942) sub forma principiului antropic (din gr. an- thropos - om). Principiul antropic formulat de că- tre R.H. Dicke, care s-a bazat pe unele lucrări ale fizicianului englez Paul A.M. Dirac, s-ar putea enunța astfel: Univer- sul are proprietățile pe care le are și pe care omul le poate observa, deoarece dacă ar fi avut alte proprietăți, omul nu ar fi existat. B. Carter a definit două forme ale principiului antropic: forma slabă - care se referă numai la selecția antropică a unei locații privilegiate în spațiu-timp în Univers și forma strictă, mai contro- versată care abordează valorile con- stantelor fundamentale ale fizicii. Prin- cipiul antropic în forma slabă afirmă că structura Universului admite apariția în el a vieții biologice. întrebarea "de ce 378 Universul este anume așa cum este?" se înlocuiește cu întrebarea „de ce Univer- sul este format astfel că în el au apărut ființe inteligente, care își pun întrebarea despre cauzele structurii observate a Universului?" Principiul antropic în forma strictă se formulează astfel: Universul trebuie să fie constituit astfel ca în el să poată apărea viața inteligentă. Prin această formulare, principiul antropic afirmă că apariția vieții în Univers este nu numai posibilă (forma slabă a principiului an- tropic), dar și inevitabilă. Adepții aces- tei concepții își argumentează punctul de vedere prin aceea că ar exista o lege universală (încă nedescoperită), potrivit căreia toate constantele fundamentale nu pot să difere de cele care există în realitatea obiectivă și că apariția vieții inteligente în Univers este inevitabilă. După cum s-a constatat, densitatea energiei întunecate din Univers s-a do- vedit a fi mult mai mică decât densita- tea energiei vidului prezisă de teoria cuantică. Acest fapt este privit ca un exemplu de armonie cosmologică fină (fine tuning), deoarece o valoare mai mare a densității ar fi împiedicat con- centrarea norilor de gaz și deci forma- rea stelelor. Aceasta i-a determinat pe unii cosmologi să formuleze principiul antropic astfel: proprietățile Universu- lui trebuie să fie adaptate pentru via- ță, altfel noi nu mai eram aici pentru a-l observa. Principiul antropic în forma strictă a fost supus și unor critici pe motiv că ar descuraja căutarea de explicații fizice. Fizicianul englez Roger Penrose (n. 1931) spunea că "există tendința ca acesta să fie invocat de fizicienii teoreticieni ori de câte ori ei nu au o teorie suficient de bună pentru a explica datele experimen- tale". Problema formării corpurilor cerești constituie obiectul de studiu al unui ca- pitol special al astronomiei, numit cos- mogonie. Există două moduri de aborda- re a problemelor extrem de complicate pe care încearcă să le rezolve cosmogo- nia. Prima abordare, pur teoretică, con- stă în aplicarea legilor generale ale fizi- cii pentru a pune în evidență condițiile care trebuiau să existe în trecut pentru ca corpul ceresc să treacă prin anumite faze de evoluție și să obțină caracteris- ticile pe care le are în prezent. Cea de a doua abordare, observațională, constă în compararea caracteristicilor corpuri- lor cerești care se află în diferite stadii de dezvoltare pentru a stabili succesi- unea acestor stadii. Abordarea a doua nu poate fi aplicată decât în cazul unor obiecte cerești numeroase cum ar fi stelele, roiurile stelare, nebuloasele ga- zoase, galaxiile. în cazul Sistemului solar se poate miza doar pe abordarea teo- retică, deoarece alte sisteme planetare deocamdată nu se cunosc, iar planete în jurul altor stele (exoplanete) au fost des- coperite abia în ultimul timp. Ipetezolo iui Desctrias, iim; și ' v'ln . în secolul XVII, matematicia- nul francez Rene Descartes (1596-1650) pentru prima dată a emis ipoteza potrivit 379 . Ipoteza nebulară a lui Kant-Laplace. căreia Sistemul solar s-a format dintr-o nebuloasă - un nor de gaz și praf inter- stelar (1644). Această ipoteză nebulară a fost dezvoltată în 1755 de filosoful ger- man Immanuel Kant (1724-1804) care a presupus că în centrul norului s-a format Soarele, iar la periferie - planetele. în 1796, matematicianul și astrono- mul francez Pierre-Simon Laplace (1749- 1827) a exprimat ideea că în procesul de formare a planetelor un rol important îl are mișcarea de rotație a nebuloasei pri- mare în stare de contracție gravitaționa- lă și forța centrifugă. în momentul când forța centrifugă se egalează cu forța gra- vitațională, nebuloasa devine instabilă, ia forma de disc, iar materia de la ecua- torul discului se desprinde de nebuloasă, formând în jurul ei inele asemănătoare cu cele ale planetei Saturn. Condensarea ulterioară a gazului din aceste inele duce la formarea planetelor (fig. 13.11). . Ipoteza cosmogonică modernă. Cu toate că ipotezele lui Kant și La- place par a fi verosimile, ele însă nu pot explica faptul că planetelor le revin 98 % din momentul cinetic al Sistemului solar, iar Soarelui-doar 2 %. Ideea formării Soarelui împreună cu planetele din una și aceeași nebuloasă primară în stare de rotație s-a păstrat și în ipoteze- le cosmogonice moderne. Deși nu există încă o teorie definitivă privind formarea Sistemului solar, în prezent se conturea- ză totuși următoarele etape principale în evoluția timpurie a Sistemului solar (fig. 13.12). Norul de materie interstela- ră constituit din molecule de H₂, H₂O, OH și praf începe să se condenseze, proba- bil, sub acțiunea undei de șoc produse în urma unei explozii de supernovă. Masele de gaz și praf din cele mai dense regiuni ale norului de- pășesc o anumită valoare critică și încep să se contracte sub acțiunea forței de 380 gravitație, fenomen numit colaps gravi- tațional. Norul se descompune în frag- mente, dintre care unul va da ulterior naștere Soarelui și Sistemului solar. în centrul fragmentului în stare de contrac- ție gravitațională se formează un nucleu de praf și gaz, numit nucleu de acreție, care absoarbe materia rarefiată din jur, mărindu-și treptat masa. . Peste aproximativ 10 mii + + 100 de mii de ani de la începutul con- tracției fragmentului de nor, masa nu- cleului atinge circa 0,lMₒ (MQ - masa Soarelui) și materia devine netranspa- rentă. Temperatura crește și praful se evaporă, apoi se produce disocierea hidrogenului molecular. într-o perioadă de timp foarte scurtă, de 10+100 de ani, nucleul central se contractă formând o protostea gazoasă - protosoarele. în această perioadă, probabil, ca urmare a instabilității de rotație, se formează și discul nebuloaseiprotoplanetare de gaz și praf, cu protosoarele în centru. Procesul de acreție a materiei inter- stelare continuă și, ca urmare, masa și raza protosoarelui, dar și a discului pro- toplanetar sunt în creștere. Peste apro- ximativ 100 de mii de ani protosoarele atinge masa actuală, însă raza devine cam de 100 de ori mai mare decât în prezent. La această etapă încetează ab- sorbția materiei interstelare și începe stadiul de contracție gravitațională a protosoarelui. Se presupune că în această perioa- dă nebuloasa protoplanetară putea să capete o structură inelară și în regiuni- le periferice ale ei să înceapă procesul de formare a planetelor gigante care a urmat, în general, aceeași cale ca și procesul de formare a protosoarelui. Mai târziu, discul de gaz și praf din jurul planetelor a dat naștere sistemelor de sateliți. Pentru a explica repartizarea mo- mentului cinetic între Soare și planete, în modelele actuale de formare a Siste- mului solar se admite că gazul din nebu- loasa protoplanetară era parțial ionizat, iar protosoarele avea un câmp magnetic puternic. Ca urmare a interacțiunii din- tre plasma nebuloasei protoplanetare și câmpul magnetic al protosoarelui, au apărut jeturi de gaz care au transmis momentul cinetic câtre nebuloasa pro- toplanetară. La această etapă care are durata de circa 100 de milioane de ani continuă contracția gravitațională a pro- tosoarelui, dimensiunile lui se micșorea- ză până aproape de cele actuale. Vântul solar foarte intens face ca gazul să pă- răsească partea interioară a nebuloasei protoplanetare. Componenta de praf a nebuloasei se concentrează preponderent spre ecua- torul discului protoplanetar. Particulele de praf, ciocnindu-se între ele, formea- ză particule mai mari care, la rândul lor, prin, agregare dau naștere unor corpuri solide, numite planetezimale¹, care con- stituie germenii viitoarelor planete. Nu- mărul acestora fiind foarte mare, ele Planetezimale - mici corpuri cerești de gaz și praf care, potrivit ipotezei planetezimalelor, propusă în 1900, au fuzionat pentru a forma planetele Sistemului solar. 381 suferă ciocniri, în urma cărora unele se contopesc, altele se distrug dând naș- tere corpurilor meteoritice. Câteva cor- puri deosebit de mari devin nuclee de acreție, în jurul cărora se formează pla- netele de tip terestru. Pământul a atins dimensiunile actuale, probabil, în decur- sul unei perioade cuprinse între 100 de mii și 100 de milioane de ani. Există și ipoteze alternative privind formarea planetelor de tip terestru. Po- trivit uneia dintre acestea, planetele telu- rice s-ar fi format din protoplanete gigan- te asemănătoare cu Jupiter sau Saturn care ar fi pierdut învelișul gazos datorită mareelor provocate de interacțiunea cu Soarele. Problema formării Sistemului solar care a atins vârsta de 4,5 miliarde de ani nu este încă dezlegată până la capăt, însă cosmogonia planetară modernă se apropie tot mai mult de rezolvarea ei în baza datelor obținute din observarea mediului interstelar și a stelelor tinere, din analiza compoziției și structurii me- teoriților, a compoziției atmosferelor planetare ș.a. începând cu Giordano Bruno care susținea că stelele sunt asemănătoare cu Soarele, că Universul este infinit și conține un număr infinit de lumi popu- late de ființe inteligente, mulți filosofi și astronomi au exprimat presupunerea că există planete și în jurul altor stele, însă nu era nici o posibilitate reală de a le detecta. Acest lucru a devenit posibil abia în 1992, când au fost descoperite câteva planete orbitând în jurul unui pulsar. Planetele care orbitează în jurul unor stele sau pitice brune din afara Sistemu- lui solar au fost numite planete extraso- lare sau exoplanete. Către începutul lunii noiembrie 2014, numărul de exoplanete descoperite în 1160 de sisteme plane- tare era de 1850. De asemenea, există planete hoinare, solitare, care în cazul dacă sunt gazoase sunt numite subpitice brune. Căutarea de planete în jurul altor ste- le este una dintre cele mai fascinante, dar și dificile probleme ale astronomiei moderne. Aceste planete deocamdată nu pot fi observate direct, pentru că ele au strălucirea foarte slabă și orbitează în jurul unor stele foarte strălucitoare la distanțe unghiulare extrem de mici de la acestea. Exoplanetele pot fi însă detectate indirect după influența exer- citată de ele asupra stelei în jurul căreia orbitează, prin diverse metode, cum ar fi metoda tranzitului și metoda vitezei ra- diate. Traiectoria proprie a stelei suferă perturbați! care pot fi puse în evidență prin măsurări astrometrice și spectro- scopice de precizie. Majoritatea exopla- netelor descoperite prin aceste metode au masele apropiate de masa planetei Jupiter. Una dintre exoplanete de tip Jupiter se rotește în jurul unei stele din Ursa Mare la distanța de 2,1 UA. Prin aceleași metode au fost descoperite sis- teme binare, în care una din componen- te este o pitică brună. 382 .Zona vieții în sistemul planetar al unei stele în funcție de masa ei. Numărul de exoplanete descoperi- te a crescut brusc odată cu lansarea, la 7 martie 2009, a misiunii Kepler dotată cu un telescop spațial și un fotometru special, prima misiune NASA capabilă să detecteze planete de dimensiunea Pă- mântului în jurul unor stele similare cu Soarele. Cu ajutorul telescopului spațial Ke- pler a fost descoperită, în 2014, pri- ma planetă de dimensiunile Pămân- tului care orbitează în jurul unei stele la o distanță de la stea, unde apa pe suprafața planetei poate fi în stare li- chidă. Aceasta este exoplaneta Kepler- 186f din sistemul stelar Kepler-186 si- tuat la 500 de ani-lumină de la Pământ în constelația Cygnus (Lebăda). Kepler- 186 este o stea pitică roșie de clasa spectrală M având diametrul și masa de două ori mai mici decât cele ale Soa- relui. Stelele de acest tip sunt cele mai numeroase, alcătuind 70% în galaxia Calea Lactee. în astronomie și astrobiologie, zona din jurul unei stele, în interiorul căreia pe suprafața planetelor cu suficientă presiune atmosferică poate exista apă lichidă (deci și viață), este numită zonă a vieții sau zonă locuibilă (habitable zone). în Sistemul solar, numai planetele Venus, Pământ și Marte se află în zona vieții (fig. 13.13). începând din 1953, când a fost formulat pentru prima dată conceptul de zonă a vieții, au fost des- coperite numeroase planete în acestă zonă, însă majoritatea din ele sunt cu cel puțin 40% mai masive decât Pământul, deoarece asemenea planete sunt mai ușor de detectat. Descoperirea planetei Kepler-186f confirmă faptul că în zonele vieții din 383 • ■ Sistemul stelar Kepler-186 și exoplaneta Kepler-186f. Diagramă comparativă. (Credit: NASA). jurul altor stele există și planete de mă- rimea Pământului. Exoplaneta Kepler- 186f este doar cu puțin mai mare decât Pământul, având raza egală cu 1,1 raze terestre. Perioada de revoluție a plane- tei este de 130 de zile și ea primește de la steaua sa doar o treime din cantita- tea de căldură primită de Pământ de la Soare. Temperatura pe planetă depinde foarte mult și de atmosfera pe care o are planeta. în fig. 13.14 sunt reprezentate, pentru comparație, planetele interioare ale Sistemului nostru solar și cele cinci planete din sistemul stelar Kepler-186, dintre care numai una este situată în zona vieții. Dacă extratereștrii există, unde sunt ei? Enrico Fermi, 1950 ■ •!. ^hv.'riii. rirideorlnlnzafti ’ . Toate elementele mai masive de- cât litiul sunt sintetizate în stele. în ulti- mele stadii ale evoluției stelare, în stele- le masive heliul se transformă în carbon, oxigen, siliciu, sulf și fier. Elementele mai masive ca fierul sunt produse pe două căi: în învelișurile exterioare ale stelelor supergigante și în exploziile de superno- ve. Așadar, viața de pe Pământ bazată pe carbon este compusă literalmente din praf stelar. în baza măsurărilor WMAP s-a de- terminat că 4,6% din masa Universului este concentrată în barioni (protoni și neutroni). Singurele elemente chimice create la începuturile Universului nos- tru au fost hidrogenul, heliul și litiul, cele mai ușoare elemente din sistemul periodic. Formele de viață existente pe Pă- mânt sunt însă bazate pe carbon și oxi- gen. Carbonul și oxigenul nu s-au format în Marea Explozie, ci mult mai târziu, în "reactoarele" termonucleare de fuziune nucleară din stele. Primele stele erau masive și aveau durata de viață scurtă. Ele consumau hidrogenul, heliul și litiul și produceau elemente mai grele. Când aceste stele explodau, ele împrăștiau carbonul și oxigenul - elementele vieții, peste tot în Univers. Din aceste elemen- te mai masive se formau și se formează noi stele și noi planete, astfel fiind totul pregătit pentru apariția vieții. Descoperirea exoplanetelor a crescut interesul pentru căutarea de inteligență extraterestră, în special în cazul planetelor care orbitează în zona vieții unde este posibil să existe apă lichidă (și deci viață) pe suprafața planetei. Există oare viață pe planetele extra- 384 solare descoperite? Există oare viață inteligentă în Univers? Aceste întrebări frământă de multă vreme civilizația umană. în prezent, nu se cunoaște dacă există sau nu viață inteligentă în alte regiuni din Univers. însă nu este nici un motiv ca ea să nu existe. Propria noastră existență arată că în Univers poate să existe viață. însă sunt multe obstacole de depășit pentru ca viața inteligentă să apară și multe pericole pentru existența ei odată apărută. Viața se confruntă constant cu perspectiva extincției. Viața necesită energie, apă și carbon. Un dezastru ecologic care elimină apa dis- truge și viața. Există și alte dezastre de mediu care amenință viața. în istoria sa, Pământul a fost lovit de meteoriți uriași care se crede că au provocat extincții în masă ale vietăților. Instabilitățile de mediu au cauzat erele glaciare. Un alt pericol care amenință viața pe Pământ sunt și radiațiile cosmice dăunătoare care sunt blocate numai de atmosfera și câmpul magnetic ale Pământului. La ora actuală, unica strategie de a descoperi viață inteligentă în Univers este detectarea unor semnale trimise de undeva din Univers de vreo civilizație tehnologică. Această problemă este studiată prin metode științifice la Insti- tutul SET1 (Search for ExtraTerrestrial Inteligence - Căutarea Inteligenței Ex- traterestre), înființat în 1984 în SUA. Institutul SETI are misiunea de a explo- ra, înțelege și explica originea și natura vieții în Univers și de a căuta dovezi de existență a vieții inteligente în Univers prin căutarea unor semnale emise de civilizații tehnologice. înțelegerea noas- tră actuală a originii vieții pe Pământ su- gerează că, având un mediu adecvat și suficient timp, viața se poate dezvolta și pe alte planete. întrebarea dacă evoluția va da sau nu naștere și unor civilizații in- teligente, tehnologice rămâne deschisă pentru speculații. O astfel de civilizație detectată la distanțe interstelare ne-ar putea oferi de fapt cea mai bună do- vadă a existenței vieții extraterestre inteligente. Căutarea de dovezi despre existența unor alte civilizații tehnologice necesită eforturi semnificative. în pre- zent, Centrul de cercetare SETI dezvoltă noi tehnologii de procesare a semna- lelor recepționate pentru a le folosi în căutarea de semnale emise eventual de civilizații tehnologice avansate din Gala- xia noastră. în același timp, civilizația umană actu- ală încearcă să-și anunțe existența prin transmiterea de mesaje radio în spațiu (fig. 13.15), dar și prin sonde spațiale care părăsesc Sistemul solar și intră în spațiul interstelar ca mesageri ai civilizației te- restre. Astfel, navele spațiale Voyager I și II, lansate în 1977, au părăsit Siste- mul solar și acum își continuă zborul în spațiul interstelar având fiecare la bord câte un disc de aur (fig. 1.30) conceput ca un mesaj de salut pentru o eventuală civilizație extraterestră care ar putea să le recupereze. Aceasta s-ar putea întâm- pla peste 40000 de ani, când navele se vor apropia de primul sistem planetar întâlnit în cale. . Cum putem es- tima numărul de civilizații tehnologice care ar putea exista printre stele? Astro- nomul american Frank Drake (n. 1930) 385 a alcătuit pentru prima dată, în 1961, o ecuație pentru estimarea numărului de civilizații tehnologice care pot exista în galaxia noastră Calea Lactee: N = R-f„n,f,ff.L, unde: N este numărul de civilizații din galaxia Calea Lactee, ale căror emisii electromagnetice sunt detectabile; R* - viteza (rata) de formare de ste- le, potrivite pentru dezvoltarea vieții in- teligente; f - fracțiunea de aceste stele cu sis- teme planetare; nₑ - numărul de planete, pe sistem stelar, cu un mediu adecvat pentru viață; fₜ - fracțiunea de planete potrivite, pe care viața apare de facto; /-fracțiunea de planete purtătoare de viață, pe care apare viața inteligentă; fc - fracțiunea de civilizații care dez- voltă o tehnologie și care lansează Semnele cifrelor Numărul atomic: Hidrogen, carbon, azot Oxigen, fosfor Timină Adenină D-riboză D-riboză Fosfat Fosfat i Element AON Guanină Citozină D-riboză D-riboză Fosfat Fosfat Numărul de nucleotide în AON Spirală dublă ADN Statura omului Populația umană pe Pământ Sistemul Solar Pământul - mai apropiat Radiotelescopul Arecibo Diametrul antenei . Primul mesaj radio trimis unor eventuale civilizații extraterestre cu Radiotelescopul Arecibo, Puerto Rico, la 16 noiembrie 1974, spre roiul stelar globular M13, situat la distanța de 25000 a.l. 386 semnale detectabile ale existenței lor în spațiu; L - durata de timp în care astfel de civilizații lansează semnale detectabile în spațiu. Căutarea de viață inteligentă extra- terestră se reduce în cele din urmă la căutarea unor manifestări de tehnolo- gie extraterestră avansată, adică la că- utarea unor semnale electromagnetice detectabile, lansate de civilizații extra- terestre. Ecuația lui Drake identifică factorii specifici care sunt considerați că ar juca un rol în dezvoltarea unor astfel de civilizații. Deși nu există nici o soluție unică pentru această ecuație, ea este un instrument general acceptat de către comunitatea științifică pentru a exami- na acești factori. Unul din obiectivele- cheie ale Institutului SETI este și acela de a promova cercetarea care să furni- zeze informații suplimentare referitoa- re la oricare dintre factorii din această ecuație fascinantă. Ecuația Iu Drake este și un instru- ment simplu și eficient pentru stimula- rea curiozității intelectuale cu privire la Universul din jurul nostru, care ne aju- tă să înțelegem că viața așa cum o știm este produsul final al unei evoluții cos- mice naturale. Astrofizica și cosmologia au făcut progrese impresionante în cunoașterea Universului. Cosmologia fizică ne-a per- mis să ne formăm o imagine mai mult sau mai puțin clară despre originea, structura, compoziția și evoluția Uni- versului în ansamblu, precum și despre procesele fizice care determină natura obiectelor astronomice. Radiația cos- mică de fond, care este o „fotografie" a Universului la vârsta de 300 000 de ani, când avea temperatura de 3000 K, confirmă modelul cosmologic al Marii Explozii și al Universului „fiebinte". Cu toate acestea, în astrofizică și cosmolo- gie rămân încă multe probleme impor- tante nerezolvate. Există întrebări fun- damentale la care încă nu se cunoaște răspunsul, lată doar câteva din proble- mele care stau în fața astronomiei la început de secol XXI. Teoria Marii Explozii s-a confruntat cu trei probleme serioase - problema Universului plat, problema orizontului cosmologic și problema monopolilor magnetici. Aceste trei probleme se re- zolvă în ipoteza sau modelul expansiunii exponențiale extrem de rapide a Univer- sului numite de Alan Guth (1981) inflație cosmologică. Potrivit teoriei inflaționiste, într-un interval de timp extrem de scurt, dimen- siunile Universului s-au mărit de IO⁵⁰ ori și la sfârșitul acestei faze Universul a de- venit absolut plat, după care Universul a continuat să se extindă, dar mult mai lent. Imediat după Marea Explozie, atunci când Universul avea vârsta de IO³⁶ s, interacțiunea tare s-a separat de interacțiunea electroslabă și în vid s-au format defecte topologice punctifor- 387 me cu masa de 10I⁵-10¹⁶ ori mai mare decât masa protonului. Atunci când interacțiunea electroslabă, la rândul său, s-a separat în interaciunea slabă și interacțiunea electromagnetică, aceste defecte au căpătat sarcină magnetică devenind monopoli magnetici. Conform modelului standard al Marii Explozii, densitatea actuală a acestor monopoli ar trebui să fie egală aproximativ cu densitatea protonilor, însă toate încer- cările de a-i identifica au eșuat. Proble- ma monopolilor magnetici de asemenea își are soluția în teoria inflaționistă. La sfârșitul erei inflației cosmologice, de- fectele topologice care au apărut înain- te de faza de expansiune exponențială, s-au depărtat unele de altele la distanțe gigantice. După faza de inflație, în urma expansiunii ulterioare a Universului, densitatea monopolilor a scăzut practic până la zero. Problema orizontului cosmologic constă în aceea că după Marea Explo- zie diferite regiuni ale Universului nu au contactat unele cu altele din cauza distanțelor mari dintre ele (se spune că ele nu au fost în contact cauzal), dar cu toate acestea ele au aceeași tem- peratură, fapt demonstrat de radiația cosmică de fond. Această omogeni- tate a temperaturii nu ar trebui să fie posibilă, dat fiind faptul că odată cu expansiunea Universului distanța dintre diferite regiuni poate depăși raza Universului și deci transferul de informație (inclusiv de energie, căldu- ră) nu a putut să se producă, pentru că orice semnal, propagându-se chiar cu viteza luminii, ar fi avut nevoie de un timp mai mare decât vârsta Univer- sului. Rezultă deci că Universul în an- samblu ar trebui să aibă proprietăți di- ferite în diferite regiuni. Contrar aces- tei așteptări, la scară mare Universul este izotrop și omogen. Astfel, radiația cosmică de fond care umple Univer- sul are aproape exact aceeași tem- peratură, de circa 2,728 +/- 0,004 K, oriunde pe cer. Problema orizontului cosmologic, de asemenea, se explică prin expansiunea exponențială a Uni- versului în era inflației cosmice. Echili- brul termic care s-a stabilit în Univers înainte de faza inflației exponențiale a asigurat aceeași temperatură în tot vo- lumul Universului, care s-a păstrat și în procesul de expansiune exponențială. Din teorie rezultă că după inflație, distribuția materiei și radiației în spațiu trebuie să fie absolut omogenă, cu excepția urmelor de fluctuații cuantice primordiale. Aceste fluctuații au gene- rat variații locale ale densității, care cu timpul au dat naștere roiurilor de gala- xii și golurilor cosmice care le despart. Deși teoria inflaționistă a rezolvat problemele descrise, noi nu cunoaștem însă natura inflației cosmice în stadiul inițial de evoluție a Universului. Ce a ca- uzat inflația cosmică care a generat Uni- versul nostru omogen? Ce este ipoteti- cul câmp inflaționist care a dat naștere inflației cosmice? Esențială pentru vali- darea acestui model cosmologic este și detectarea undelor gravitaționale gene- rate în era inflației cosmice care încă nu au fost detectate. 388 terie și antimaterie. în prezent, nu este clar până la capăt de ce în Universul observabil este favorizată materia față de antimaterie. în faza timpurie a Marii Explozii când se creau particulele ele- mentare, a existat, probabil, o tendință- preferențială puternică spre materie, în caz contrar materia și antimateria s-ar fi anihilat reciproc și nu ar fi rămas nimic în afară de radiație. Ce a determinat asi- metria materie-antimaterie? Există și alte întrebări care așteaptă răspuns. Cum au luat naștere galaxii- le de diverse tipuri? Cum s-au format găurile negre supermasive? Cum s-au format planetele Sistemului solar, sate- liții și inelele lor? Care este natura exo- planetelor care orbitează în jurul altor stele? Soarta Universului depinde de energia întunecată de natură încă necunoscută și de faptul cum se va comporta aceasta în viitor. Universul ar putea să se dilate ac- celeralat la nesfârșit, astfel încât galaxiile să devină izolate, însă expansiunea Uni- versului ar putea să alterneze cu contrac- ția și colapsul, pentru ca apoi să se dilate iarăși într-un proces ciclic. Cum poate fi dezlegată enigma nașterii Universului și a evoluției lui de mai departe? Nu este încă știut ce a fost înainte de început, de Marea Explozie, pentru că niciuna din teoriile fizice cunoscute nu este aplicabilă la singularitatea inițială. Va fi oare descifrată Taina Universului de o nouă teorie fizică unificată a spațiului și timpului? Cum s-a constatat, cea mai mare parte a materiei din Univers este re- prezentată de materia întunecată - o nouă componentă a Universului de na- tură încă necunoscută. Materia întune- cată nu emite și nu absoarbe radiație, ea se manifestă doar prin efectele sale gravitaționale. O problemă a cosmo- logiei este descifrarea naturii materiei întunecate și măsurarea interacțiunii ei cu materia normală. Componenta dominantă a densității de energie a Universului este energia în- tunecată care în urmă cu 15 ani nici nu era cunoscută. Energia întunecată este distribuită uniform în Univers și se face resimțită prin efectul ei de accelerare a expansiunii Universului, dovadă fiind observațiile asupra supernovelor de tip la. Dat fiind faptul că natura energiei în- tunecate în prezent nu este cunoscută, determinarea ei va necesita experimen- te în care să se poată măsura cu o pre- cizie fără precedent efectele produse de ea în funcție de deplasarea spre roșu. Așadar, materia întunecată și ener- gia întunecată domină evoluția și soarta Universului, însă natura lor rămâne ne- cunoscută. Sub ce formă există materia „întunecată, ascunsă" a Universului? Care este natura energiei întunecate? De ce în prezent densitatea energiei în- tunecate este de aceeași mărime ca și densitatea materiei, deși ele au evoluat în mod cu totul diferit în timp? O altă problemă a cosmologiei este asimetria existentă în Univers între ma- 389 13.1. Telescopul spațial Hubble a descoperit o galaxie la distanța d₀ = 2 miliarde de ani-lumină. La ce distanță se află acum această galaxie? Constanta lui Hubble H = 70,4 (km/s)/Mpc. Rezolvare. Conform legii Iu Hubble, vi- teza galaxiei este v = Hd₀= 43000 km/s. în At = 2 mid de ani galaxia a parcurs distanța ăd = v • At = 0,29 • IO⁹ a.l. (se consideră că mișcarea gₐ. laxiei este uniformă). Deci, ga- laxia se află acum la distanța d= d₀ + Ad = 2,29 • 10⁹a.l. R.: 2,29 mid a.l. 13.1. într-o galaxie a explodat o super- novă având magnitudinea aparen- tă +17m și magnitudinea absolută -7“. Determinați distanța la galaxie în ani- lumină și viteza ei de îndepărtare. Con- stanta lui Hubble H = 70,4 (km/s)/Mpc. R" d = 2,05 • IO⁶ a.l.; v = 44,4 km/s. 13.2. Calculați viteza de îndepăr- tare și masa relativă a unui quasar aflat la distanța de 10 miliarde de ani-lumină. Constanta lui Hubble H = 70,4 (km/s)/Mpc. R.: v = 216 000 km/s; m = l,44m₀ (m₀ este masa de repaus a quasarului). 390 ANEXE I. CONSTANTE FIZICE ȘI ASTRONOMICE Anul-lumină (a.l.)................................ ........63240 UA = 9,461012 km = 0,3069 pc Anul tropic.......................................... ........ 365,2422 zile solare medii Anul tropic (1900).............................. ........ 31556925,9747 secunde efemeride Constanta aberației, k.......................... ........20”,496 Constanta lui Avogadro, Na................. ....... 6,022-1025 mol'1 Constanta lui Boltzman, k ................. ........l,38 10-23 J/K Constanta gravitațională, G................ .......6,672-10" N-m2/kg2 Constanta lui Hubble, .................... .......70,4 km/(s-Mpc) Constanta nutației (1900), N............... ........9”,210 Constanta lui Planck, h....................... ........6,626-10MJ-s Constanta Stefan-Boltzman, o............ ........ 5,670-1 O'8 W/(m2K4) Constanta universală a gazelor, R...... ........8,314 J/(mol-K) Constanta lui Wien, b......................... ........ 0,0028978 m-K Distanța medie Lună-Pământ............. ........ 384400 km Distanța medie Soare-Pământ............ .......149600000 km Paralaxa Soarelui, x ,......................... .........8”,794 Parsecul (pc)...................................... .........206265 UA = 3,263 a.l. = 3,086-10” km Precesia anuală în longitudine......... ........50”,25 Raport mase Lună/Pământ................. .........1/81,30 Raport mase Soare/Pământ................ ......... 332958 Raza ecuatorială a Pământului.......... ......... 6378,160 km Unitatea astronomică (UA)............... ......... 149,6-106 km Viteza luminii în vid, c...................... ........2,997925-10s m/s = 3-108 m/s II. ALFABETUL GREC A, a - alfa B, p - beta r, y - gamma A, 8 - delta E, £ - epsilon Z, £ - zeta H, iț - eta 0,0 - teta I, i, - iota K, k- kappa A, X - lambda M, h - miu N, v - niu E, ^-xi O, o - omicron II, n - pi P, p - ro S, o - sigma T, t - tau Y, o - ipsilon <1>,

8h 3,4 30 VIII. CARACTERISTICI ALE UNOR SATELIȚI MAI MARI AI PLANETELOR Distanța medie la Perioada Masa, Diametrul sau Densitatea, Planeta Satelitul centrul siderală de în mase lunare axele, 10’ kg/m’ planetei, revoluție, zile Anul 10’ km descoperirii Pământul Luna 384,4 27,32 1,00 3476 3,34 Marte Phobos 9,4 0,3189 1,47-107 28x22x20 1,95 1877 Deimos 23,5 1,2624 16x12x12 1877 Jupiter Io 421,6 1,769 1,22 3630 3,57 1610 Europa 670,9 3,551 0,65 3138 2,97 1610 Ganimede 1070 7,155 2,02 5262 1,94 1610 Callisto 1880 16689 0,15 4800 1,86 1610 Saturn Mimas 158,5 1,370 6,27J0T 394 1789 Enceladus 238 0,942 1,09 IO3 502 1,4 1789 Tefia 294,7 1,888 1,04- IO2 1060 1,2 1884 Diona 377,4 2,737 1,43-IO2 1120 1,2 1884 Rhea 572 4,518 3,39102 1530 1,2 1672 Titan 1221,9 15,945 1,82 5150 1,9 1655 lapet 3561,9 79,331 2,56-IO-2 1460 1,2 1671 Uranus Miranda 128,8 1,41 8,58-104 472 1,14 1948 Ariei 190,2 2,52 1,77- IO2 1158 1,60 1851 Umbriel 265,1 4,14 1.77102 1170 1,55 1851 Titania 434,1 8,71 4,77-102 1578 1,70 1787 Oberon 581,9 13,46 4,09-IO'2 1522 1,62 1787 Neptun Triton 355,3________ 5,88 0,286 2706 2,06 1846 IX. CONSTELAȚIILE Nr crt Denumirea constelației în limba Genitiv Abreviere Denumirea constelației în limba latină română 1 Andromeda Andromedae And Andromeda 2 Antlia__ Antliae Ant Mașina Pneumatică 3 Apus Apodis Aps Pasărea Cerului__________________ 4 Aquarius Aquarii Aqr______ Vărsătorul 5 Aquila Aquilae Aql Vulturul 6 Ara Arae Ara Altarul 7 Aries Arietis Ari Berbecul________________________ 8 Auriga Aurigae Aur Vizitiul_______________________________ 9 Bootes Bootis Boo Boarul / 10 Caelum Caeli Cae Daita 11 Camelopardalis Camelopardalis Cam Girafa 12 Cancer Cancri Cnc Racul 13 Canes Venatici Canum Venaticorum CVn Câinii de Vânătoare 14 Caniș Major Canis Majoris CMa Câinele Mare 15 Caniș Minor Canis Minoris CMi Câinele Mic 16 Capricornus Capricorni Cap Capricornul 17 Carina Carinae Car Carena 18 Cassiopeia Cassiopeiae Cas Cassiopeia 19 Centaurus Centauri Cen Centaurul 20 Cepheus Cephei Cep Cefeu 21 Cetus Ceti Cet Balena 22 Chamaeleon Chamaeleontis Cha Cameleonul 23 Circinus Circini Cir Compasul 24 Columba Columbae Col Porumbelul 25 Coma Berenices Comae Berenices Com Cosița Bcrenicei 26 Corona Australis Coronae Australis CrA Coroana Australă 27 Corona Borealis Coronae Borealis CrB Coroana Boreală 28 Corvus Corvi Crv Corbul 29 Crater Crateris Crt Cupa 30 Crux Cruciș Cru Crucea_______________________ 31 Cygnus Cygni Cyg Lebăda 32 Delphinus Delphini Del Delfinul 33 Dorado Doradus Dor Peștele de Aur 34 Draco Draconis Dra Dragonul 35 Equuleus Equulei Equ Calul Mic 36 Eridanus Eridani_______________ Eri Eridanul 37 Fornax Fomacis__ For Cuptorul 38 Gemini__ Geminorum Gem Gemenii_____________________ 39 Grus Gruis Gru Cocorul 40 Hercules Herculis______________ Her Hercule 41 Horologium Horologii____ Hor Orologiul 42 Hydra Hydrae__ Hya Hidra (Boreală) 43 Hydrus Hydri___ Hyi Hidra Australă 44 Indus Indi __________________ Ind Indianul 45 Lacerta Lacertae_____________ Lac Șopârla 46 Leo Leonis_______________ Leo Leul 47 Leo Minor Leonis Minor________ LMi Leul Mic 48 Lepus Leporis______________ Lep Iepurele 49 Libra Librae_______________ Lib Balanța 50 Lupus Lupi________________ Lup Lupul 51 Lynx_____________________ Lyncis Lyn Râsul 52 Lyra_________________________ Lyrae Lyr Lira 53 Mensa Mensae Men_____ Masa; Platoul 54 Microscopium Microscopii Mie Microscopul 55 Monoceros Monocerotis Mon_____ Unicornul; Licornul 56 Musca Muscae__ Mus Musca 57 Norma Normae Nor Echerul 58 Octans Octantis Oct Octantul__ 59 Ophiuchus Ophiuchi Oph Purtătorul de Șerpi 60 Orion Orionis Ori Orion 61 Pavo Pavonis Pav Păunul____I 62 Pegasus Pegasi Peg Pegas 1 63 Perseus Persei Per Perseu 64 Phoenix Phoenicis Phe Phoenix 65 Pictor Pictoris Pic Șevaletul; Pictorul 66 Pisces Piscium Psc Peștii 67 Piscis Austrinus Piscis Austrini PsA Peștele Austral 68 Puppis Puppis Pup Pupa 69 Pyxis Pyxidis Pyx Busola 70 Reticulum Reticuli Ret Reticulul 71 Sagitta Sagittae Sge Săgeata 72 Sagittarius Sagittarii Sgr Săgetătorul 73 Scorpius Scorpii Seo Scorpionul 74 Sculptor Sculptoris Scl Sculptorul 75 Scutum Scuti Set Scutul 76 Serpens Serpentis Ser Șarpele 77 Sextans Sextantis Sex Sextantul 78 Taurus Tauri Tau Taurul 79 Telescopium Telescopii Tel Telescopul 80 Triangulum Trianguli Tri Triunghiul 81 Triangulum Australe Trianguli Australis TrA Triunghiul Austral 82 Tucana Tucanae Tuc Tucanul 83 Ursa Major Ursae Majoris UMa Ursa Mare 84 Ursa Minor Ursac Minoris UMi Ursa Mică 85 Vela Velorum Vel Velele 86 Virgo___________________________ Virginis Vir Fecioara_________________________ 87 Volans__ Volantis Vol Peștele Zburător 88 Vulpecula___________ Vulpeculae Vul Vulpea_______________________ X. STELELE CELE MAI STRĂLUCITOARE, VIZIBILE DIN R. MOLDOVA Steaua Constelația Coordonate ecuatoriale Magnitudine m Clasa Culoare Distanța, ^2000.0 ^2000.0 spectrală ani-lumină Sirius a CMa (Câinele Mare) 6h45"’8,9s -16°42'58» -1,46 A1V albă 13 Vega a Lyr (Lira) 18h36ra56‘ +38’47'01» +0,03 A0V albă 26 Capella a Aur (Vizitiul) +45’59'53» +0,08 oom galbenă 45 Arcturus a Boo (Boarul) 14h15m39’ +19’10'57» -0,04 K1III portocalie 35 Procyon a CMi (Câinele Mic) 7f39mi8s +5» 13'30» +0,38 F5IV gălbuie 11 Altair a Aql (Vulturul) 19h50m47s +8’52'06» +0,77 A7V albă 16 Betelgeuse a Ori (Orion) 5h55m10s +7°24'25» +0,50 Mil roșie 1300 Aldebaran a Tau (Taurul) 4h35m55s + 16’30'33» +0,85 K5III portocalie 64 Pollux P Gem (Gemenii) 7"45m19s +28’01'34» + 1,14 K0III portocalie 35 Spica a Vir (Fecioara) -ll°09'41» +0,98 B2V albastră 220 Antares a Sco (Scorpion) 16h29m24s -26’25'55» +0,96 Mil roșie 365 Fomalhaut a PsA (Peștele Austral) 22h57ra39s -29’37'20» +1,16 A3V albă 23 Deneb a Cyg (Lebăda) 20"41m26s +45° 16'49» +1,25 A2I albă 930 Regulus a Leo (Leu)l 10h08m22s +11’58'02» +1,35 B7V albastră 68 Castor a Gem (Gemenii) 7h34ra36s +31’53'19» +1,50 A2V albă 45 Polara a UMi (Ursa Mică) 2h31ro49s +89’15'51» +2,02 F7I gălbuie 470 Sursa: Oaccckhh acTpoHOMHHecKHM Kaneu^apt: 2012//AcTpoHOMHuecKas o6cepBaTopns OHY hm. H.M. MeqHUKOBa. —Oaecca: AcTponpnnT, 2011. - Bbin. 13. - 264 c. XI. DATE REFERITOARE LA GALAXIA CALEA LACTEE Dimensiunile Galaxiei: axa mare..............................100 000 a.l. axa mică....................................................... 16 000 a.l. Numărul stelelor văzute cu ochiul liber .....................circa 6000 Numărul stelelor din Galaxie.................................> 200 miliarde Masa totală a stelelor.......................................6-10" mase solare Perioada de revoluție a Soarelui în jurul nucleului Galaxiei.220 milioane de ani Distanța de la centrul Galaxiei până la Soare................7,8 kpc ~ 26000 a.l. Distanța până la galaxia Andromeda...........................2,4-10s a.l. XII. DATE REFERITOARE LA UNELE GALAXII DIN GRUPUL LOCAL Galaxia, magnitudinea Tipul Poziția Diametrul, Distanța, Constelația aparentă, m Sloan kpc kpc Galaxia Calea Lactee Sbc 30 Andromeda (M31),+3,5” Sb 00h41,6m +41’10' 40 700 Andromeda Dorado Norul Mare al lui Magellan, +0,1" Ir 5h23,7'" -69’46' 10 50 (Peștele de Aur) Norul Mic al lui Magellan, +2,4" Ir 00h52,0m -72’56' 4,3 60 Tucana (Tucanul) 402 XIV. CLASIFICAREA PARTICULELOR ELEMENTARE Particule fundamentale (fără substructure) Leptoni, simbol Particule purtătoare de câmp (mediatori), simbol Electron, e Foton, y Neutrino electronic, v. Gluon, g Muon, n Particule W+, W; Z° Neutrino muonic, vu Graviton*, G Tauon, t Boson Higgs, H°(descoperit în 2013) Neutrino tauonic, vț Quarci, simbol Up, u Down, d Charm, c Strange, s Top, t Bottom, b Gravitonul încă nu a fost descoperit, dar existenOa sa este prezisă de teoria cuantică a câmpului. Particule compozite (compuse din 2 sau mai multe particule fundamentale) Hadroni Barioni, simbol Mezoni, simbol Nucleoni Proton, p Pion, a Neutron, n Notă -, toateparticulele elementare au □ i partenere antiparticule (de □ iunele antiparticule sunt identice cu particulele partenere). 403 XV. OBIECTE CERE TI CU NUME DIN SPA IUL ROMANESC Nr. Numele obiectului Tipul obiectului Originea numelui crt. 1- 10034 Birlan Asteroid descoperit în 1981 la Mirel Birlan (n. 1963), cercetător român la Observatorul Lowell. Observatorul Paris-Meudon 2. 6429 BrâncuCi Asteroid, descoperit în 1971. Constantin BrâncuCi (1876-1957), mare sculptor român, stabilit în FranLJa 3. Montes Carpatus Lan D de mun u i pe Lună, la sud MunQii CarpaCi de Mare Imbrium. 4. 1943c Daimaca Cometă descoperită la Victor Daimaca (1892-1969), profesor de 3 septembrie 1943. matematică, astronom român 5. 1943W1 van Gent- Cometă observată independent Van Gent, Peltier Di Victor Daimaca Peltier-Daimaca de Daimaca la 16 dec. 1943. 6. 1381 Danubia Asteroid descoperit în 1930 la Fluviul Dunăre Observatorul Simeis. D=24 km. 7. 10504 Doga Asteroid descoperit în 1987. Eugen Doga (n.1937), compozitor român D = 9 km. basarabean 8. 9494 Donici Asteroid descoperit în 1971. Nicolae Donici (1875-1960), primul astrofizician român basarabean. Fondatorul Observatorului de la Dubăsarii Vechi. 9. 12498 Dragesco Asteroid descoperit în 1998. Jean Dragesco (n.1920), biolog, astronom român, stabilit în FranDa 10. 9495 Eminescu Asteroid descoperit în 1971, Mihai Eminescu (1850-1889), mare poet Observatorul Palomar, SUA. român. Asteroidul a fost denumit în 2000, T= 3,23 ani. D ~ 6 km. declarat Anul Eminescu. 11. Eminescu Crater de pe Mercur, vârsta ~ 1 Mihai Eminescu miliard de ani. D = 125 km. Craterul a fost denumit în aprilie 2008. 12 9493 Enescu Asteroid descoperit în 1971, la George Enescu (1881-1955), compozitor Observator Palomar. D=9 km. român. 13. 4268 Grebenikov Asteroid descoperit în 1952 Eugeniu Grebenicov (1932-2013), astronom român basarabean, specialist în mecanica cerească. 14. Haret Crater de pe fada invizibilă a Spiru Haret (1851-1912), matematician, Lunii, aproape de polul Sud. astronom, Ministru al EducaDiei. Decretul D = 25 km. de fondare a Observatorului din BucureDti. 15.. 2419 Moldavia Asteroid descoperit în 1974, la Moldova Observatorul din Crimea. 0 = 5-11 km. T=3,48 ani. 16. Oberth Crater de pc Lună, D=60 km. Hermann Oberth, fizician romăn-german 17. 9253 Oberth Asteroid descoperit în 1971, Hermann Oberth (1894-1989), fondator al Observatorul Palomar, SUA. astronauticii Ui inventatorul rachetei. 18. 2331 Parvulesco Asteroid descoperit în 1936. Constantin Pârvulescu (1890-1945), director Observator Cluj (1941-1945). 19. 7986 România Asteroid descoperit în 1981. România. Denumit în 2012, la propunerea D = 2-3 km. T= 1123 zile. astronomului român Mirel Birlan. 20. Sanduleak-69°202 Stea care a evoluat în Nicholas Sanduleak (1933-1990), Supernova SN1987A. astronom american de origine română 21. 9403 Sanduleak Asteroid descoperit în 1994. Nicholas Sanduleak 22. 1537 Transylvania Asteroid descoperit în 1940. Transilvania 23. Văcărescu Crater pe Venus, în emisfera Elena Văcărescu (1864-1947), poet român sudică. D = 31,5 km. de expresie franceză. 404 (Planisfera) 405 Cercul de suprapunere pe harta cerului 407 406 408 emisfera vizibilă a lunii Credit: Observatorul Lick al Universității din California (http://nathamilton.ucolick.org). 409 SURSE BIBLIOGRAFICE 1. Baxy/iuH, n.A., Kohohobmm, 3.B., Mopos, B.H. Kypc o6iueM acrpoHOMMM (Curs de astronomie generală). U3/\. 2-e, nepepab. M.: Hayxa, 1970. 536 c. 2. Chiș Gheorghe. Astronomie. Manual pentru clasa a XIl-a. Editura Didactică și Pedagogică, R.A. București,1992. 3. HepHWH, A-A. 3ae3Abi m 4>n3nna (Stelele și fizica). H3fl. 3-e, 2012. 4. Dinulescu, N.l. Astronomie fundamentală. Editura Didactică și Pedagogică. București, 1968. 5. Frincu Marc. Istoria astronomiei, 2004. www.scribd.com 6. Furdui, C. Ovidiu. Evoluția orbitală a corpurilor transneptuniene. Teza de doctorat - rezumat. Universitatea Babeș-Bolyai, Cluj-Napoca, 2011. 7. IAU Commission 4 (Ephemerides), Recommendations to IAU General Assembly 1976, Notes on Recommendation 5, note 2. 8. Kohohobmm, 3.B., Mopo3, B.H. Obmuii Kypc acrpoHOMMM (Curs general de astronomie), ynebnoe nocobwe/noa pea. B.B. WeaHOBa. M3A. 2-e, Mcnp. M.: EanTopnan yPCC, 2004. - 544 c. 9. KynuKOB, K.A. HoBaa cMcreMa acrpoHOMMHecKMX nocronHHbtx. (Noul sistem de constante astronomice). Msa-bo „Hayna", EnaBHaa peaaKu,na <(>M3MKO-MaTeMaTMMecKOH /iMTeparypbi, M., 1969. 10. /leBMiaH, E.n. AcTpoHOMMH (Astronomie). yqebHMK an” U ka. - 10-e M3fl. - M.: ilpoceemeHue, 2005.- 224 C. 11. Marinciuc, M., Rusu, 5., Nacu, I., Tiron, Ș. Fizică. Astronomie. Manual pentru cl. XII. Chișinău, Știința, 2011. 12. Oabcckhm acTpoHOMMMecKMM KaneHflapb (Calendarul astronomic Odessa): 2012./ AcrpoHOMMMecKaa obcepBaropMA OHy mm. PI.I4. MeHHMKOBa; pea.KO/i.: B.E KapeTHMKOB m. Ap.-Oflecca: AcrponpMHT, 2011-2014. - Bbin. 12-15. 13. nonoB, n.M., BopOHHOB-Be/1bflMMHOB, 6.A., KyHMUKMM, P.B. AcTpOHOMMR. EflMTypa "/lyMMHa", KMUJMHay, 1971 (traducere din I. rusă: Gleibman E., Tiron Ș.). 14. Ranzini Gianluca. Astronomie. Neuer Kaiser Verlag, 2004. 15. Co6oneB, B. B. Kypc TeopeiMMecxoii acrpo<|>M3MKM (Curs de astrofizică teoretică). M.: Hayxa, 1967. - 528 c. 16. CypflMH, B.E AcrpoHOMMMecKne o/iMMOMaftbi (Olimpiade de astronomie). M., 1995. 17. Teodorescu Nicolae, Chiș Gheorghe. Cerul, o taină descifrată... Editura Albatros, București, 1982. 18. Todoran loan. Cartea astronomului amator. Editura Albatros, București, 1983. 19. Ureche Vasile. Universul. Vol. II. Astrofizica. Ed. Dacia, Cluj-Napoca, 1987. 20. Voronțov-Veliaminov, B.A. Astronomie. Manual pentru clasa a Xl-a. Ediția a lll-a. Editura Lumina, Chișinău, 1994 (traducere din I. rusă: Tiron Ș.). 21. BopoHt;oB-BenbflMMHOB, 6.A. CbopHMK sa^aM m npaKTMHecKMX ynpatKHeHMM no acrpoHOMMM (Culegere de probleme și exerciții practice de astronomie). Hayxa, Mockbb, 1974. 22. BceneHHaa, npocrpaHcrBo, Bpews (Revista "Universul, Spațiul, Timpul"). Kmbb, 2003- 2013. 23. 3axo>KaM, B.A. Bcryn pp acrpo<|>i3MKM ra KOCMoroHii: HaBM. flocibHMK (Introducere în astrofizică și cosmogonie). -XapKis: XHy iMeHi B.H. KapasiHa, 2012. -208 c. 410 RESURSE ELECTRONICE 1. http://en.wikipedia.org/wiki/ 2. http://www.space.com Noutăți astronomice și NASA, explorarea spațiului cosmic. 3. http://solarsystem.nasa.gov/planets 4. http://www.minorplanetcenter.net/iau/TNOs.html 5. http://dictionary.reference.com/browse/metagalaxy Metagalaxy. Dictionary.com Collins English Dictionary-Complete&Unabridged IO"¹ Edition. HarperCollins Publishers. 6. http://www.astro.ro Institutul de Astronomie al Academiei Române, București. 7. www.astro-urseanu.ro Observatorul Astronomic „Amiral Vasile Urseanu", București 8. http://www.sai.msu.ru/ Institutul de Astronomie "P.K. Sternberg", Moscova. 9. www.astronet.ru Materiale de popularizare a astronomiei (rus) 10. www.nasa.gov Agenția Spațială Americană (NASA) 11. www.esa.int Agenția Spațială Europeană (ESA) 12. http://map.gsfc.nasa.gov/The Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), NASA 13. http://www.caltech.edu/ Institutul de Tehnologie din California 14. www.aavso.org/types-variables Asociația Americană a Observatorilor de Stele Variabile 15. http://www.seti.org Institutul SETI 16. http://aa.usno.navy.mil/data/docs/JulianDate.php 17.www.infoastronomy.com/stele.html 18. http://oxforddictionaries.com 19. http://www.wselennaya.com Revista "Vselelennaya" (Universul) (rus) 20. http://heritage.geomatic.ro/monumente/arheo/sarmiro.htm 21. http://enciclopediaromaniei.ro/wiki/Sarmizegetusa_Regia 22. www.sai.msu.su/EAAS/rus/astrocourier/index.html Astrocourier. Buletin informativ (rus) 23. http://www.iap.fr/eas/index.html Societatea Astronomică Europeană 24. http://www.sai.msu.su/EAAS/rus Societatea Astronomică Euro-Asiatică (rus) 25. www.astro-soc.odessa.ua Societatea Astronomică din Odessa (rus) 26. http://www.iau.org International Astronomical Union (IAU) (Uniunea Astronomică Internațională) 411 CUPRINS PREFAȚĂ ₃ INTRODUCERE § 1.* CE STUDIAZĂ ASTRONOMIA? ₆ § 2.* PROBLEMELE FUNDAMENTALE ALE ASTRONOMIEI INTRODUCERE ₆ § 3.* RAMURILE ASTRONOMIEI ₇ §4.* ASTRONOMIA Șl ASTROLOGIA ₈ Capitolul I. ELEMENTE DE ARHEOASTRONOMIE. ETAPELE PRINCIPALE ÎN DEZVOLTAREA ASTRONOMIEI 1₂ § 1.1. ÎNCEPUTURILE ASTRONOMIEI 12 §1.2. ASTRONOMIA ÎN GRECIA ANTICĂ 19 § 1.3. ASTRONOMIA ÎN AMERICA PRECOLUMBIANĂ 22 § 1.4. ASTRONOMIA ÎN ORIENTUL MIJLOCIU Șl ORIENTUL APROPIAT 23 § 1.5. * ASTRONOMIA MODERNĂ 25 § 1.6. * ERA COSMICĂ. EXPLORAREA SISTEMULUI SOLAR 31 Capitolul II. ELEMENTE DE ASTRONOMIE SFERICĂ' 42 § 2.1. * MIȘCAREA DIURNĂ APARENTĂ A STELELOR. CONSTELAȚIILE 42 § 2.2. * SFERA CEREASCĂ. ELEMENTELE SFEREI CEREȘTI 44 § 2.3. * MIȘCAREA ANUALĂ APARENTĂ A SOARELUI. ECLIPTICA 46 § 2.4. * SISTEMELE DE COORDONATE ASTRONOMICE 48 § 2.5. * RĂSĂRITUL, APUSUL Șl CULMINAȚIA STELELOR 53 § 2.6. VARIAȚIA COORDONATELOR ECUATORIALE ALE SOARELUI. ECHINOCȚII Șl SOLSTIȚII 58 § 2.7. REFRACȚIA ASTRONOMICĂ 60 § 2.8. PARALAXA DIURNĂ (GEOCENTRICĂ) 62 §2.9. MIȘCAREA PROPRIE A STELELOR 63 § 2.9. FORMULELE FUNDAMENTALE ALE TRIGONOMETRIEI SFERICE 65 § 2.10. * CREPUSCULUL. NOPȚILE ALBE 67 EXERCIȚII 68 Capitolul III. CINEMATICA SISTEMULUI SOLAR 71 § 3.1. * MIȘCAREA APARENTĂ A PLANETELOR PE SFERA CEREASCĂ 71 § 3.2. * MIȘCAREA Șl POZIȚIILE RELATIVE ALE PLANETELOR INFERIOARE 71 § 3.3. MIȘCAREA Șl POZIȚIILE RELATIVE ALE PLANETELOR SUPERIOARE 74 § 3.4. RELAȚIA DINTRE PERIOADA SINODICĂ Șl PERIOADA SIDERALĂ DE REVOLUȚIE 76 § 3.5. * SISTEMUL GEOCENTRIC AL LUMII 77 § 3.6. * SISTEMUL HELIOCENTRIC AL LUI COPERNIC 79 § 3.7. * MIȘCAREA DE ROTAȚIE Șl DE REVOLUȚIE A PĂMÂNTULUI ⁸¹ 412 § 3.8. PARALAXA STELARĂ Șl ABERAȚIA LUMINII 84 § 3.9. ’ MIȘCAREA Șl FAZELE LUNII 86 § 3.10. * ECLIPSELE DE LUNĂ 89 § 3.11. * OCULTAREA AȘTRILOR DE CĂTRE LUNĂ. ECLIPSELE DE SOARE 91 EXERCIȚII 95 Capitolul IV. TIMPUL Șl MĂSURAREA LUI 96 § 4.1* TIMPUL ASTRONOMIC 96 §4.2. TIMPUL SIDERAL 96 §4.3.* TIMPUL SOLAR ADEVĂRAT. TIMPUL SOLAR MEDIU. ECUAȚIA TIMPULUI 97 § 4.4. * TIMPUL UNIVERSAL. FUSELE ORARE Șl TIMPUL LEGAL 99 § 4.5. TIMPUL ATOMIC INTERNAȚIONAL. TIMPUL UNIVERSAL COORDONAT 102 § 4.6. TIMPUL EFEMERIDELOR. TIMPUL TERESTRU 104 § 4.7. * CALENDARUL 105 § 4.8. DATA IULIANĂ 112 EXERCIȚII 113 Capitolul V. ELEMENTE DE MECANICĂ CEREASCĂ 115 § 5.1. OBIECTUL Șl PROBLEMELE MECANICII CEREȘTI 115 § 5.2. * LEGILE LUI KEPLER 115 § 5.3. * LEGEA ATRACȚIEI UNIVERSALE 119 § 5.4. PROBLEMA CELOR DOUĂ CORPURI 119 § 5.5* LEGILE GENERALIZATE ALE LUI KEPLER 120 § 5.6. ELEMENTELE ORBITALE ALE PLANETELOR 122 § 5.7. MIȘCAREA REALĂ A PLANETELOR. PROBLEMA CELOR TREI CORPURI. PERTURBAȚIILE 123 § 5.8. * MAREELE LUNISOLARE 126 § 5.9. LIBRAȚIILE LUNII 129 § 5.10. * DETERMINAREA MASEI CORPURILOR CEREȘTI 130 § 5.11. * MIȘCAREA SATELIȚILOR ARTIFICIALI Al PĂMÂNTULUI. VITEZELE COSMICE 131 § 5.12. * DETERMINAREA DIMENSIUNILOR CORPURILOR CEREȘTI 133 § 5.13. * MĂSURAREA DISTANȚELOR LA CORPURILE CEREȘTI 134 § 5.14. MIȘCAREA DE PRECESIE Șl DE NUTAȚIE A AXEI TERESTRE 137 Exerciții 139 Capitolul VI. ELEMENTE DE ASTROFIZICA 141 § 6.1. OBIECTUL Șl RAMURILE ASTROFIZICII 141 § 6.2. NOȚIUNI DE FOTOMETRIE ASTRONOMICĂ. MĂRIMI FOTOMETRICE 143 § 6.3. * SCARA MAGNITUDINILOR STELARE 146 § 6.4. * ANALIZA SPECTRALĂ ÎN ASTROFIZICA. DETERMINAREA COMPOZIȚIEI CHIMICE A CORPURILOR CEREȘTI 149 § 6.5. * EFECTUL DOPPLER. DEPLASAREA LINIILOR SPECTRALE 152 413 § 6.6. EFECTUL ZEEMAN ÎN ASTROFIZICA ₁₅₅ § 6.7. RADIAȚIA CORPULUI NEGRU. DETERMINAREA TEMPERATURII STELELOR ₁₅₅ § 6.8. NOȚIUNI DE ASTROFOTOGRAFIE ₁₅₈ § 6.9. RECEPTOARELE CU CUPLAJ DE SARCINĂ - CCD ₁₅₉ § 6.10. * NOȚIUNI DE RADIOASTRONOMIE ₁₆Q Exerciții ₁₆₃ Capitolul VII. INSTRUMENTELE ASTRONOMICE ₁₆₄ § 7.1. * ASTRONOMIA OBSERVAȚIONALĂ ₁₆₄ § 7.2. * ABERAȚIILE SISTEMELOR OPTICE I₆S § 7.3. * TELESCOAPELE OPTICE ₁₆₇ § 7.4. CARACTERISTICILE PRINCIPALE ALE TELESCOPULUI ₁₇₂ § 7.5. TELESCOAPELE SPAȚIALE 174 § 7.6. RADIOTELESCOPUL 175 § 7.7. * TELESCOAPELE ȘCOLARE 177 § 7.8. OBSERVATOARELE ASTRONOMICE 178 § 7.9. OBSERVATOARELE ASTRONOMICE DIN R. MOLDOVA 180 § 7.10. CATALOAGE ASTRONOMICE Șl ATLASE STELARE 182 § 7.11. PLANETARIUL 184 Exerciții 185 Capitolul VIII. SOARELE 186 § 8.1. * CARACTERISTICI GENERALE 186 § 8.2. * STRUCTURA INTERNĂ Șl ENERGIA SOARELUI 189 § 8.3. * ATMOSFERA SOARELUI 190 § 8.4. * ACTIVITATEA SOLARĂ 196 § 8.5. RELAȚIILE SOARE-PĂMÂNT 198 § 8.6. CICLUL DE VIAȚĂ AL SOARELUI 200 Exerciții 201 Capitolul IX. FIZICA SISTEMULUI SOLAR 202 § 9.1. * CARACTERISTICILE GENERALE ALE SISTEMULUI SOLAR 202 § 9.2. * NOUA CLASIFICARE A PLANETELOR 205 § 9.3. * PLANETELE TERESTRE 207 § 9.4. * PLANETA MERCUR 208 §9.5.* PLANETA VENUS 210 § 9.6. * PLANETA PĂMÂNT 213 § 9.7. * LUNA-SATELITUL NATURAL AL PĂMÂNTULUI 221 § 9.8. * PLANETA MARTE 224 Exerciții 231 § 9.9. * PLANETELE GAZOASE GIGANTE 232 § 9.10. * PLANETA JUPITER 232 414 § 9.11. * PLANETA SATURN ²³⁶ § 9.12. * PLANETA URANUS ²³⁹ § 9.13. * PLANETA NEPTUN ²⁴¹ § 9.14. * PLANETELE PITICE ²⁴² § 9.15. * CORPURILE MICI ALE SISTEMULUI SOLAR. ASTEROIZII, COMETELE Șl CORPURILE METEORITICE ²⁴⁷ § 9.16. OBIECTELE TRANSNEPTUNIENE. CENTURA KUIPER, DISCUL ÎMPRĂȘTIAT Șl NORUL OORT 262 Exerciții 268 Capitolul X. STELELE 269 § 10.1. * CARACTERISTICI GENERALE 269 § 10.2. CLASIFICAREA SPECTRALĂ A STELELOR 271 § 10.3. DIAGRAMA „SPECTRU-LUMINOZITATE" (DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL) Șl DIAGRAMA „MASĂ-LUMINOZITATE" 277 § 10.4. * FORMAREA, STRUCTURA Șl EVOLUȚIA STELELOR 283 § 10.5. * PITICELE ALBE. STELELE NEUTRONICE Șl PULSARII. SUPERNOVELE. GĂURILE NEGRE 289 § 10.6. * STELELE BINARE 296 § 10.7. * STELELE VARIABILE 300 § 10.8. SURSE DISCRETE DE RAZE X 306 Exerciții 309 Capitolul XI. GALAXIA CALEA LACTEE 311 § 11.1. * CARACTERISTICI GENERALE 311 § 11.2. * MIȘCAREA DE ROTAȚIE A GALAXIEI. ANUL GALACTIC 315 § 11.3. * STRUCTURA GALAXIEI 316 § 11.4. * ROIURI Șl ASOCIAȚII STELARE 320 § 11.5. * MEDIUL INTERSTELAR. NEBULOASELE 324 §11.6. CÂMPUL MAGNETIC GALACTIC 331 Exerciții 333 Capitolul XII. ELEMENTE DE ASTRONOMIE EXTRAGALACTICĂ 334 § 12.1. * CARACTERISTICILE GENERALE ALE GALAXIILOR 334 § 12.2. * CLASIFICAREA GALAXIILOR 337 § 12.3. GALAXIILE ACTIVE. QUASARII 340 § 12.4. SURSELE DE RAZE GAMMA CU ERUPȚIE 345 § 12.5. * ROIURI Șl SUPER-ROIURI DE GALAXII 347 § 12.6. LENTILE GRAVITAȚIONALE 350 § 12.7. METODE DE DETERMINARE A DISTANȚELOR LA GALAXII 351 § 12.8. * ORIGINEA Șl EVOLUȚIA GALAXIILOR 353 Exerciții 354 415 Capitolul XIII. ELEMENTE DE COSMOLOGIE FIZICĂ Șl COSMOGONIE § 13.1. * PRINCIPIUL COSMOLOGIC § 13.2. * MODELUL UNIVERSULUI OMOGEN Șl IZOTROP § 13.3. LEGEA LUI HUBBLE § 13.4. DEPLASAREA COSMOLOGICĂ SPRE ROȘU. DETERMINAREA DISTANȚELOR LA GALAXIILE ÎNDEPĂRTATE ₃₆ₒ § 13.5. * MAREA EXPLOZIE (BIG BANG). STADIILE DE EVOLUȚIE TIMPURIE A UNIVERSULUI ₃₆₁ § 13.6. RADIAȚIA COSMICĂ DE FOND ₃₆₇ § 13.7. TEORIA INFLAȚIONISTĂ ₃₇₁ § 13.8. MATERIA ÎNTUNECATĂ ₃₇₂ § 13.9. ENERGIA ÎNTUNECATĂ (CONSTANTA COSMOLOGICĂ) ₃₇₃ § 13.10. * DENSITATEA MATERIEI ÎN UNIVERS ₃₇₄ § 13.11. * SCENARII POSIBILE ALE EVOLUȚIEI UNIVERSULUI ₃₇₅ § 13.12. * VÂRSTA UNIVERSULUI 377 § 13.13. PRINCIPIUL ANTROPIC 378 § 13.14. COSMOGONIA SISTEMULUI SOLAR 379 § 13.15. PLANETELE EXTRASOLARE (EXOPLANETELE) 382 § 13.16. VIAȚA INTELIGENTĂ ÎN UNIVERS. ECUAȚIA LUI DRAKE 334 § 13.17. UNELE PROBLEME NEREZOLVATE ALE COSMOLOGIEI FIZICE 387 Exerciții 390 ANEXE 391 I. CONSTANTE FIZICE Șl ASTRONOMICE 391 II. ALFABETUL GREC 391 III. DATE REFERITOARE LA PĂMÂNT 392 IV. DATE REFERITOARE LA LUNĂ 392 V. DATE REFERITOARE LA SOARE 393 VI. UNELE CARACTERISTICI ALE PLANETELOR 394 VII. PLANETELE PITICE ALE SISTEMULUI SOLAR 395 VIII. CARACTERISTICI ALE UNOR SATELIȚI MAI MARI Al PLANETELOR 395 IX. CONSTELAȚIILE 396 X. STELELE CELE MAI STRĂLUCITOARE, VIZIBILE DIN R. MOLDOVA 400 XI. DATE REFERITOARE LA GALAXIA CALEA LACTEE 401 XII. DATE REFERITOARE LA UNELE GALAXII DIN GRUPUL LOCAL 401 XIII. CURENȚI METEORICI DE MARE INTENSITATE 402 XIV. CLASIFICAREA PARTICULELOR ELEMENTARE 403 XV. OBIECTE CEREȘTI CU NUME DIN SPAȚIUL ROMÂNESC 404 HARTA CERULUI ÎNSTELAT (PLANISFERA) 405 EMISFERA VIZIBILĂ A LUNII 409 SURSE BIBLIOGRAFICE 410 RESURSE ELECTRONICE 411 416 Planșa B Diagrama evc de la Marea Explozie până în prezent. Sursa: grandunificationtheory.com. Radiația cosmică de fond, emisă la 380 000 de ani după Marea Explozie și cartografiată de satelitul WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) (NASA) în 2012. Aceasta este cea mai convingătoare dovadă în sprijinul modelului cosmologic al Marii Explozii. Imaginea demonstrează existența unor mici variații ale temperaturii radiației cosmice de microunde, care în prezent are temperatura medie de 2,725 K. Petele de culoare roșie marchează regiunile mai calde, iar cele de culoare albastră - regiunile mai reci. Credit: NASA/WMAP Science Team. . Galaxia a fost descoperită în 1835 de John Herschel în constelația Eridanus. Ea are aproximativ 110 000 a.l. în diametru și se află la distanța de aproximativ 61 de milioane de ani-lumină de la Soare, fiind un membru al roiului de galaxii Eridanus, format din 200 de galaxii. NGC 1300 este foarte asemănătoare cu galaxia noastră Calea Lactee. Imagine: Telescopul Spațial Hubble, 2004. Credit: HST/NASA/ESA. Cea mai apropiată galaxie imensă de Calea Lactee, Andromeda este o galaxie spirală de tip Sb, situată la aproximativ 2,5 milioane de ani-lumină de la Soare, în constelația Andromeda. Calea Lactee și Andromeda fac parte din Grupul Galactic Local, format din peste 50 de galaxii. în imagine se văd și două galaxii satelit, M32, situată mai sus de Andromeda, la stânga de centrul brațelor spirale, și M110, situată mai jos de centrul acestora. Imagine realizată cu filtru H-alfa în 2010 de Adam Evans. Sursa: http://en.wikipedia. org/wiki/Andromeda_Galaxy#mediaviewer. Planșa ODD este o nebuloasă difuză de reflexie/emisie, situată în constelația Orion la aproximativ 1350 a.l. depărtare de la Soare. Nebuloasa M42 este cea mai apropiată de Pământ regiune de formare intensă a stelelor. Ea are 24 a.l în diametru și masa de aproximativ 2000 de mase solare. Gazele strălucitoare ale nebuloasei învăluie stele tinere fierbinți la marginea unui nor molecular stelar imens. Imaginea reprezintă un mozaic format din fotografii obținute cu Telescopul Spațial Hubble și cu telescopul de 2,2 m de la Observatorul European de Sud La Silla (Chile). Sursa: http://apod.nasa. gov/apod/ap090222.html. Credit: NASA, ESA, M. Robberto (STScl/ESA) et al. din constelația Taurul. Nebuloasa este o rămășiță a supernovei SN 1054, observată încă de astronomii chinezi în iulie 1054. Nebuloasa are 11 a.l. în diametru, este situată la distanța de aproximativ 6500 a.l. de la Pământ și se extinde cu viteza de aproximativ 1500 km/s. în centrul nebuloasei se află pulsarul Crab - o stea neutronică cu diametrul de aproximativ 30 km care se rotește cu viteza de 30 rot/s și emite impulsuri de radiație pe toate lungimile de undă de la raze gamma la undele radio. Foto: Hubble Space Telescope (2005). Credit: NASA. Fotografia este realizată cu camera WFPC2 de la bordul Telescopului Spațial Hubble în 1995 și acoperă o porțiune de cer cu aria mai mică de un minut de arc patrat. Imaginea este considerată reprezentativă pentru distribuția tipică a galaxiilor în spațiu. Toate obiectele din imagine sunt galaxii de diverse tipuri, cu excepția a două stele (una - mai aproape de centru și alta -în partea de sus). Credt: NASA/STSd/R. Williams. (spectru-luminozitate) pentru 22000 de stele din Catalogul Hipparcos (ESA) și 1000 din Catalogul Gliese al Stelelor Apropiate (până ia 25 pc). Diagrama reprezintă luminozitatea vizuală (magnitudinea absolută) a stelelor în funcție de temperatura efectivă (indicele de culoare B-V) al acestora. Soarele se află pe secvența principală având magnitudinea absolută 4,8” și indicele de culoare 0,66 B-V. Diagrama H-R este o reprezentare grafică a evoluției stelelor. Sursa: www.atlasoftheuniverse.com/hr.html. Credit: Richard Powell. Soarele - principala sursă de energie pe Pământ - este o stea tânără magnetoactivă. Variațiile câmpului magnetic puternic al Soarelui în perioadele maximelor de activitate solară generează mai multe fenomene - pete solare, erupții solare grandioase, ejecții de masă coronală, fluxuri de particule accelerate, protuberanțe, variații ale vântului solar, ce pot perturba câmpul magnetic al Pământului, generând aurorele polare și așa-numitele furtuni geomagnetice care pot afecta radiocomunicațiile, sistemele electoenergetice, funcționarea sateliților etc. Imagine: wikispaces.com Spectrul solar cu liniile Fraunhofer. Spectrul Soarelui conține numeroase linii spectrale de absorbție ale unor metale ionizate și neutre, precum și linii ale hidrogenului și heliului, descoperite în 1814 de J. Fraunhofer (1787-1826). Hanșa VII Imagine-mozaic, obținută pe baza fotografiilor realizate de prima navă-satelit robotizată MESSENGER (NASA) (2011), care studiază compoziția chimică, geologia și câmpul magnetic al planetei. Credit: NASA/John Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington. Imagine în ultraviolet realizată i 24 ianuarie 1995, când Venus era la distanța e 113,6 mil km de la Pământ. opyright: L. Espozito (University of Colorado, oulder), and NASA. • Fotografie realizată la 7 decembrie 1972, de la distanța de ~ 45000 km, de către astronauții de pe nava Apollo-17 (NASA), ultima misiune lunară cu echipaj, în drum spre Lună. (Credit: NASA, Eugene Cernan, Ronald Evans, Jack Schmitt). Fotografie realizată din modulul orbital de comandă al misiunii Apollo-11 (NASA), la 20 iulie 1969. Terenul lunar din imagine este în regiunea Mării Smith de pe partea vizibilă a Lunii. Foto: NASA, Apollo-11. Planșa IX Emisfera vizibilă, cu denumirile celor mai mari cratere și mări. Foto: Lunar Reconaissance Orbiter Camera (NASA), 10 decembrie 2010. Credit: NASA/GSFC/ Arizona State University, Marc Robinson. Vehiculul lunar mobil, pilotat de astronautul american Eugene Cernan, comandantul expediției Apollo-17, în preajma locului de aterizare a modulului lunar în regiunea Taurus-Littrow (20,16“N 30,76°E) (12 decembrie 1972). Muntele din partea dreaptă a imaginii este marginea de est a Masivului de Sud. Credit: NASA. Eclipsa totală de Lună, 4 martie 2007, Chișinău. Foto: Ion Nacu Planșa X la marea opoziție din anul 2003, când s-a aflat la cea mai mică distanță de la Pământ, 56 mii km, din ultimii 60000 ani. Imagini luate de Telescopul spațial Hubble la 26 și 27 august 2003, la un interval de 11 ore, reprezentând două emisfere aproape opuse ale planetei. Credit: NASA/HST/J. Bell (Cornell University), M. Wolff (Space Science Institute). Satelitul Phobos al planetei Marte. Satelitul Deimos al planetei Marte. Hanșa XS , formată din patru fotografii luate de nava spațială Cassini (NASA) la 7 decembrie 2000. Cerculețul întunecat din imagine este umbra satelitului Europa al planetei Jupiter. în emisfera sudică se evidențiază Marea Pată Roșie reprezentând un anticidon uriaș în atmosfera planetei, care depășește dimensiunile Pământului și există de cel puțin 300 de ani. Credit: NASA/JPL/University of Arizona. - Io, Europa, Ganimede și Callisto - cei mai mari sateliți ai planetei Jupiter. Au fost descoperiți de Galileo Galilei în 1610. Foto: sonda Galileo (NASA) (1996-1998). Sursa://photojournal.jpl.nasa.gov Imagine în culori aproape naturale, luată de nava spațială Galileo (1996-1998) de la distanța de aproximativ 677000 km. Se presupune că sub învelișul neted de gheață de apă, brăzdat de fracturi al satelitului, ar fi un ocean global de apă. Având din abundență apă lichidă și căldură generată de forțele mareice, Europa ar putea fi cel mai potrivit loc din Sistemul solar pentru existența unor forme simple de viață în afara Pământului. Credit: NASA/JPL-Caltech. (colaj). Misiunea Cassini-Huygens, un proiect comun al agențiilor spațiale NASA (SUA), ESA (Europa) și ASI (Italia), a fost lansată în 1997. în 2004, aparatul Cassini cu sonda Huygens (ESA) s-au înscris pe orbită în jurul lui Saturn. La 14 ianuarie 2005, sonda Huygens a coborât lin pe suprafața satelitului Titan. Credit: NASA/JPL/University of Arizona. A fost descoperit în anul 1655 de către astronomul olandez Christiaan Huygens (Foto: Misiunea Cassini, NASA, 2005). Imagine transmisă de sonda Huygens(ESA) după aterizarea pe Titan la 15 ianuarie 2005, în cadrul misiunii Cassini-Huygens. Suprafața de gheață de apă și hidrocarburi este presărată cu bolovani rotunjiți de 5-15 cm în diametru. Credit: ESA/ NASA/JPL/University of Arizona. Hanes XHt descoperită de William Herschel la 13 martie 1781. Imagine obținută de Telescopul Spațial Hubble, 23 august 2006. Se observă benzile din atmosferă și o pată întunecată în emisfera nordică, reprezentând un vârtej uriaș în atmosfera planetei. Credit: NASA/ESA/STScl/L. Sromovsky. . .. Imagine realizată de nava spațială Voyager-2 în 1989. Neptun a fost descoperit la 23 septembrie 1846 de J. Galle după coordonatele calculate teoretic de U. Le Verrier. în 2011, Neptun a încheiat prima orbită de la descoperirea sa în 1846. Marea Pată întunecată vizibilă în emisfera sudică este un uragan uriaș, de dimensiunile Pământului, în atmosfera planetei. Credit: NASA/JPL. Planșa XIV Dumitru-Dorin Prunariu (n. 1952), primul cosmo- naut român, a participat, alături de cosmonautul sovietic Leonid I. Popov, comandant de echipaj, la misiunea româno-sovietică Soyuz-40 (14 - 22 mai 1981) din cadrul programului spațial "Intercosmos", fiind al 103-lea pământean ajuns în cosmos. La 15 mai 1981, nava spațială Soyuz-40 s-a cuplat la complexul orbital Saliut-6 - Soyuz T-4, în care cei doi cosmonauți au rea- lizat 22 de experimente științifice. Echipajul s-a aflat în spațiu 7 zile, 20 de ore și 42 de minute. Sursa: http:// www.oldbooks.matrixboard.ru/ indexl983-04.htm. fotografiată de V.V. Kovalenok și V.P. Savinîh de la bordul stației orbitale Salyut-6 (1981). Timbru din R Moldova cu cosmonautul român Dumitru Prunariu, emis în 2001. Emblema misiunii spațiale sovieto-române Soyuz-40 (1981). Emblema Programului spațial Intercosmos, cu drapelul URSS și tricolorul RS România. Planșa XV , unul dintre cele patru mari telescoape (VLT) de la , situat la altitudinea de 2635 m în Cerro Paranal, Chile (inaugurat în anii 1998-2000). în prezent, acestea sunt cele mai avansate instrumente optice terestre având diametrul oglinzii principale de 8,2 m în montură alt-azimutală. Ansamblul include și patru telescoape auxiliare mobile de 1,8 m în diametru cu oglinda secundară de 0,94 m. Telescoapele VLT pot funcționa atât separat, cât și într-un sistem unitar formând un interferometru care permite observarea unor detalii de 25 de ori mai mici decât cu un singur telescop. Cu aceste telescoape au fost realizate mai multe descoperiri, inclusiv prima imagine a unei planete extrasolare. Credit: ESO. Sursa: http://www.eso.org/public/teles-instr/vlt. , fondat în 1972. Este situat în Rezervația naturală „Codrii" din apropierea localității lozova, la 50 km Nord-Vest de Chișinău. Dotat cu un telescop refractor ABP-2 (obiectiv: D = 20,0 cm, F = 3 m) și un telescop reflector ACT-453 (oglinda principală: D = 45,3 cm, F = 10 m). în prezent, este folosit în scopuri didactice de către studenții Facultății de Fizică ai USM. Foto: Stefan D. Tiron (2007). Pîcjinss . Stația ISS este o structură-satelit modulară, prevăzută pentru 6 astronauți-cercetători. Primul modul, Zarea, a fost lansat la 20 noiembrie 1998, iar prima expediție cu trei astronauți a sosit la 2 noiembrie 2000. Stația este un laborator de cercetare orbital, în care membrii echipajului efectuează experimente în microgravitație, biologie, fizică, astronomie, meteorologie ș.a. Stația orbitează la altitudinea cuprinsă între 330 și 435 km și a fost vizitată de astronauți din 15 țări diferite. Programul ISS este un proiect comun al 5 agenții spațiale participante: NASA (SUA), Roscosmos (Federația Rusă), JAXA (Japonia), ESA (Europa) și CSA (Canada). Foto: Space Shuttle Atlantis (NASA), 23 mai 2010. în timpul , la bordul Stației Spațiale Internaționale pentru prima dată au fost reprezentate împreună toate cele cinci agenții spațiale partenere (de la stânga la dreapta): Roman Romanenko, Agenția Spațială Federală Rusă; Koichi Wakata, JAXA, Japonia; Frank De Winne, Agenția Spațială Europeană; Michael Barratt, NASA; Bob Thirsk, Agenția Spațială Canadiană; Tim Kopra, NASA; Gennady Padalka, Rusia; 27 iulie 2009. (Credit: NASA). Sursa: http://www.asc-csa.gc.ca/ eng/astronauts/type_station.asp