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 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 = - 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