NICU GOGA
CARTE DE
ASTRONOMIE
Editura REVERS
CRAIOVA, 2010
Referent ştiin ific: Prof. univ.dr. Radu Constantinescu
Editura Revers
ISBN: 978-606-92381-6-5
2
În contextul actual al restructur rii înv mântului obligatoriu, precum şi al unei
manifeste lipse de interes din partea tinerei genera ii pentru studiul disciplinelor din aria
curicular Ştiin e, se impune o intensificare a activit ilor de promovare a diferitelor
discipline ştiin ifice. Dintre aceste discipline Astronomia ocup un rol prioritar, având în
vedere c ea intermediaz tinerilor posibilitatea de a înv a despre lumea în care tr iesc, de
a afla tainele şi legile care guverneaz Universul. În plus, anul 2009 a c p tat o co-nota ie
special prin declararea lui de c tre UNESCO drept „Anul Interna ional al Astronomiei”.
În acest context, domnul profesor Nicu Goga ne propune acum o a doua carte cu
tematic de Astronomie. Dup apari ia lucr rii Geneza, evolu ia şi sfârşitul Universului, un
volum care s+a bucurat de un real succes, apari ia lucr rii „Carte de Astronomie” reprezint
un adev rat eveniment editorial, cu atât mai mult cu cât ea constitue în acelaşi timp un
material monografic şi un material cu caracter didactic. Cartea este structurat în 13 capitole,
trecând în revist problematica general a Astronomiei cu pu ine elemente de Cosmologie.
Cartea îşi propune şi reuşeşte pe deplin s ofere r spunsuri la câteva întreb ri fundamentale
şi tulbur toare legate de existen a fiin ei umane şi a dimensiunii cosmice a acestei
existen e, incit la dialog şi la dorin a de cunoaştere.
Consider c , în ansamblul s u, cartea poate contribui la îmbun t irea educa iei
ştiin ifice a tinerilor elevi şi este deosebit de util pentru to i „actorii” implica i în procesul
de predare-înv are: elevi, p rin i, profesori. Cartea poate contribuie la dep şirea modului
clasic de a în elege transmiterea de informa ie ştiin ific şi poate transforma elevul într-un
partener autentic al profesorului. Elevul este invitat şi incitat s afle cât mai multe
informa ii despre lumea în care tr ieşte, s consulte materiale bibliografice moderne şi s
adune date utile care s îl transforme într-un „constructor” responsabil şi conştient al
propriului capital de cunoştiin e şi abilit i.
În concluzie, recomand publicarea c r ii, precum şi acceptarea ei ca un instrument
de lucru auxiliar manualelor şi culegerilor de probleme recomandate oficial de c tre
Ministerul Educa iei.
Prof. univ.dr. Radu Constantinescu
Decan Faculatea de Fizic
Universitatea din Craiova
CUVÂNT ÎNAINTE
„Am năzuit cu toţii să ne aţintim privirile spre cer, dar
având picioarele bine înfipte în pământul ţării”- spunea Octavian
Goga. Am fost cu toţii fascinaţi de eclipsele de Soare sau Lună, de
apariţia unei comete, de ploile de meteoriţi, etc. Ne-am pus întrebări
în legătură cu acestea, am căutat răspunsuri, într-un cuvânt am
încercat să ne îmbogăţim cunoştinţele de astronomie.
Cartea vine în sprijinul tuturor celor interesaţi, în special al
tinerilor de vârstă şcolară, printr-o abordare unitară, elementară, a
vastului domeniu al astronomiei.
Lucrarea îşi propune prin conţinutul său să-i iniţieze pe tineri,
să-i familiarizeze cu conceptele de bază din astronomie, pentru a le
da posibilitatea să-şi dezvolte abilităţi şi deprinderi, să-şi însuşească
criterii valorice necesare înţelegerii, studierii sau cercetării ori
pentru a-şi putea răspunde la întrebări despre Univers,
respectând programa de astronomie pentru concursuri şi olimpiade.
În capitolul „Bolta cerescă. Sfera cerească” se face o
prezentare generală a bolţii cereşti şi a constelaţiilor iar în capitolul
„Orientarea pe bolta cerească” se expun noţiuni de bază în
observaţiile astronomice pentru amatori. În capitolul „Mişcarea
anuală aparentă a Soarelui şi mişcarea reală a Pământului în jurul
Soarelui” se prezintă noţiunile necesare înţelegerii fenomenelor
astronomice, precum şi utilitatea trigonometriei sferice în orientare,
navigaţie şi... astronomie.
Pentru că timpul este o noţiune foarte importantă pentru noi
toţi, în capitolul „Timpul şi calendarul” lucrarea explică necesitatea
măsurării timpului, a folosirii timpului legal precum şi criteriile ce
stau la baza elaborării unui calendar. Lucrarea mai prezintă şi câteva
noţiuni de mecanică cerească şi metode de studiu în astronomie.
Un alt capitol a fost dedicat Sistemului solar, deoarece, în
lumina ultimelor date observaţionale, la Reuniunea din 24 august
2006 a Uniunii Astronomice Internaţionale s-a adoptat o rezoluţie
care a propus un nou tablou al Sistemului Solar prin redefinirea
noţiunii de planetă. Din acest motiv, Pluto nu mai este considerată cea
5
de-a noua planetă, ea fiind inclusă în populaţia obiectelor cereşti din
Centura Kuiper.
În capitolul „Luna” se prezintă noţiuni despre formarea,
configuraţiile, fazele, rotaţiile şi libraţiile Lunii deoarece sunt utile
în înţelegerea influenţelor Lunii asupra Pământului, iar în capitolul
„Eclipsele” cartea prezintă modul de formare a eclipselor de Soare şi
Lună, şi periodicitatea lor. În capitolul „Galaxia Noastră–Calea
Lactee” se sintetizeză datele cunoscute, şi se prezintă câteva galaxii
vecine pentru a crea un tablou unitar.
Lucrarea nu se putea încheia fără a aborda în câteva capitole:
„Cercetarea directă a spaţiului cosmic″- rezultatele obţinute
recent în cercetarea cosmosului atât de astronomia clasică cât şi de
telescopul spaţial Hubble, iar în capitolul „Elemente de cosmologie″probleme de geneza, evoluţia, structura Universului la scală mare, şi
sfârşitul Universului. „Problema vieţii în Univers″ este capitolul în
care am încearcat să arăt ce condiţii sunt necesare existenţei vieţii,
ce condiţii trebuie să îndeplineacă o planetă ca să găzduiască viaţa
aşa cum o ştim noi, şi care sunt motivele pentru care nu putem
contacta în timp real o eventuală civilizaţie extraterestră.
Această lucrare reprezintă rodul muncii mele de a realiza un
material compatibil cu datele observaţionale recente dar şi cu o
prezentare accesibilă celor doritori să-şi însuşească şi
îmbunătăţească cunoştinţele în acest domeniu, iar rezultatele elevilor
care au participat la concursurile de profil m-au încurajat să elaborez
această lucrare.
Sincere mulţumiri tuturor celor care prin sugestii sau critici
constructive m-au ajutat să elaborez această lucrare, şi
special
domnilor: prof. Dr. Radu Constantinescu şi prof. Dr. Ovidiu
Văduvescu.
NICU GOGA
6
INTRODUCERE
Astronomia, al turi de alte ştiin e, ne d posibilitatea de a cunoaşte
natura, manifest rile ei, legile ei, ne ajut în formarea unei concep ii corecte
despre lume, deoarece ştiin a şi credin a sunt complementare.
De când au pornit în cucerirea planetei, oamenii au fost fascina i de bolta
înstelat , au observat mişc rile stelelor, Lunii şi a planetelor învecinate. Au
înv at s prevad fazele Lunii pentru a putea m sura timpul, dup cum reiese
din gravurile de pe nişte oase, descoperite de arheologi şi datate din anul 35.000
înainte de Hristos (î.Hr.). Aceast perioad corespunde momentului când
neanthropul, alias Omul de Cro Magnon, venea s -l înlocuiasc pe Omul din
Neanderthal.
Oamenii au observat c stelele pe cer nu sunt uniform r spândite, ci sunt
grupate în diferite configura ii, pe care le-au numit constala ii. Apari ia şi
dispari ia succesiv a constela iilor le d dea indica ii despre succesiunea
anotimpurilor. Aceste indica ii erau extrem de pre ioase şi utile pentru muncile şi
nevoile lor.
Corpurile cereşti au devenit puncte de reper referitoare la timp şi spa iu,
iar observarea lor sistematic o necesitate. Studii recente ne arat c astronomii
din antichitate aveau cunoştiin e mult mai avansate decât suntem noi dispuşi s
credem. Astfel din datele furnizate de sateli i reiese c cele trei piramide din
Gizeh ne ar t configura ia celor trei stele din constela ia Orion, Sfinxul era
orientat spre constela ia Leul, iar turnul Bayon al templului din inima
Angkorului situat în jungla cambodgian este orientat spre constela ia Draco aşa
cum se vedeau acum 10.500 de ani, la momentul echinoc iului de prim var .
Acest lucru dovedeşte c str moşii noştrii cunoşteau mişcarea de precesie a
P mântului, deoarece în templele din Angkor predominau numerele
precesionale.
Date sigure despre aceste observa ii sistematice, bazate pe documente
scrise, avem din epoca marilor civiliza ii indo-europene, dar în special al
civiliza iei antice greceşti. Aici se pot aminti numele lui Pitagora (circa 560-500
î.Hr.) care denumeşte cerul cosmos şi afirm c P mântul are form sferic . Tot
în acel secol un alt înv at, Philolaus din Tarent, a emis ipoteza c în centrul
Universului nu se afl P mântul ci Hestia (inima), un foc central, iar în jurul
acestuia se mişc P mântul. El mai considera c cel mai apropiat corp de Hestia,
situat întodeauna de partea cealalt şi astfel mereu invizibil, este Antiterra
(antip mântul).
Cunoştin ele despre Univers şi aştrii care-l populeaz s-au acumulat şi
îmbog it timp de 2000 de ani şi prin eforturile unor astronomi remarcabili ca:
Tycho Brache, Nicolaus Copernicus, Galileo Galilei, Johan Kepler, Isaac
Newton, William Herschell, Edwin Hubble şi al ii pân în prezent.
Str moşii noştri geto-dacii aveau cunoştin e solide de astronomie pe care
le foloseau în activit ile lor de zi cu zi. O dovad , în acest sens, este
7
sanctuarul-calendar al geto-dacilor de la Gr diştea Muncelului care, chiar dac
nu este de amploarea celui de la Stonehenge, este foarte precis. ,,Soarele de
andezit” de la Sarmisegetusa, cu un diametru de 7,1 m, lucrat în pl ci de andezit
care are în centru un disc cu un diametru de 1,5m, poate rivaliza cu orice
construc ie similar care este închinat Cultului Soarelui.
Ast zi îi în elegem pe antici pentru c divinizau Soarele, deoarece
necesitatea monitoriz rii activit ii astrului, a devenit evident din momentul
când s-a observat c via a terestr depinde într-o m sur mult mai mare decât ne
aşteptam de Soare. Totodat studiul activit ii Soarelui a dat naştere la
meteorologia Soarelui.
Activit ile economice moderne se bazeaz pe radiocomunica ii, iar
acestea pot fi perturbate de furtunile solare. Luarea deciziei între a investi în
telescoape terestre şi a investi în telescoape spa iale în viitor pentru studiu este o
problem complex . Progresele în domeniul opticii adaptive au extins rezolu ia
telescoapelor terestre pân la limita care le permite s realizeze imagini în
infraroşu ale unor obiecte slab luminoase. Utilitatea opticii adaptive în raport cu
observa iile Hubble depind puternic de detaliile particulare ale fiec rui subiect
de cercetare în parte. Domeniul de lungimi de und în care corec iile optice
adaptive de înalt calitate este îns limitat,mai ales în culori optice.
Telescopul Hubble p streaz abilitatea unic de a realiza imagini de mare
rezolu ie în câmp larg de frecven e. Pe de alt parte, tehnologiile optice terestre
puteau furniza imagini ale obiectelor luminoase la o rezolu ie superioar celor pe
care le poate ob ine Hubble, chiar şi înainte de lansarea lui. A fost întotdeauna
important pentru ca telescopul spa ial s ob in
imagini mai clare ale
Universului cu toate c a necesitat costuri de construc ie şi de operare ridicate.
Astronomia spa ial a adus Universul mult mai aproape de noi, iar
observa iile f cute cu ajutorul telescoapelor spa iale au f cut s vedem
Universul pân în momentul apari iei sale.
8
CAPITOLUL 1
BOLTA CEREASC . SFERA CEREASC
1.1. BOLTA CEREASC
Oricare ar fi locul în care ne afl m pe P mânt, într-o noapte senin ,
atunci când privim bolta înstelat impresia general pe care o avem este aceea c
ne afl m în interiorul unei calote sferice spre a c rei suprafa interioar privim.
Aceast suprafa interioar a calotei o numim bolt cereasc sau mai simplu
cer. Ea „se sprijin ” pe sol de-a lungul unui cerc imaginar numit orizont şi al
c rei vârf se afl întotdeauna pe verticala locului de observare.
Suntem impresiona i de num rul de stele observate, dar la o analiz
mai atent se pot distinge circa 3.000 de stele, deoarece imaginea cerului înstelat
este o imagine aparent datorit faptului c stelele se afl la distan e foarte mari
între ele, şi privite în perspectiv , ne creeaz impresia c se afl pe aceeaşi calot
concav .
Între stele nu exist , în general, nicio leg tur fizic , dar nou ne apar
în diverse grup ri,numite constela ii, ale c ror denumiri au fost sugerate
oamenilor fie de asem n rile acestor grupuri cu imaginile unor obiecte sau
animale terestre, fie de numele unor personaje mitologice. Interesant este faptul
c denumirile constela iilor au fost date dup obiecte sau animale terestre
întâlnite numai în emisfera nordic .
Dup o observare de câteva ore a bol ii cereşti se remarc faptul c
aştrii se rotesc în jurul unei axe fixe imaginare care trece prin punctul de
observare, mişcarea acestora fiind denumit mişcare diurn aparent .
Z
P
PṔ=axa lumii
Z(zenit=r s rit)
Z΄(nadir=apus)
•
Ec
E
N
Ec
S
V
Z'
Figura 1.1.
9
P
Mişcarea diurn aparent a bol ii cereşti (vezi figura 1.1), se
reg seşte ca mişcare aparent diurn a sferei cereşti geocentrice, ca fiind o
mişcare de rota ie a acesteia în jurul axei lumii, PP', efectuat în sensul invers al
acelor de ceasornic, de la E spre V.
1.2. SFERA CEREASC
În astronomie se utilizeaz no iunea de sfer cereasc , fiind un
auxiliar important la determinarea pozi iilor şi mişc rilor aparente ale aştrilor.
Pentru determinarea pozi iilor aştrilor pe sfera cereasc ,trebuie s stabilim
punctele, liniile şi planele ei principale.
Datorit mişc rii diurne vedem stelele descriind cercuri paralele, ale
c ror centre se afl pe o dreapt . Aceast dreapt se numeşte axa lumii care se
confund cu axa de rota ie a P mântului şi care intersecteaz sfera cereasc în
dou puncte P şi P', numite poli (nord şi sud). Planul perpendicular pe axa de
rota ie şi care trece prin centrul P mântului intersecteaz sfera cereasc dup un
cerc mare, numit ecuator ceresc.
Z
P
meridian ceresc
Ec
E
O
N
Ec
S
V
ecuator ceresc
orizont ceresc
Z'
P
Figura 1.2.
Direc ia firului cu plumb într-un loc dat este verticala locului.
Punctele de intersec ie ale verticalei locului cu sfera cereasc se numesc: zenit
(Z)–punctul de deasupra capului observatorului şi nadir (Z')–punctul diametral
opus. Planul dus prin centrul sferei cereşti perpendicular pe verticala locului taie
sfera cereasc dup un cerc mare, numit orizontul ceresc al locului. Orizontul
ceresc şi ecuatorul ceresc se intersecteaz în dou puncte:punctul cardinal est (E)
şi punctul cardinal vest (V). Cele dou drepte,axa lumii şi verticala locului,
determin un plan numit planul meridian al locului. Acest plan taie sfera
cereasc dup un cerc mare numit meridian ceresc.
Ecuatorul ceresc se intersecteaz cu meridianul ceresc în dou
puncte: cel mai apropiat de Polul Nord este punctul cardinal nord (N), iar
diametral opus lui este punctul cardinal sud (S).
Orientarea axei lumii este aceeaşi pentru toate punctele suprafe ei
terestre. Pozi ia cercurilor şi punctelor sferei cereşti, care au fost definite mai
10
sus, depinde de direc ia verticalei locului, adic de pozi ia observatorului pe
suprafa a P mântului. Aceast dependen se traduce prin rela ia fundamental a
latitudinii astronomice: „În l imea Polului ceresc deasupra orizontului unui loc
de pe suprafa a P mântului este egal cu latitudinea astronomic a acelui loc”.
În cazul P mântului sferic, latitudinea astronomic este aceeaşi cu
latitudinea geografic care este una din coordonatele geografice care determin
pozi ia unui punct pe suprafa a P mântului.
Latitudinea geografic a unui loc este unghiul format de planul
ecuatorului terestru cu verticala locului.
A doua coordonat pentru determinarea locului observatorului este
unghiul format de meridianul ini ial (meridianul Greenwich) cu meridianul
locului, unghi numit longitudine geografic . Ea este vestic sau estic , dup
cum se m soar spre vest, respectiv spre est,de la meridianul ini ial; printr-o
conven ie, longitudinea estic se consider pozitiv , iar cea vestic negativ .
Fa de cazul aproxima iei sferice a P mântului, pentru care am
definit latitudinea geografic , în cazul P mântului elipsoidal se pot defini trei
latitudini geografice diferite (longitudinea r mânând nemodificat ):
- latitudinea astronomic (φ), care este unghiul MOQ dintre direc ia
verticalei punctului considerat şi planul ecuatorului terestru;
- latitudinea geocentric (φ ), care este unghiul MO Q dintre raza vectoare
a punctului M şi planul ecuatorului terestru;
- latitudinea geodezic (φ1), care este unghiul MO1Q dintre normala la
elips în punctul considerat şi planul ecuatorului terestru.
P
M
b
φ φ φ1
O O1
a
Q
O
Q
P
Figura 1.3.
Direct din observa ii astronomice se determin numai latitudinea
astronomic . Din m sur tori geodezice şi gravimetrice se determin devia ia
verticalei de la normala la elipsoid în punctul considerat, care face posibil
ob inerea unghiului φ1 din φ. Aceast devia ie, cauzat de neuniformitatea
distribuirii maselor în interiorul P mântului, în general, nu dep şeşte 3 ; în
problemele de astronomie aceast diferen se neglijeaz , deci φ1 ≈ φ.
Latitudinea astronomic şi geocentric pot diferi între ele cu cel mult
11 40 . Aceast diferen este maxim când φ=45o şi se anuleaz la pol şi la
11
ecuator. Cu o precizie suficient pentru practic , aceast diferen
calculat prin formula:
φ–φ =
poate fi
1
· 206264,8 · e2 ·sin 2φ,
2
unde e ≈ 0,00763 este excentricitatea meridianului terestru.
Datorit rota iei aparente a sferei cereşti, adic mai precis a rota ie
P mântului în jurul axei proprii, unghiul orar al fiec rui astru creşte de la 0 ° la
360 ° în timpul perioadei de rota ie,de aproximativ 24 de ore. Mişcarea fiind
presupus uniform , unghiul orar devine egal cu timpul, adic :
360 °= 24 h,15 ° = 1h,15’ = 1min,15”= 1 s.
1.3. CONSTELA IILE
Contela iile au fost observate şi denumite înc din antichitate, care
deşi nu sunt, în ansamblu guvernate de legi fizice precise, fiind considerate
neschimb toare au fost luate drept reper.
Bolta cereasc este împ r it în 88 de constela ii:
Numele latin
Numele
românesc
Prescurtare Genitivul latin
Steaua
principal
Stabilit
de
*Andromeda
Andromeda
And
Andromedae
Alpheratz
(Sirrah)
Ptolemeu
**Antlia
Maşina
Pneumatic
Ant
Antliae
Lacaille
**Apus
Pas rea
Paradisului
Aps
Apodis
Bayer
*Aquarius
V rs torul
Aqr
Aquarii
Sadalmelik
Ptolemeu
*Aquila
Vulturul
Aql
Aquilae
Atair
Ptolemeu
**Ara
Altarul
Ara
Arae
*Aries
Berbecul
Ari
Arietis
Hamal
Ptolemeu
**Auriga
Vizitiul
Aur
Aurigae
Capella
Ptolemeu
*Bootes
Boarul
Boo
Bootis
Arcturus
Ptolemeu
**Caelum
Dalta
Cae
Caeli
Lacaille
*Camelopardalis
Girafa
Cam
Camelopardalis
Plancius
*Cancer
Racul
Cnc
Cancri
Acubens
Ptolemeu
**Canes Venatici
Câinii
de
CVn
Vân toare
Canum
Venaticorum
Cor Caroli
Hevelius
*Canis Major
Câinele Mare
CMa
Canis Majoris
Sirius
Ptolemeu
*Canis Minor
Câinele Mic
CMi
Canis Minoris
Prokyon
Ptolemeu
12
Ptolemeu
*Capricornus
Capricornul
Cap
Capricorni
Deneb Algedi Ptolemeu
*Carina
Carena
Car
Carinae
Canopus
Lacaille
*Cassiopeia
Cassiopeia
Cas
Cassiopeiae
Schedir
Ptolemeu
**Centaurus
Centaurul
Cen
Centauri
Rigil
Kentaurus
Ptolemeu
*Cepheus
Cefeu
Cep
Cephei
Alderamin
Ptolemeu
*Cetus
Balena
Cet
Ceti
Menkar
Ptolemeu
**Chamelaeon
Cameleonul
Cha
Chamaeleontis
Bayer
**Circinus
Compasul
Cir
Circini
Lacaille
**Columba
Porumbelul
Col
Columbae
Phakt
Plancius
**Coma Berenices
P rul
Berenicei
Com
Comae
Berenices
Diadem
Ptolemeu
**Corona Australis
Coroana
Austral
CrA
Coronae
Australis
Alfecca
Meridiana
Ptolemeu
*Corona Borealis
Coroana
Boreal
CrB
Coronae
Borealis
Alphekka
(Gemma)
Ptolemeu
*Corvus
Corbul
Crv
Corvi
Alchiba
Ptolemeu
*Crater
Cupa
Crt
Crateris
Alkes
Ptolemeu
**Crux
Crucea
Cru
Crucis Australis Acrux
Hevelius
*Cygnus
Leb da
Cyg
Cygni
Deneb
Ptolemeu
*Delphinus
Delfinul
Del
Delphini
Sualocin
Ptolemeu
**Dorado
Peştele de Aur Dor
Doradus
*Draco
Dragonul
Dra
Draconis
Thuban
Ptolemeu
*Equuleus
Calul Mic
Equ
Equulei
Kitalpha
Ptolemeu
*Eridanus
Eridanul
Eri
Eridani
Achernar
Ptolemeu
**Fornax
Cuptorul
For
Fornacis
Fornacis
Lacaille
*Gemini
Gemenii
Gem
Geminorum
Castor
Ptolemeu
**Grus
Cocorul
Gru
Gruis
Al Nair
Bayer
*Hercules
Hercule
Her
Herculis
Ras Algethi
Ptolemeu
**Horologium
Orologiul
Hor
Horologii
*Hydra
Hidra
Hya
Hydrae
**Hydrus
Hidra Austral Hyi
Hydri
Bayer
**Indus
Indianul
Ind
Indi
Bayer
*Lacerta
Şopârla
Lac
Lacertae
Hevelius
*Leo
Leul
Leo
Leonis
Regulus
Ptolemeu
*Leo Minor
Leul Mic
LMi
Leonis Minoris
Praecipua
Hevelius
*Lepus
Iepurele
Lep
Leporis
Arneb
Ptolemeu
13
Bayer
Lacaille
Alphard
Ptolemeu
Zuben
Elgenubi
*Libra
Balan a
Lib
Librae
**Lupus
Lupul
Lup
Lupi
Ptolemeu
*Lynx
Linxul
Lyn
Lyncis
Hevelius
*Lyra
Lira
Lyr
Lyrae
**Mensa
Platoul
Men
Mensae
Lacaille
**Microscopium
Microscopul
Mic
Microscopii
Lacaille
*Monocerus
Licornul
Mon
Monocerotis
Hevelius
**Musca
Musca
Mus
Muscae
Hevelius
**Norma
Echerul
Nor
Normae
Lacaille
**Octans
Octantul
Oct
Octantis
Lacaille
*Ophiuchus
Ofiucus
Oph
Ophiuchi
Ras Alhague Ptolemeu
*Orion
Orion
Ori
Orionis
Beteigeuze
Ptolemeu
**Pavo
P unul
Pav
Pavonis
Joo Tseo
Bayer
*Pegasus
Pegas
Peg
Pegasi
Markab
Ptolemeu
*Perseus
Perseu
Per
Persei
Mirphak
(Algenib)
Ptolemeu
**Phoenix
Phoenix
Phe
Phoenicis
Ankaa
Bayer
**Pictor
Pictorul
Pic
Pictoris
*Pisces
Peştii
Psc
Piscium
Alrischa
Ptolemeu
**Piscis Austrinus
Peştele
Austral
PsA
Piscis Austrini
Fomalhaut
Ptolemeu
**Puppis
Pupa
Pup
Puppis
Naos
Lacaille
**Pyxis
Busola
Pyx
Pyxidis
Lacaille
**Reticulum
Reticulul
Ret
Reticuli
Lacaille
*Sagitta
S geata
Sge
Sagittae
Sham
Ptolemeu
*Sagittarius
S get torul
Sgr
Sagittarii
Rukbat
Ptolemeu
*Scorpius
Scorpionul
Sco
Scorpii
Antares
Ptolemeu
**Sculptor
Sculptorul
Scl
Sculptoris
Lacaille
*Scutum
Scutul
Sct
Scuti
Hevelius
*Serpens
Şarpele
Ser
Serpentis
*Sextans
Sextantul
Sex
Sextantis
*Taurus
Taurul
Tau
Tauri
**Telescopium
Telescopul
Tel
Telescopii
*Triangulum
Triunghiul
Tri
Trianguli
Metallah
Ptolemeu
**Triangulum
**Australis
Triunghiul
Austral
TrA
Trianguli
Australis
Atria
Bayer
14
Vega
Ptolemeu
Ptolemeu
Lacaille
Unukalhai
Ptolemeu
Hevelius
Aldebaran
Ptolemeu
Lacaille
**Tucana
Tucanul
Tuc
Tucanae
Bayer
*Ursa Major
Ursa Mare
UMa
Ursae Maioris
Dubhe
Ptolemeu
*Ursa Minor
Ursa Mic
UMi
Ursae Minoris
Polaris
Ptolemeu
**Vela
Velele
Vel
Velorum
Suhail
Muhlif
*Virgo
Fecioara
Vir
Virginis
Spica
**Volans
Peştele
Zbur tor
Vol
Volantis
Bayer
*Vulpecula
Vulpea
Vul
Vulpeculae
Hevelius
al
Lacaille
Ptolemeu
Legenda: *Cerul Boreal **Cerul Austral
Cele 88 de constela ii se clasific în:
a) Constela ii circumpolare, constela ii care nu apun niciodat . În ara
noastr sunt vizibile numai trei: Ursa Mare (Carul Mare), Steaua Polar şi
Cassiopeea.
URSA MARE (Ursa Major)
Ursa mare sau Carul mare este o constela ie vizibil din emisfera
nordic . La latitudinea României este o constela ie circumpolar .
Figura 1.4. Constela ia Ursa Mare. Credit: Torsen Bronger.
Este poate cea mai cunoscut constela ie, cele şapte stele principale
având aproximativ aceeaşi str lucire. Deoarece este uşor de recunoscut, pe baza
ei este dat frecvent o metod de g sire a stelei polare: se prelungeşte linia ce
uneşte ultimele dou „ro i” ale carului în partea bazei mari a trapezului cu de
15
cinci ori distan a dintre ele. Locul astfel g sit este foarte aproape de Steaua
Polar .
URSA MICA (UrsaMinor)
Ursa mic
nordic a cerului.
sau Carul mic este o constela ie situat în emisfera
Figura 1.5. Constela ia Ursa Mic . Credit: Torsen Bronger.
STEAUA POLAR
(Polaris)
Steaua polar
este o stea din
constela ia Ursa Mic , situat foarte
aproape de polul nord ceresc
(declina ie +89° 15 51 ). Din aceast
cauz , şi fiind uşor vizibil cu ochiul
liber (magnitudine aparent 1,97),
este utilizat pentru orientare, ea
indicând cu precizie destul de bun
(sub 1°) direc ia spre nord (vezi
figura 1.6).
Figura 1.6. Steaua Polar . Credit: NASA/ESA.
În emisfera nordic cea mai important stea pentru orientare este
Steaua Polar (α din Constela ia Ursa Mic sau Carul Mic). Se poate observa
destul de simplu dac m sur m circa cinci lungimi egale cu oiştea Carului Mare
în sus observ m o constela ie, asem n toare cu cea a Carului Mare, numit
16
Carul Mic dar aşezat în ordine invers , cu stele mai pu in str lucitoare, cea mai
str lucitoare fiind chiar Steaua Polar .
CASSIOPEEA
Cassiopeea este o constela ie nordic care în mitologia greac
reprezenta orgolioasa regin Cassiopeia (mândr de frumuse ea ei neîntrecut ).
Este una dintre cele 88 de constela ii moderne şi a fost printre cele 48 enumerate
de Ptolemeu .
Figura 1.7. Constela ia Cassiopeea. Credit: Torsen Bronger.
Cea mai str lucitoare stea este Sedir (αCas), cu magnitudinea 2,2m iar
num rul de stele cu magnitudinea mai mic de 3 este 4 (α, , şi ). Constela ii
vecine: Girafa, Cefeu, Şopârla, Andromeda şi Perseu.
b) Constela ii care r sar şi apun: Taur, Leu, Hidra, Orion şi altele.
ORION
Din România aceast constela ie se poate vedea pe cerul de iarn , dar
Orionul era cunoscut înc de acum trei milenii în Mesopotamia sub numele de
Uru-anna (Lumina Cerului). În timp a devenit cunoscut sub numele de Orion,
aşa cum o ştim ast zi. Constela ia Orion are trei stele foarte str lucitoare: Riegel,
Betelgeuse şi Bellatrix, fiind situat în regiunea ecuatorial a cerului. Probabil
vechii egipteni au aşezat Marea Piramid şi cele mai mici de lâng ea în pozi ia
celor trei stele pe care le-au observat atunci când au construit piramidele.
Ca fiecare constela ie, sau obiect ceresc observat şi consemnat ca
atare din timpuri str vechi, are o legend . Din mitologia greac afl m c Orion a
fost fiul lui Poseidon, zeul apelor. Tân rul era un vân tor faimos şi curajos
17
Figura 1.8. Constela ia Orion. Credit: Torsen Bronger.
fiind ocrotit de zei a vân torii, Artemis. Orion era atât de pasionat de vân toare
încât l-a rugat pe Zeus s le transforme în animale pe frumoasele nimfe ale
Pleiadei. Zeus i-a ascultat dorin a şi le-a transformat în porumbi e. Orion
neştiind de transformarea f cut le-a vânat. Artemis, ocrotitoarea sa, s-a temut c
acesta va vâna toate animalele aşa c c a slobozit uriaşul scorpion pentru a-l
ucide pe Orion punând astfel cap t masacrului inutil al animalelor. Zeus i-a
în l at mai apoi pe cer sub form de constela ii.
c) Constela ii care nu r sar niciodat , adic nu sunt vizibile din
România: Crucea Sudului, Musca, Octantul şi altele, ele r mânând tot timpul
sub orizont.
CRUCEA SUDULUI (Crux)
Crucea Sudului este o constela ie din emisfera austral fiind situat în
apropierea Polului Sud .
Figura 1.9. Constela ia Crucea Sudului. Credit: Torsen Bronger.
18
Asterismul s u este format din patru stele mai str lucitoare dispuse în
diagonala unui patrulater, de unde şi denumirea pe care i-au dat-o primii
navigatori, navigatorii portughezi, din secolul al XVI-lea.
Este punctul de reper în navigarea din emisfera sudic , fiind
reprezentat pe steagurile şi stemele: Australiei, Braziliei şi Noii Zeelande.
Figura 1.10. Constela ia Crucea Sudului. Credit: NASA/ESA.
CENTAURUL (Centaurus)
Centaurul este o constela ie din emisfera austral , str b tut în partea
de sud de Calea Lactee şi a c rei parte nordic , o por iune mic , poate fi v zut
la noi în timpul lunilor de prim var .
Figura 1.11. Constela ia Centaurul. Credit: Torsen Bronger.
19
Constela ia este una dintre cele mai frumoase constela ii de pe
întreaga bolt cereasc iar steaua cea mai str lucitoare -α–alfa Centauri, care
este defapt un sistem triplu ce con ine steaua Proxima Centauri, cea mai
apropiat stea de sistemul nostru solar la o distan de 4,24 ani lumin .
Legenda spune c centaurul Chiron a fost singurul dintre semenii s i
(centauri erau semizei cu un trup de cal şi un bust de om) care nu a f cut r u
oamenilor ba mai mult a fost educatorul multor eroi Ahile, Castor şi Pollux,
Hercule, Asclepios (Esculap) p rintele medicinii. De aceea dup moartea sa în
r zboiul centaurilor zeii l-au în l at la cer sub form de constela ie.
1.4. CONSTELA IILE ZODIACALE
Constela iile zodiacale au fost denumite astfel, deoarece sunt în
concordan cu num rul de luni ale unui an calendaristic iar astrologii le folosesc
pentru a prezice destinul unui om în func ie de aşezarea aştrilor şi pozi ia
Soarelui care str bate aceste constela ii. Munca astrologilor a fost important
prin faptul c urm rind în permanen cerul au f cut observa ii pre ioase care
ulterior au fost folosite de astronomi în descifrarea tainelor cerului.
1. Constela ia BERBECUL (Aries)
Este o constela ie traversat de Soare în perioada 21 martie-20
aprilie, fiind vizibil şi din ara noastr . Este o constela ie format din stele de
m rimi mici, câteva de magnitudinea a doua şi una de a treia, situat în emisfera
nordic .
Figura 1.12. Constela ia Berbecul. Credit: Torsen Bronger.
Legenda ne spune c regele Ataman a avut o rela ie extraconjugal
cu o nimf (o entitate din mitologia greac ce echivaleaz cu zânele de la noi)
pe nume Nefele, în urma c reia au rezultat un b iat, Frixus şi o fat , Helle. Ino,
so ia regelui, vrând s scape de copiii bastarzi şi-a pus în gând s -i omoare.
20
Nefele, aflând de inten ia lui Ino, s-a ar tat în visul copiilor, îndemnându-i s
fug cu ajutorul unui berbec cu lâna de aur pe care î-l trimisese în acest scop.
Copiii au ascultat de nimfa din vis, s-au aşezat pe spinarea berbecului, care şi-a
luat zborul cu iu eala vântului peste mun i. Feti a nu s-a inut bine de lâna
berbecului, s-a dezechilibrat şi a c zut în mare, iar locul în care a c zut se
numeşte Hellesport, actuala Dardanele,strâmtoare ce se afl între Peninsula
Balcanic şi Asia Mic .
Frixus a ajuns cu bine în Colhida şi a fost primit cu bucurie de regele
de acolo. Berbecul a fost jertfit lui Zeus, iar Lâna de Aur a fost atârnat într-un
stejar în templul lui Ares, zeul r zboiului, fiind p zit de un monstru care nu
dormea niciodat . Tot legenda spune c dup ani de zile, Iason, în fruntea
argonau ilor, a ajuns în Colhida şi dup ce a învins paznicul Lânii deAur, a luat
lâna şi s-a întors, împreun cu argonau ii s i,înapoi în Grecia pentru a-şi elibera
mama.
Zeii au fost impresiona i de cele petrecute pe P mânt şi au ridicat la
cer spre nemurire: Berbecul şi Lâna de Aur.
2. Constela ia TAURUL (Taurus)
Este vizibil în emisfera nordic , fiind traversat de Soare în
perioada 21 aprilie - 20 mai, iar din ara noastr este vizibil în timpul iernii.
Cea mai str lucitoare stea este Aldebaran, din roiul de stele Hyade.
Aceast constela ie era cunoscut înc din antichitate, iar oamenii
s rb toreau venirea prim verii odat cu intrarea Soarelui în semnul constela iei.
Descoperirile arheologice au scos la iveal faptul c aceast constela ie a fost
prima dintre constela ii care a avut nume de animale.
Figura 1.13. Constela ia Taurul. Credit: Torsen Bronger.
21
Numele constela iei provine tot din mitologia greac , iar legenda
spune c Zeus s-a îndr gostit de Europa, frumoasa fiic a lui Agenor, regele
Feniciei. Pentru a intra în gra iile ei şi pentru a-şi ascunde adev rata identitate, sa pref cut într-un taur alb ca z pada şi a intrat în turma regal . Într-o zi
frumoas , pe când Europa şi înso itoarele ei culegeau flori, a remarcat frumosul
şi blândul taur pe care l-a înc lecat pentru o scurt plimbare.Zeus atât a aşteptat,
a p r sit turma alergând spre mare, a s rit valuri având în spinare pe frumoasa
Europa şi a înotat pân în insula Creta. Pe insul el o seduce pe frumoasa
prin es şi împreun au avut doi fii: Minos, care va ajunge regele Cretei şi Eac,
care va deveni judec tor al lumii umbrelor. Când a aflat adev rata identitate a
iubitului ei, Europa s-a aruncat în mare. Zeus a s rit s o salveze, dar Afrodita ia luat-o înainte, a salvat-o ducând-o pe un t râm necunoscut. Zeus era aproape
s piar în valuri, dar a reuşit s salveze numai capul şi gâtul taurului, care astfel
au ajuns pe cer sub forma pe care o observ m, iar t râmul pe care a fost dus
Europa a c p tat numele ei.
Dar tot în semn de omagiu, Galileo Galilei a denumit unul dintre cei
patru sateli i naturali ai lui Jupiter, descoperi i de el, tot Europa.
3. Constela ia GEMENII (Gemini)
Este situat în emisfera nordic a cerului,fiind traversat de Soare în
perioada 21 mai–21 iunie şi str b tut de Calea Lactee. Ea con ine dou stele
vizibile cu ochiul liber: Castor şi Pollux şi peste o sut de stele vizibile cu
luneta. De fapt prin lunet se v d dou stele albastre, Castor A şi Castor B,
aproape de ele aflându-se o stea pitic roşie, Castor C. Stelele A şi B au un
centru comun de gravita ie, cu o rota ie complet o dat la 340 de ani, pe când
Castor C, mai îndep rtat , are nevoie de câteva mii de ani s înconjoare stelele A
şi B.
Figura 1.14. Constela ia Gemenii. Credit: Torsen Bronger.
22
Denumirea constela iei provine tot din mitologia greac . Cei doi
gemeni, Castor şi Pollux, au fost fii lui Zeus, rezulta i din rela ia sa cu Leda,
regina Spartei, fra i cu Elena, prin esa cea frumoas , din cauza c reia a izbucnit
mai târziu celebrul R zboi Troian.
Cei doi b ie i nu şi-au dezmin it statutul de semizei, dând dovad
înc din tinere e de curaj şi spirit întreprinz tor, Castor fiind un excelent arcaş şi
c l re , îmblânzind cai s lbatici, iar Pollux un lupt tor de excep ie. Cei doi au
f cut parte din echipajul corabiei Argos condus de Iason în expedi ia spre
Colhida pentru ob inerea Lânii de Aur. Legenda spune c în timp ce navigau pe
Marea Neagr s-a desl n uit o furtun atât de cumplit încât navigatorii şi-au
pierdut orice speran de salvare, în afar de Orfeu, care cu lira-i fermecat a
început s cânte şi s cheme zeii în ajutor. Furtuna a încetat la fel de brusc, iar
cei doi gemeni au observat pe cer în acelaşi timp dou stele luminoase. Când
unul dintre fra i a murit, cel lalt nu a mai vrut s mai tr iasc . Zeus, impresionat
de iubirea ne rmurit a fiilor s i, unul fa de cel lalt, i-a transformat în
constela ia Gemenii pentru a fi veşnic împreun şi a str luci pe cer unul lâng
cel lalt.
De atunci navigatorii consider cele dou stele protectoarele lor.
4. Constela ia RACUL (Cancer)
Este aflat în emisfera nordic , fiind traversat de Soare în perioada
22 iunie-22 iulie. Cel mai interesant obiect cosmic din Rac, în reprezentarea din
figura 1.15, este un roi deschis de stele M44 (Praesepe), vizibil şi cu ochiul liber.
Constela ia se afl la numai 500 de ani-lumin de P mânt, fiind vizibil şi din
România.
Figura 1.15. Constela ia Racul. Credit: Torsen Bronger.
23
Racul a fost cândva cea mai avansat constela ie spre Nord. Din acest
motiv, cea mai avansat paralel a P mântului din emisfera nordic acolo unde
Soarele, o dat pe an, în ziua solsti iului de var , se afl la zenit se numeşte
Tropicul Racului.
Constela ia Racul a fost cunoscut şi de caldeeni. În mitologia lor era
numit Poarta oamenilor, ei considerând c pe acolo coborau sufletele pe
P mânt pentru a se reîncarna în oameni.
În mitologiile precolumbiene în momentul când Soarele se afl în
aceast constela ie considerau c ia forma unei p s ri de foc ce coboar pe
P mânt pentru a primi jertfe, de multe ori jertfe umane.
Din mitologia greac afl m c Heracles a fost chemat de locuitorii
oraşului Lerna din Argos pentru a-i sc pa de Hidra cea cu şapte capete, care
s l şuia în mlaştinile din apropierea oraşului şi care le pricinuia numai
neajunsuri. În timpul luptei Hidra a fost ajutat de un crab uriaş cu cleştii ascu i i
care s-a ag at de piciorele lui Heracles împiedicându-l astfel s lupte eficient.
Heracles a încercat s -l omoare lovindu-i capetele cu un lemn înroşit în foc,
retezându-le, dar acestea creşteau la loc. Credinciosul s u vizitiu, observând c
singura por iune care nu mai creşte era coada, a lovit mortal crabul.
Impresionat de aceast izbând a lui Heracles, Hera, so ia lui Zeus, a
ridicat crabul la cer transformându-l în constela ie.
5. Constela ia LEUL (Leo)
Constela ia se afl situat la sudul Ursei Mari fiind str b tut
în
perioada 23 iulie-22 august. Aştrii care alc tuiesc constela ia au o form ce
sugereaz pozi a unui leu culcat, iar cea mai important şi totodat str lucitoare
stea este Regulus, care marca, dealtfel şi solsti iul de var .
Figura 1.16. Constela ia Leul. Credit: Torsen Bronger.
24
Constela ia este vizibil şi din România. Leul este o constela ie ce
poart numele regelui junglei în cinstea Leului din Nemeea care a fost învins de
Heracles (Hercule).
Legenda spune c Heracles, pe când consulta Oracolul din Delphi
(Grecia antic ), a fost sf tuit de Pitia s intre în slujba regelui Euristeu, din
Micene. Ascultând de sfatul Pitiei, el a plecat la Micene, un oraş din anticul
Argos, din care au mai r mas, în zilele noastre, numai ruinele palatului regal.
Ajuns aici, regele i-a încredin at sarcina de a omorî un leu uriaş care teroriza
locuitorii din Nemeea şi care s l şuia într-o grot din mun ii din apropiere.
Heracles l-a g sit în grota sa, iar legenda spune c l-a n ucit cu o lovitur de
m ciuc şi apoi l-a sugrumat. Trofeul, astfel ob inut, l-a dus regelui. Acesta n-a
prea fost încântat de izbânda lui Heracles şi de aceea i-a mai dat şi alte munci,
dou sprezece în total, pe care Heracles le-a îndeplinit cu succes.
Zeii cei nemuritori au ridicat la cer leul sub forma unei constela ii
împreun cu Heracles şi celelalte trofee: Hidra, Racul, ş.a.
6. Constela ia FECIOARA (Virgo)
Constela ia se afl situat în regiunea ecuatorial a cerului, fiind
str b tut de Soare în perioada 23 august-22 septembrie. Cea mai str lucitoare
stea este Spica, iar constela ia mai con ine şi un num r mare de nebuloase
extragalactice. Din România constela ia este vizibil pe cerul de prim var .
Figura 1.17. Constela ia Fecioara. Credit: Torsen Bronger.
25
Pentru locuitorii V ii Eufratului aceast constela ie era adulat ca
fiind reprezentarea zei ei Iştar, fiic a cerului şi regin a stelelor, iar pentru
egipteni constela ia se numea Izda, fiind reprezentarea zei ei mame a Soarelui şi
so ia zeului adâncurilor.
Legenda ne spune c la început zeii locuiau pe P mânt cu oamenii.
Oamenii în acele timpuri respectau toate legile, apreciind: fidelitatea, omenia,
bun tatea, curajul, cinstea, şi de aceea nu ştiau ce sunt pedepsele. Cu timpul au
devenit r i, egoişti, lacomi, au început s jefuiasc , s necinsteasc şi s ucid .
În aceste condi ii, Zeus a hot rât ca to i ca to i zeii s p r seasc P mântul.
Singura care a vrut s mai dea o şans omenirii a fost Asteria, fiica lui
Temis(zei a greceasc a justi iei), care încercat asfel s -i reînve e pe oameni
ordinea, dreptatea şi respectul fa de lege. Zeus nici nu a vrut s aud de aşa
ceva, dar Asteria, nedorind s se supun s-a aruncat în mare. Gestul s u de
fidelitate fa de oameni a îmbunat mânia lui Zeus, care a ridicat-o la cer în
constela ia Fecioarei.
Din punct de vedere astronomic atunci când Soarele trece prin
echinoc iul de toamn , din constela ia Fecioarei în constela ia Balan ei se
termin vara astronomic şi începe toamna astronomic .
7. Constela ia BALAN A (Libra)
Este traversat de Soare în perioada 23 septembrie – 22 octombrie,
fiind situat în emisfera austral . Nu este o constela ie prea mare, fiind vizibil şi
din ara noastr .
Figura 1.18. Constela ia Balan a. Credit: Torsen Bronger.
26
Probabil ea reprezenta simbolul compara iei dintre zi şi noapte şi
indica primilor agricultori timpul când trebuiau s semene.
Aceeaşi reprezentare de balan o aveau, în afar de greci şi romani,
indienii, chinezii, egiptenii din vremea faraonilor care cu to ii considerau balan a
ca un important instrument din via a de zi cu zi. Aceast constela ie este mic ,
clar şi singura care nu poart nume de animale.
8. Constela ia SCORPIONUL (Scorpius)
Este format dintr-un grup de stele situat între S get tor şi Balan
sugerând imaginea unui scorpion gata de atac. Soarele traverseaz aceast
constela ie între 23 octombrie şi 21 noiembrie. Din ara noastr aceast
constela ie este vizibil din luna mai pân în luna septembrie, dar se afl mereu
aproape de orizont observâdu-se doar par ial, ea r s rind atunci când Orion
apune.
Figura 1.19. Constela ia Scorpionul. Credit: Torsen Bronger.
Constela ia con ine un roi de stele fierbin i (NGC 6231) a c ror vârst
este în jur de 10-12 milioane de ani, deci stele tinere.
Din mitologia greac afl m c Artemis, zei a vân torii, s-a speriat la
un moment dat c Orion, vestitul vân tor,ar putea vâna toate animalele de pe
P mânt. Din acest motiv, şi pentru a proteja animalele, a eliberat de sub P mânt
un scorpion uriaş cu scopul de a-l ucide pe Orion cu celebra-i în ep tur . Tot
din aceste legende afl m c Faeton, fiul lui Helios(zeul Soarelui), pe când
conducea carul Soarelui s-a apropiat prea mult de P mânt, iar caii s-au speriat de
Scorpion r sturnând carul, care a c zut pe P mânt pârjolindu-l. Zeus pentru a
27
feri P mântul de distrugere total l-a tr znit pe Faeton şi l-a scufundat în apele
Eridanului, fluviul Pad de ast zi. Din acest motiv unii oameni au pielea neagr ,
ei fiind urmaşii celor sc pa i de pârjol.
Zei a, drept mul umire pentru serviciul adus, a în l at Scorpionul la
cer sub forma unei constela ii, dar loca ia a fost neinspirat , deoarece se afl în
fa a S get torului care-l inteşte drept în inim .
9. Constela ia S GET TORUL (Sagitarius)
Este o constela ie frumoas fiind str b tut de Soare în perioada 22
noiembrie şi 20 decembrie. Constela ia con ine multe stele duble şi variabile,
nebuloase. Din ara noastr majoritatea stlelor pot fi observate vara pentru
oscurt period de timp, deoarece se se afl la limita orizontului pe de o parte,
iar pe de alt parte constela ia se afl în aceeaşi direc ie cu centrul galaxiei
noastre, adic în cea mai luminoas por iune.
Lumina din centrul C ii Lactee nu ajunge niciodat la noi datorit
faptului c este absorbit de nori uriaşi de gaz şi praf interstelar care ne priveaz
de o privelişte mirific . Dac am primi lumina din centrul Galaxiei atunci
nop ile ar fi luminate ca în timpul nop ilor cu Lun plin .
Figura 1.20. Constela ia S get torul. Credit: Torsen Bronger.
Din mitologia greac afl m c a fost un centaur, Chiron care afost
extrem de binevoitor cu oamenii. Chiron, fiul lui Cronos, zeul timpului, a fost de
altfel şi cel mai bun şi cel mai în elept dintre centauri, creaturi fabuloase
jum tate oameni şi jum tate cai, adic acele creaturi care pe un trup de cal aveau
un bust de om. El l-a înv at pe tân rul Asclepsos tainele medicinii, i-a instruit
pe Ahile şi Teseu şi a fost maestrul lui Castor şi Pollux.
28
Legenda spune c în timpul r zboiului cu centaurii Heracles l-a r nit
de moarte pe Chiron, cu o s geat otr vit . Zeus înduioşat de cumplita suferin
a lui Chiron l-a ridicat la cer într-o constela ie, cea a S get torului.
10. Constela ia CAPRICORNUL (Capricornus)
Este o constela ie zodiacal din emisfera austral fiind traversat de
Soare în perioada 21 decembrie–19 ianuarie. Constela ia este vizibil şi din
România, având denumirea de Cornul Caprei. Este format dintr-o stea dubl şi
aproximativ 60 de stele mai slabe şi mai multe nebuloase.
Figura 1.21. Constela ia Capricornul. Credit: Torsen Bronger.
Din mitologia greac afl m c zeul p durilor, al turmelor şi al
p storilor era Pan, fiul lui Zeus şi al Penelopei. Pan, sau Faun la romani ca zeu
al gr dinilor, era o f ptur pe jum tate om pe jum tate ap, îi pl cea muzica şi
dansul fiind o prezen nelipsit de la petrecerile p storilor şi ranilor.
Dar pe cât era de bun cu oamenii, pe atât de r u era cu nimfele,
cântându-le în nop ile senine, speriindu-le şi fug rindu-le. Se spune c o nimf ,
Siringa, a fost atât de înfricoşat de apari ia sa neaşteptat încât s-a aruncat în
râul din apropiere pref cându-se în trestie. Pan auzind sunetul trestiei în b taia
vântului, a fost convins c plânsul e al nimfei, aşa c a t iat trestia în buc i
construindu-şi naiul cu care a cântat de atunci.
O alt reprezentare alui Pan a fost aceea a unui Capricorn cu coad
de peşte. Aceast înf işare a luat-o pentru sc pa de urm rirea uriaşului Tifon.
Reprezentarea Capricornului a ajuns pe cer şi ca un simbol al Soarelui ce se
înal anun ând zilele lungi, devenind astfel simbolul timpului frumos. Cu toate
acestea Pan a r mas în credin a oamenilor ca paznic al p durilor, gonind
musafirii nepofti i noaptea din p dure.
29
11. Constela ia V RS TORUL (Aquarius)
Este o constela ie traversat de Soare în perioada 20 ianuarie -18
februarie fiind vizibil şi din ara noastr pe înserat, toamna. Constela ia are o
stea cu magnitudinea aparent 2,9 m Sadalsuud (ß Aqr).
Figura 1.22. Constela ia V rs torul. Credit: Torsen Bronger.
Constela ia era cunoscut înc din antichitate. Babilonenii au
reprezentat-o sub chipul unui b rbat îngenunchiat care vars ap dintr-o cof
inut pe um r, egiptenii considerau V rs torul ca fiind cel ce vars cu vadra ap
la izvoarele Nilului, astfel era simbolul rev rs rii Nilului şi a perioadei de
belşug.
În mitologia greac , V rs torul îl simbolizeaz pe însuşi Zeus care
vars toren i de ap pe P mânt pentru a-i pedepsi în acest fel pe oamenii
p c toşi. Noi cunoaştem varianta biblic a potopului, în care Noe şi-a construit o
arc , pe care a îmbarcat perechi din toate vie uitoarele P mântului, la îndemnul
lui Dumnezeu, pentru ca dup potop P mântul s poat fi repopulat.
În versiunea greceasc se spune c , la început oamenii erau foarte
buni şi ferici i şi pe P mânt domnea prim vara veşnic . Apoi Zeus a împ r it
anul în patru anotimpuri iar oamenii au fost sili i s suporte schimb rile
climatice. În acest mod oamenii neputându-se adapta au devenit r i, egoişti şi
lacomi, iar adev rul şi virtutea aproape au disp rut. Zeus a fost atât de mâniat de
comportamentul oamenilor încât a rev rsat pe P mânt o cantitate imens de ap ,
înecând to i oamenii. Întâmplarea a f cut ca Deucalion, fiul lui Prometeu şi
so ia sa Pirra, doi oameni modeşti, drep i şi buni, s fac o corabie cu care au
ajuns dup nou zile şi nou nop i pe singura buc ic de p mânt de pe Muntele
Parnas. Dup retragerea apelor, tot legenda ne spune, au consultat un oracol,
care i-a sf tuit s se arunce în mare: el, so ia lui şi oasele mamei lor.
30
În elegând din spusele oracolului c este vorba despre oasele Mamei
P mântului, ei au aruncat în urm pietre, astfel din ele ieşind tot atâ ia b rba i şi
femei, iar P mântul a fost repopulat.
12. Constela ia PEŞTII (Pisces)
Este o constela ie zodiacal din regiunea ecuatorial a cerului având
stele numeroase, dar mai pu in str lucitoare, traversat de Soare în perioada 19
februarie - 20 martie, în România fiind vizibil în timpul toamnei.
Figura 1.23. Constela ia Peştii. Credit: Torsen Bronger.
Denumirea acestei constela ii a fost dat de fiecare civiliza ie în
func ie de cultura şi nivelul de dezvoltare la care au ajuns, dar cu toate acestea
numele s-a p strat din perioada babilonenilor, perşilor şi sirienilor, care, vând
cunoştin e de astronomie foarte avansate pentru acea perioad şi probabil
datorit configura iei constela iei de atunci, au v zut o asem nare cu doi peşti.
Mitologia greac ne spune c odat pe când Afrodita, zei a
frumuse ii, se plimba cu o alt zeitate celebr Eros, zeul iubirii, pe malul unei
ape, în fa a lor a ap rut Tifon, monstrul uriaş care în loc de degete avea o sut de
capete de balaur plasate pe un corp cu form omeneasc ce în loc de picioare
avea o împletitur de şerpi, aceasta a pus st pânire pe Zeus. Speria i, cei doi zei
au s rit în râu, transformându-se în peşti pentru a-l salva pe şeful lor. Dup ce l-a
învins pe Tifon, Zeus sup rat, c a fost singurul care i s-a opus, l-a închis în
insula Sicilia pentru totdeauna. Tot legenda spune c , ori de câte ori, Tifon
încerca s se elibereze din închisoarea sa, P mântul se cutremura, iar prin
craterul Etnei uriaşul urla, scupând foc şi lav fierbinte ce distrugea totul în jur.
În amintirea celor doi peşti care l-au ajutat, Zeus i-a în l at la cer sub forma unei
constela ii Afrodita şi Eros. Romanii i-au spus Venus (zei a frumuse ii) şi
Cupidon (zeul iubirii).
31
13. Constela ia OPHICUS (Purt torul de şerpi)
Cel mai important eveniment care s-a produs în constela ia Ophiucus
a fost explozia unei supernove, care a avut loc pe 10 octombrie 1604. Ea a fost
observat de Johannes Kepler, de unde i-a venit şi denumirea steaua lui Kepler.
Kepler şi-a publicat descoperirea în cartea "De Stella Nova in pede Serpentarii",
iar dup Kepler nu au mai fost observate explozii ale unei supernove pân în
1987.
Figura 1.24. Constela ia Ophicus. Credit: Torsen Bronger.
Constela ia Ophiucus este situat între constela iile Scorpion şi
S get tor, iar în opinia astrologilor, zodia ce poart denumirea constela iei ar
trebui s urmeze imediat Scorpionului, fiind de fapt a 11-a din grupul zodiacal.
Aceast idee nu a fost îns acceptat de majoritatea astrologilor, iar aceia care au
sus inut-o s-au intitulat "astrologi moderni".
În 1995, ipoteza existen ei zodiei a fost lansat din nou şi a fost
considerat drept scandaloas , nefiind acceptat de astrologii renumi i în
domeniu. P rerile privind perioada zodiei Ophiucus, adic atunci când
constela ia este traversat de Soare şi devine mai vizibil pe cer, sunt împ r ite
chiar şi printre "astrologii moderni".
Unii dintre ei sus in c Ophiucus str luceşte mai puternic la începutul
lui decembrie pîn la sfîrşitul lunii, estimînd c persoanele n scute între 6 şi 31
decembrie ar trebui s fac parte din aceast zodie. Ipoteza acceptat de cei mai
mul i dintre ei a fost aceea c , zodia Ophiucus este cuprins între 29 noiembrie
şi 18 decembrie. Acest lucru ar face îns ca zodia Scorpionului s fie doar foarte
32
scurt , de 6 zile. Mai precis, prin acceptarea celei de a 13-a zodii, perioadele
tuturor zodiilor s-ar modifica cu mult.
Legenda constela iei spune c Ophiucus este de fapt spiritul lui
Imhotep, renumit în elept, cu vaste cunoştin e în ale medicinei şi cu puteri
t m duitoare, care a tr it în vechiul Egipt, în secolul al 27-lea î.Hr. Imhotep era
considerat pe jum tate zeu, datorit puterilor sale miraculoase şi darului de a
vindeca şi cele mai grave boli. El a fost venerat atât de egipteni cât şi de greci,
mii de ani dup moartea sa. Legenda spune c în onoarea sa, Zeus i-a g sit un
loc pe cer, printre alte constela ii şi i-a dat denumirea greceasc de Ophiucus,
care s-ar traduce prin "Purt torul de şerpi". Şarpele era cunoscut la egipteni ca
simbol al t m duirii. Ptolemeu a fost acela care a men ionat existen a lui
Ophiucus ca una dintre cele 48 de constela ii.
Conform opiniei "astrologilor moderni" cei n scu i sub acest semn
zodiacal au caracteristici total diferite de persoanele din Scorpion sau S get tor.
Se pare c ele nu au deloc înclina ii spre politic şi nici veleit i de conduc tori,
ci dovedesc înclina ii c tre lumea spectacolului, în special talent muzical. Una
dintre principalele tr s turi ale celor n scu i sub semnul Ophiucusului este
nehot rârea. Ei au nevoie mereu de ajutor în luarea deciziilor şi de aceea de
multe ori, ei pot fi influen a i negativ. Cei din Ophiucus par n scu i pentru a fi în
centrul aten iei. Sunt buni povestitori şi întotdeauna vor şti s între in
atmosfera. Firi sociabile, vor şti s -şi fac foarte uşor prieteni, dar îi pot schimba
la fel de uşor, dac vor g si persoane mai interesante. N scu i pentru a fi artişti,
cei din Ophiucus sunt firi foarte sensibile şi au preten ia s fie în eleşi de cei
apropia i, chiar şi atunci cînd greşesc. Ei sunt considera i compatibili cu
persoanele din zodiile Berbec, Rac, Balan , Capricorn şi cu persoanele n scute
cu zece zile înainte sau dup ziua lor de naştere. V rs tor, Peşti, Leu, Taur şi
Fecioar sînt zodiile care nu se în eleg cu cei din Ophiucus.
Având în vedere apari ia acestei a 13-a zodii,intervine decalarea
întregului grup zodiacal.
33
CAPITOLUL 2
ORIENTAREA PE BOLTA CEREASC
2.1. ORIENTAREA CU AJUTORUL GNOMONULUI
Astronomia, printre altele, ne înva s cercet m în mod eficient
natura cu mijloace extrem de limitate, deoarece - în raport cu imensitatea şi
complexitatea Universului - mijloacele noastre vor fi, întotdeauna, limitate.
Capacitatea de a exploata în mod inteligent cu mijloacele cele mai simple este o
calitate care merit s fie cultivat şi inclus în forma ia omului, fiind o
component important a rela iei sale cu natura şi lumea înconjur toare.
Pentru a facilita determin rile, ca indicator al mişc rii zilnice a
Soarelui a fost ales un b , fixat vertical pe un plan orizontal. În l imea sa nu are
importan , dar trebuie s fie cunoscut , pentru a face posibile calculele
ulterioare legate de m surarea umbrei sale.
Acest indicator se numeşte gnomon (din grecescul "gnomon" care se
traduce prin "indicator"), nume sub care "instrumentul astronomic" s-a r spândit
în lumea întreag (vezi fig. 2.1.). Totul este ca locul pe care cade umbra
(planşeta sau terenul din jur) s fie plan şi orizontal, iar indicatorul s fie aşezat
vertical.
Figura 2.1.
Gnomonul permite utilizarea func iei trigonometrice tangent care
unific elementele geometrice esen iale: planul orizontal, verticala locului şi
direc ia observator-Soare. Astfel primul este materializat de terenul din jurul
gnomonului iar al doilea de gnomonul însuşi, iar direc ia observator-Soare este
definit de dou puncte: cap tul umbrei şi vârful gnomonului.
34
Figura 2.2.
Gnomonul şi umbra sa reprezint dou laturi ale unui triunghi numit
triunghi gnomonic (Δgnomonic GOG' ca în figura 2.2.), acesta fiind întotdeauna
dreptunghic, deoarece verticala locului (gnomonul) este perpendicular pe orice
dreapt din planul orizontal, deci pe oricare din umbrele sale.
Deoarece lungimea, lg, a gnomonului (OG) este cunoscut din
construc ie şi este mereu aceeaşi, pentru determinarea complet a triunghiului
gnomonic - la orice moment - este suficient m surarea lungimii lu a umbrei
(OG'). În l imea unghiular h a Soarelui (unghiul G' al triunghiului gnomonic).
În l imea poate fi determinat pe cale grafic , construind pe hârtie un triunghi
asemenea "redus la scara" cu cel gnomonic şi m surând cu raportorul unghiul
corespunz tor. Dar, evident, este mai indicat s determin m acest unghi prin
calcul, din rela ia imediat :
tg h = OG/OG'= lg/lu.
Gnomonul permite mai mult decât determinarea în l imii unghiulare
a Soarelui la diverse momente din timpul zilei pentru c direc ia umbrei ne d
posibilitatea de a determina unghiul dintre planul vertical al Soarelui şi direc ia
spre punctul cardinal Sud. Acest unghi în astronomie se numeşte azimutul
Soarelui, iar în geodezie, topografie, orientare turistic etc., azimutul se m soar
de la Nord, dar pentru aceasta trebuie determinat meridiana locului.
Meridiana locului coincide cu direc ia umbrei gnomonului din
momentul culmina iei Soarelui; în plus, în acest moment, umbra gnomonului are
lungimea minim din timpul zilei respective.
35
Figura 2.3.
Pentru determinarea meridianei, se traseaz în jurul gnomonului
câteva cercuri concentrice, de raze diferite. Figura 2.3. prezint situa ia din
planul orizontal, fiind figurat doar punctul de baz al gnomonului, precum şi
cercurile trasate. Observând Soarele înainte de trecerea la meridian, vom marca,
pe fiecare cerc, punctul în care cap tul umbrei gnomonului se suprapune pe
cercul respectiv. Continuând observarea şi dup trecerea la meridian, se
marcheaz perechile punctelor ob inute pân acum. Dac am efectuat cu aten ie
toate marc rile, mijloacele tuturor coardelor trebuie sa fie coliniare şi dispuse pe
o dreapt perpendicular pe fiecare coard iar dreapta care trece prin piciorul
gnomonului este, evident, meridiana locului.
Determinarea meridianei permite cunoaşterea punctelor cardinale
pentru locul respectiv de observa ie.
2.2. NO IUNI ELEMENTARE DESPRE STR LUCIREA,
MAGNITUDINEA ŞI LUMINOZITATEA STELELOR
În func ie de instrumentul optic pe care îl folosim pentru a observa
cerul, str lucirea stelelor o percepem prin intermediul luminii pe care o emit şi
pe care o recep ioneaz observatorul respectiv.
Din acest motiv str lucirile aparente (I) reprezint cantitatea de
energie (de lumin ) ce cade în unitatea de timp, pe suprafa a receptoare orientat
perpendicular pe direc ia astrului. De exemplu pentru Soare la zenit ob inem o
valoare de 150.000 sb [1 sb(stilb)=unitatea de m sur pentru str lucirea
uniform emis de o suprafa plan de un centimetru p trat în direc ia normalei
sale]. Pentru c aceste valori sunt mari şi incomode în calcule în calcule se
folosesc magnitudinile aparente (m), care reprezint exprimarea într-o scar
logaritmic a str lucirilor aparente.
Înc din antichitate astronomii au clasificat stelele cele mai
luminoase de magnitudinea întâia (1 m ), iar cele care abia se observ cu ochiul
36
liber erau de magnitudinea a 6-a (6 m ). Astfel avem intervalul de str lucire
împ r it în cinci subintervale, fiecare fiind egal cu o magnitudine stelar .
În 1855 Pogson a stabilit între magnitudinea aparent , m, şi
str lucirea aparent , I, urm toarea rela ie:
⎛ Im ⎞
⎟⎟ = – 0,4 (m – m`),
⎝ I m′ ⎠
log 10 ⎜⎜
unde I m şi I m′ reprezint str lucirile aparente a doi aştri de magnitudini aparente
m şi m`.
Formula lui Pogson ne permite s lucr m şi cu frac iuni de
magnitudine, cu magnitudini negative negative sau cu magnitudini mult mai
mari, care corespund la stele mult mai slab luminoase.
Ştim c stelele se afl la distan e foarte mari fa de observatorul
terestru. Din acest motiv este necesar ca s definim câteva no iuni de distan e
astronomice pentru a putea în elege leg tura dintre magnitudine, str lucire şi
luminozitate.
Se defineşte paralaxa stelar anual ca fiind unghiul sub care un
observator situat pe steaua respectiv ar vedea raza orbitei terestre atunci când
linia Soare-stea este perpendicular pe direc ia Soare-P mânt.
P mântul descrie în jurul Soarelui în timp de un an orbita sa
adev rat care poate fi asimilat cu un cerc trasat în planul eclipticii cu centrul în
Soare. Din cauza acestei mişc ri a P mântului în timp de un an, o stea nu
r mâne fix fa de un observator, ci aparent descrie un cerc pe bolta cereasc .
Pozi ia aparent a stelei este raportat la pozi ia ei mijlocie o corespunz toare
pozi iei din care este v zut din Soare.
o
p
d
p
T
S
r
T
Figura 2.4.
37
Notând cu r distan a P mânt-Soare, cu d distan a Soare–stea şi cu p
paralaxa stelar , din triunghiul ST care are unghiul din T de 90o, ob inem:
sin p =
sau p =
r
d
r
.
d
Ultima egalitate s-a ob inut din faptul c p este foarte mic. Din m sur tori
paralaxa stelar se ob ine în secunde de arc, iar ultima egalitate se rescrie astfel:
p
r
=
206 .265
d
⇔
p
= 206.265 ⋅
r
.
d
Din aceast rela ie ob inem distan a de la Soare la celelalte stele din Univers în
func ie de distan a Soare – P mânt şi paralaxa stelar a stelei:
d = 206.265 ⋅
r
.
p
Distan ele tuturor stelelor în raport cu Soarele fiind mari în
compara ie cu semiaxa mare a orbitei terestre putem neglija varia ia razei
vectoare r considerând orbita terestr circular cu raza egal cu unitatea, numit
unitate astronomic (u.a.). Folosind aceast unitate distan a d este dat de
rela ia:
d =
206.265
u.a.
p
Unitatea astronomic de lungime fiind prea mic , se introduc şi alte
unit i de m sur . Pentru distan ele stelare se utilizeaz ca unitate secundaparalax sau parsecul, care este distan a care este corespunz toare paralaxei
stelare de 1 .
Pân în prezent nu se cunoaşte nicio stea a c rei paralax s ating
valoarea de 0 ,8. Toate paralaxele cunoscute sunt sub aceast valoare. În rela ia
pentru distan a stelelor exprimat în u.a. punând p = 1 ob inem: 1 parsec =
206.265 u.a.
O unitate de distan larg r spândit este anul-lumin , care
reprezint distan a parcurs de lumin cu viteza c = 299792,5 km/s în timp de un
an tropic (un an tropic având 365,2422 zile, iar o zi având 86.400 secunde,
atunci anul tropic are 365,2422·86.400 = 31.556.926 secunde). Un an lumin
reprezentat în km este:
1 an-lumin = 31.556.926 · 299792.5 = 9,461 · 1012 km.
Lumina str b tând distan a medie P mânt – Soare în 498,7 secunde,
putem exprima anul-lumin în unit i astronomice:
31.556.926
1 an-lumin =
u.a. = 63.278 u.a.
498,7
38
Pentru a calcula num rul n de ani în care ne vine lumina de la o stea
de paralax p, împ r im dep rtarea stelei în u.a. la num rul de u.a. câte con ine
un an-lumin , adic :
206.265
u.a.
d u.a.
206.265
1
1
p
n=
=
=
⋅
= 3,26
.
63.304 u.a.
63.304 u.a.
63.278
p
p
Cea mai apropiat stea este Proxima Centauri care se g seşte la o
distan de 1,36 parseci, având paralaxa heliocentric de 0 ,76, iar lumina ne
vine de la ea în:
n = 3,26 ⋅
1
≈ 4,24 ani.
0,76
De la Steaua Polar (steaua α din Ursa mic ) având paralaxa
heliocentric de 0 ,07 lumina ne vine în:
1
n = 3,26 ⋅
≈ 46,57 ani.
0,07
Pentru o mai bun corelare a propriet ilor fizice ale stelelor cu
str lucirea lor s-a introdus no iunea de magnitudine absolut , M, care este
definit ca fiind magnitudinea aparent a aceleiaşi stele aflat la distan a de 10
parseci.
Între magnitudinea aparent , m, magnitudinea absolut , M, şi
paralaxa, p, avem urm toarea rela ie:
M = m + 5 + 5 log 10 p" = m + 5 – 5 log 10 d ,
unde p este exprimat în secunde de arc, iar d este distan a în parseci.
Ultima rela ie ne permite s facem leg tura între magnitudinea
absolut şi luminozitatea, L, care este definit ca fiind cantitatea de energie
emis de o stea în unitatea de timp:
log 10 L – log 10 L☼ = – 0,4 (M–M☼),
unde: L☼=3,86·1026 J/s, reprezint luminozitatea Soarelui, iar M☼=+4,71,
magnitudinea absolut a Soarelui.
Stelele str lucitoare sunt acele stele pe care le vedem c emit
lumin fie pentru c sunt foarte str lucitoare, fie c sunt aproape de noi sau
ambele. Magnitudiea aparent m soar luminozitatea pe care o putem observa
cu ochiul liber, pe când magnitudinea absolut ne indic luminozitatea real a
stelelor:
39
distan a (anilumin )
0.000 016
8.61
312.73
36.69
Magnitudine Denumirea Bayer
Numele stelei
0
1
2
3
−26.73
−1.44
−0.62
−0.05 var
α CMa
α Car
α Boo
4
−0.01
α1 Cen
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
0.03
0.08
0.18
0.4
0.45
0.45 var
0.61
0.76
0.77
0.87 var
0.98
1.06
1.16
1.17
1.25
1.25
α Lyr
α Aur
Ori
α Cmi
α Eri
α Ori
Cen
α Aql
α Cru
α Tau
α Vir
α Sco
Gem
α PsA
Cru
α Cyg
Soare
Sirius
Canopus
Arcturus
Alpha Centauri
4.40
A
Vega
25.31
Capella
42.21
Rigel
772.91
Procyon
11.42
Achernar
143.81
Betelgeuse
427.47
Hadar
525.22
Altair
16.76
Acrux
320.72
Aldebaran
65.10
Spica
262.20
Antares
604.02
Pollux
33.73
Fomalhaut
25.08
Becrux
352.62
Deneb
3229.35
Alpha Centauri
4.40
B
Regulus
77.50
Adhara
430.86
Castor
51.57
Gacrux
87.93
Shaula
702.95
Bellatrix
243.06
El Nath
131.05
Miaplacidus
111.16
Alnilam
1342.23
Al Na'ir
101.40
Alnitak
817.46
Gamma
840.62
21 1.35
α2 Cen
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
α Leo
CMa
α Gem
Cru
Sco
Ori
Tau
Car
Ori
α Gru
Ori
Vel
1.36
1.5
1.58
1.59
1.62
1.64
1.65
1.67
1.69
1.73
1.74
1.75
40
34
35
36
37
38
1.76
1.79
1.79
1.81
1.83
UMa
α Per
Sgr
α UMa
CMa
39 1.85
UMa
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
1.86
1.86
1.9
1.91
1.93
1.93
1.94
1.97 var
1.98
1.99
2.01
2.01
2.04
2.05
2.06
2.07
2.07
2.07
2.07
2.07
2.08
2.09 var
2.1
2.14
Velorum
Alioth
80.92
Mirfak
591.95
Kaus Australis 144.65
Dubhe
123.65
Wezen
1792.11
Alkaid
/
100.69
Benetnasch
Avior
632.11
Sargas
272.02
Menkalinan
82.13
Atria
415.50
Alhena
104.80
Delta Velorum 79.75
Peacock
183.24
Polaris
431.45
Murzim
499.49
Alphard
177.27
Hamal
65.92
Algieba
125.64
Deneb Kaitos
95.83
Nunki
224.34
Menkent
60.93
Alpheratz
97.07
Saiph
2104.28
Mirach
199.35
Kochab
126.45
Beta Gruis
170.13
Ras Alhague
46.71
Algol
92.83
Alamach
354.90
Denebola
36.17
Gamma
613.09
Cassiopeiae
Gamma Centauri 130.40
Naos
1399.83
Aspidiske
692.48
Car
Sco
Aur
α TrA
Gem
Vel
α Pav
α UMi
CMa
α Hya
α Ari
Leo
Cet
Sgr
Cen
α And
Ori
And
UMi
Gru
α Oph
Per
And
Leo
64 2.15
Cas
65 2.2
66 2.21
67 2.21
Cen
Pup
Car
41
68 2.22
α CrB
69 2.23
Vel
70 2.23
71 2.23
72 2.24
73 2.24
74 2.25
75 2.28
76 2.29
77 2.29
78 2.29
79 2.3
80 2.33
81 2.34
82 2.35
83 2.38
84 2.39
85 2.4
86 2.41
87 2.43
88 2.44
89 2.45
90 2.45
91 2.47
92 2.48
93 2.49
94 2.54
95 2.54
96 2.55
97 2.56
98 2.56
99 2.58
100 2.58
UMa
Cyg
α Cas
Dra
Ori
Cas
Cen
Sco
Sco
α Lup
Cen
UMa
Boo
Peg
Sco
α Phe
UMa
Oph
Peg
α Cep
CMa
Vel
Cyg
α Peg
α Cet
Oph
Cen
Leo
Sco
α Lep
Cen
Gemma
/
74.72
Alphecca
Lambda
573.23
Velorum
Mizar
78.15
Sadr
1524.13
Schedar
228.58
Eltanin
147.59
Mintaka
916.19
Caph
54.47
Epsilon Centauri 375.77
Dschubba
401.67
Wei
65.43
Alpha Lupi
548.18
Eta Centauri
308.58
Merak
79.42
Izar
209.76
Enif
672.52
Girtab
463.97
Ankaa
77.43
Phecda
83.66
Sabik
84.12
Scheat
199.25
Alderamin
48.79
Aludra
3197.68
Kappa Velorum 539.12
Gienah
72.05
Markab
139.63
Menkar
220.10
Zeta Ophiuchi 458.10
Zeta Centauri
384.61
Zosma
57.70
Acrab
530.34
Arneb
1284.11
Delta Centauri 395.34
42
Dup magnitudinea absolut cele mai reprezentative stele sunt:
Numele stelei
Magnitudine
aparent
−26.8
8.6
Soarele
LBV 1806-20
Pistol
Cyg OB2-12
HD 93129A
Eta Carinae
3,9 to 10,5
QPM-241
HDE 319718
Rho Cassiopeiae 4.4
Deneb
1.25
Rigel
0.12
Eta Canis
2.45
Majoris
Betelgeuse
0.41
Delta Canis
1.83
Majoris
Omicron Canis
3.02
Majoris
Epsilon Orionis 1.69
Gamma Cygni 2.23
Zeta Puppis
2.21
Epsilon Aurigae 3.03
Iota Scorpii
2.99
Eta Leonis
3.48
Upsilon Carinae 2.92
Canopus
−0.62
Beta Centauri
0.61
Alpha Leporis 2.58
Phi Velorum
3.52
Gamma Velorum 1.75
Iota Orionis
2.75
Antares
0.92
Zeta Orionis
1.74
Beta Crucis
1.25
Magnitudine
Absolut
4.8
−13.2
−12.2
−12.1
−12.1
−11.9
−11.8
−9.6
−8.73
−8.1
Luminozitatea în
unit i solare
1
40,000,000
6,000,000
4,000,000
550,000
135,000
100,000
−7.51
85,000
−7.2
80,000
−6.87
50,000
−6.46
−6.38
−6.12
−5.95
−5.95
−5.71
−5.60
−5.56
−5.53
−5.42
−5.40
−5.34
−5.31
−5.30
−5.28
−5.26
−5.2
43
23,000
10,700
10,500
10,000
Lambda Scorpii
Delta Orionis
Pi Puppis
Epsilon Canis
Majoris
Xi Puppis
Kappa Orionis
Alpha Crucis
Epsilon Carinae
Spica
Achernar
Gamma Crucis
Aldebaran
Regulus
Arcturus
Capella
Castor
Vega
Pollux
Sirius
1.62
2.25
2.71
−5.05
−4.99
−4.92
1.50
−4.8
3.34
2.07
0.76
1.86
1.00
0.46
1.63
0.85
1.35
−0.04
0.08
1.98
0.00
1.14
−1.46
−4.74
−4.65
−4.6
−4.58
−3.55
−1.3
−1.2
−0.63
−0.52
−0.31
0.4
0.5
0.58
0.7
1.4
3960
2180
910
149
134.2
114
76
58
50.1
30.5
23
2.3. ELEMENTE DE TRIGONOMETRIE SFERIC
Trigonometria sferic are o mare importan teoretic şi practic atât
în astronomie cât şi în navigarea în spa iu, aer şi ap recurgându-se la o sfer
ajut toare. S facem cunoştin cu no iunile de baz ale geometriei sferice, care
are ca obiect studiul propriet ilor figurilor aşezate pe suprafa a unei sfere.
Segmentul de dreapt care uneşte centrul sferei cu orice punct de pe
suprafa a ei se numeşte raza sferei, iar segmentul de dreapt care unind dou
puncte de pe suprafa a sferei şi trece prin centrul ei se numeşte diametru
(punctele M şi N se numesc diametral opuse). Sec iunea sferei cu un plan
oarecare este un cerc (cerc mic). Atunci când, planul secant trece prin centrul
sferei, curba de intersec ie a sferei cu planul se numeşte cerc mare. Cea mai
scurt distan pe sfer între dou puncte A, B de pe suprafa a ei este un arc de
cerc mare, mai mic de 180o. Aceast distan dintre punctele de pe sfer se
numeşte distan sferic .
Arcul AB m soar în acelaşi timp şi unghiul la centru AOB.
44
M
O
A
N
B
Figura 2.5.
Dac ducem pe planul unui cerc o perpendicular din centrul sferei,
ob inem la intersec ia cu sfera, dou puncte P şi P′, numite poli sau centri sferici
ai cercului. Numim raz sferic distan a sferic de la un pol la un punct
oarecare al cercului. Este evident c razele sferice ale unui cerc mare au m sura
de 90o.
P
PA′, PB′, P′A′, P′B′ sunt raze
sferice pentru cercul cu centrul în O
O
A
PA, PB, P′A, P′B sunt raze sferice
pentru cercul mare cu centrul în O
O
A
B
B
P
Figura 2.6.
Dac vom considera acum dou semicercuri mari care au un diametru
comun, unghiul sub care se întretaie se numeşte unghi sferic. Partea de pe
suprafa a sferei cuprins între cele dou semicercuri care au acelaşi diametru, se
numeşte fus sferic.
Extremit ile A şi A se numesc vârfurile fusului sferic cuprins între
semicercurile mari care sunt laturile fusului sferic. Locul geometric al punctelor
situate la distan a sferic de π 2 fa de punctul A determin un cerc mare numit
ecuatorul punctului A.
45
A
unghi sferic
fus
sferic
O
C
ecuatorul
punctului A
D
A
Figura 2.7.
Unghiul a dou semicercuri mari care au un diametru comun se
m soar prin unghiul determinat de tangente în unul din punctele lor comune şi
are aceeaşi m sur cu unghiul COD sau cu unghiul diedru al planelor celor dou
semicercuri mari. Dac rotim un semicerc în jurul diametrului s u cu un unghi
de m sur 2π ob inem suprafa a sferei de arie 4πR2. Dac unghiul de rota ie are
m sura A, prin regula de trei simpl ob inem aria fusului sferic:
A fus sferic = 2 R2 A.
Figura de pe suprafa a sferei format din trei arce de cerc mare care
se întretaie în trei puncte, astfel încât dou dintre ele s nu fie diametral opuse,
se numeşte triunghi sferic.
C
B
O
A
B
A
C
Figura 2.8.
Elementele triunghiului sferic sunt: trei vârfuri, trei unghiuri – fiecare
în parte mai mic decât 180o şi trei laturi. Dac laturile au m sura mai mic decât
180o (o semicircumferin ), atunci triunghiul se numeşte triunghi sferic simplu,
cu care se va lucra în general.
Laturile triunghiului sferic simplu se noteaz , de obicei, cu a, b, c.
Triunghiul sferic având cel pu in una din laturi de m sur 2π – a, 2π – b, 2π – c
46
se numeşte triunghi sferic concav. Este evident c pentru un triunghi sferic
simplu atât laturile cât şi unghiurile au m suri cuprinse între 0o şi 180o.
Clasificând triunghiurile sferice simple în func ie de laturi, distingem:
- triunghi sferic oarecare;
- triunghi sferic isoscel – are dou laturi egale;
- triunghi sferic echilateral – are toate laturile egale;
- triunghi sferic rectilater – are o latur cu m sura de 90o;
Triunghiurile sferice simple pot avea şi dou sau trei laturi cu m sura
o
de 90 , situa ie în care triunghiul sferic se numeşte birectilater, respectiv
trirectilater.
Dac unul din unghiurile unui triunghi sferic simplu are m sura de
o
90 , triunghiul se numeşte triunghi sferic dreptunghic. Triunghiurile sferice
pot avea şi dou unghiuri drepte (bidreptunghic) sau trei unghiuri drepte
(tridreptunghic).
Triunghiul sferic tridreptunghic este şi trirectilater, deci echilateral şi
reprezint a opta parte din suprafa a sferei.
Într-un triunghiului sferic avem urm toarele propriet i:
- Laturilor egale li se opun unghiuri egale şi reciproc.
- Unghiului mai mare i se opune latura mai mare şi reciproc.
Planele cercurilor mari, care constituie triunghiul sferic, formeaz la
intersec ia lor un unghi triedru, care are ca vârf centrul sferei, iar ca muchii
razele sferei corespunz toare vârfurilor triunghiului sferic.
A
b
c
C
O
a
B
Figura 2.9.
Fiecare unghi plan al triedrului OABC se m soar prin latura
respectiv a triunghiului sferic, iar fiecare unghi diedru este egal cu unghiul
sferic respectiv al triunghiului sferic. Din geometria clasic se cunosc
urm toarele propriet i ale unui triedru:
- fiecare unghi plan al triedrului are m sura mai mic decât suma
m surilor celorlalte dou unghiuri plane ale triedrului;
- suma m surilor celor trei unghiuri plane ale triedrului este mai mic
decât 360o;
47
- suma m surilor unghiurilor diedre ale unui triedru este mai mare decât
180o şi mai mic decât 540o;
Pentru un triunghi sferic simplu, aceste propriet i ale triedrului devin:
- într-un triunghi sferic, o latur are m sura mai mic decât suma
m surilor celorlalte dou laturi:
a < b + c,
b < a + c,
c<a+b;
- într-un triunghi sferic, suma m surilor laturilor sale este mai mic
decât 360o:
0o < a + b + c < 360o;
- într-un triunghi sferic, suma m surilor unghiurilor sale este cuprins
între 180o şi 540o:
180o < A + B + C < 540o.
Din aceast ultim dubl inegalitate, deduce c un triunghi sferic
poate avea dou sau trei unghiuri drepte (obtuze).
2.4. COORDONATE ASTRONOMICE
Coordonatele astronomice sunt sisteme de coordonate sferice folosite
pentru determinarea pozi iei stelelor sau a altor obiecte astronomice. Pozi ia pe
sfera cereasc se determin f r s se considere distan a pân la corpul ceresc,
deci se folosec doar dou coordonate asemenea coordonatelor geografice, spre
deosebire de sistemul de coordonate polare unde se include şi distan a ca un al
treilea parametru.
Coordonatele astronomice difer dup modul cum se alege suprafa a
fundamental . Coordonatele care se definesc fa de punctul de observare se
numesc locale. Din aceast categorie fac parte coordonatele astronomice
orizontale. Pentru coordonatele astronomice absolute punctul de origine al
sistemului se alege indiferent de pozi ia observatorului. Acestea sunt
coordonatele ecuatorale, ecliptice, galactice şi supergalactice.
• Sistemul de coordonate sferice este un sistem de coordonate pentru
reprezentarea figurilor geometrice în trei dimensiuni folosind trei
coordonate: distan a radial dintre un punct şi o origine fixat , unghiul
zenit fa de axa pozitiv z şi unghiul azimut fa de axa pozitiv x. Exist
mai multe conven ii pentru reprezentarea acestor coordonate, dar cea mai
des întâlnit foloseşte simbolurile ρ, φ şi θ, unde ρ reprezint distan a
radial , φ reprezint unghiul zenit, iar θ reprezint unghiul azimut.
48
Figura 2.10. Un punct reprezentat folosind coordonate sferice.
• Sistemul de coordonate polare este un sistem de coordonate
bidimensional în care fiec rui punct din plan i se asociaz un unghi şi o
distan . Sistemul coordonatelor polare este util mai ales în situa ii în care
rela ia dintre dou puncte este mai uşor de exprimat în termeni de distan e
şi direc ii (unghiuri); în sistemul cartezian sau ortogonal, o astfel de rela ie
poate fi g sit doar cu ajutorul formulelor trigonometrice.
Figura 2.11. Un sistem polar, cu unghiuri exprimate în grade.
Fiecare punct din sistemul de coordonate polare poate fi descris
folosind dou coordonate polare, notate uzual prin r (coordonata radial ) şi
(coordonata unghiular , unghiul polar, sau azimutul, uneori reprezentat ca φ sau
t). Coordonata r reprezint distan a radial de pol, şi coordonata reprezint
unghiul în sens trigonometric (invers acelor de ceasornic) de la direc ia de 0°
49
(numit uneori ax polar ), cunoscut ca axa pozitiv a absciselor în Sistemul
coordonatelor carteziene plane.
Trasarea punctelor în coordonate polare se efectueaz ca în figura
2.12:
Figura 2.12. Punctele de coordonate (3,60°) şi (4,210°).
Unghiurile în nota ie polar sunt în general exprimate fie în grade, fie
în radiani, utilizând conversia 2π rad = 360°. Alegerea depinde de context.
Aplica iile nautice folosesc gradele, în timp ce unele aplica ii din fizic (mai ales
mecanica rota iei) şi aproape toat literatura matematic legat de analiza
matematic folosesc radiani.
Figura 2.13. Diagram care ilustreaz formulele de conversie.
Cele dou coordonate polare r şi pot fi convertite în coordonate
carteziene x şi y prin utilizarea func iilor trigonometrice sinus şi cosinus:
în timp ce dou coordonate carteziene x şi y pot fi transformate în coordonata
polar r prin:
50
(prin aplicarea teoremei lui Pitagora).
Pentru a determina coordonata polar
, trebuie s fie luate în
considerare urm toarele dou idei:
• Pentru r = 0, poate fi orice num r real.
• Pentru r ≠ 0, pentru a ob ine o unic reprezentare a lui , aceasta trebuie
limitat la un interval de lungime 2π. Alegeri conven ionale pentru acest
interval sunt [0, 2π) şi (−π, π]. Pentru a ob ine în intervalul [0, 2π), se
poate folosi urm toarea expresie:
• Pentru a ob ine în intervalul (−π, π], se poate folosi urm toarea expresie:
.
Arctangenta este func ia invers tangentei şi dup cum se vede ne d
chiar valoarea unghiurilor.
Coordonatele polare pot fi extinse în trei dimensiuni folosind şi
coordonatele (ρ, φ, ), unde ρ este distan a de la origine, φ este unghiul f cut cu
axa z (numit colatitudine sau zenit şi m surat de la 0 la 180°) iar este
unghiul cu axa x (ca şi în coordonate polare). Acest sistem de coordonate, numit
sistemul de coordonate sferice, este similar cu sistemul de latitudine şi
longitudine folosit pentru P mânt, cu originea în centrul P mântului, latitudinea
fiind complementul lui φ, determinat de rela ia = 90° − φ, iar longitudinea l
fiind m surat ca l = − 180°.
Cele trei coordonate sferice pot fi convertite în coordonate carteziene
(vezi figura 2.12) prin transformarea:
51
Între elementele unui triunghi sferic apar o mul ime de rela ii îns din
punctul nostru de vedere importante sunt numai cinci: legea sinusurilor,
formulele lui Delambre, legea cosinusurilor, rela iile lui Napier şi formulele lui
Borda.
a) Legea sinusurilor ne spune c :
sin A
sin B
sin C
=
=
,
sin a
sin b
sin c
conform figurii 2.9.
b) Legea cosinusurilor matematic se exprim astfel:
cos a = cos b · cos c + sin b · sin c · cos A
cos b = cos a · cos c + sin a · sin c · cos B
cos c = cos a · cos b + sin a · sin b · cos C ,
cos A = − cos B · cos C + sin B · sin C · cos a
cos B = − cos A · cos C + sin A · sin C · cos b
cos C = − cos A · cos B + sin A · sin B · cos c .
c) Rela ile lui Nepier se exprim astfel:
a−b
A+B
2 ⋅ ctg C
=
tg
a+b
2
2
cos
2
A−B
a+b
C
2
tg
⋅ tg
=
A+B
2
2
cos
2
cos
cos
a−b
A−B
2 ⋅ ctg C
=
tg
a+b
2
2
sin
2
A−B
a−b
C
2
tg
⋅ tg .
=
A+B
2
2
sin
2
sin
sin
d) Formulele lui Borda sunt urm toarele:
sin
A
=
2
sin
B
=
2
sin
C
=
2
sin (p − b) ⋅ sin (p − c)
sin b ⋅ sin c
sin (p − a) ⋅ sin (p − c)
sin a ⋅ sin c
sin (p − a) ⋅ sin (p − b)
sin a ⋅ sin b
52
cos
A
=
2
cos
B
=
2
cos
C
=
2
sin p ⋅ sin (p − a)
sin b ⋅ sin c
sin p ⋅ sin (p − b)
sin a ⋅ sin c
sin p ⋅ sin (p − c)
, iar
sin a ⋅ sin b
e) Formulele lui Delambre au urm toarea form :
a+b
A−B
sin
2
2
=
C
c .
sin
sin
2
2
cos
2.5. REFRAC IA ASTRONOMIC .
ABERA IA ASTRONOMIC
Pozi ia aştrilor pe bolta cereasc este determinat cu ajutorul
instrumentelor astronomice care sunt situate pe suprafa a terestr . Aceste
instrumente sufer aceleaşi modific ri pe care le are şi P mântul în raport
celelalte corpuri cereşti din spa iu.
Aşadar, mişc rile P mântului în spa iu datorate for elor care intervin
asupra lui, precum şi modificarea razelor de lumin care traverseaz atmosfera
terestr , duc la modificarea pozi iei aştrilor în sistemele de coordonate
geocentrice. O explica ie clar a acestor fenomene a fost dat în secolul al XVIlea de c tre astronomii N. Copernic şi J. Kepler datorit c rora astronomia a
devenit o ştiin modern .
2.5.1. Refrac ia astronomic
Razele luminoase ce vin de la aştri trebuie s traverseze întreaga
atmosfer , ele suferind schimb ri de direc ie care vor face s vedem astrul într-o
alt direc ie decât cea real . Acest fenomen se numeşte refrac ie astronomic .
Se ştie din fizic c lumina se propag în linie dreapt atât timp cât str bate un
mediu având densitate constant sau în vid. Dac lumina trece dintr-un mediu
într-un alt mediu avem urm toarele legi din fizic :
- Raza incident , normala în punctul de inciden şi raza refractat sunt în
acelaşi plan;
- Când raza trece dintr-un mediu mai rar într-unul mai dens, raza refractat
se apropie de normal , adic unghiul de refrac ie este mai mic decât unghiul de
sin i
=n
inciden . Dac raza trece din vid într-un mediu determinat M, raportul
sin r
este constant şi se numeşte indice de refrac ie absolut al mediului M. Dac
raza trece dintr-un mediu M1 având indicele de refrac ie absolut n1 într-un alt
mediu M2 cu indicele de refrac ie absolut n2, atunci avem rela ia:
n
sin i
= 2 = n .
sin r
n1
53
Acest raport, care este constant atâta timp cât densit ile celor dou medii r mân
constante, se numeşte indice de refrac ie relativ al mediului M2 în raport cu
mediul M1.
Atmosfera terestr este un mediu neomogen, densitatea sa crescând
pe m sur ce ne apropiem de suprafa a p mântului. Din legile precedente,
rezult c , dac o raz luminoas provenit de la un astru
p trunde în
atmosfera terestr , ea se transform într-o linie frânt de laturi infinit de mici şi
infinit de multe, adic într-o curb .
Indicele de refrac ie creşte în mod continuu de la limita superioar a
atmosferei pân la suprafa a p mântului. M rimea refrac iei depinde de valoarea
indicelui de refrac ie a aerului.
S-a stabilit experimental c între indicele de refrac ie n şi densitatea d
a aerului exist rela ia: n = 1 + c · d, unde c este o constant .
Densitatea aerului scade pân la zero când ne ridic m de la suprafa a
p mântului pân la limita superioar a atmosferei. Deci, indicele de refrac ie al
aerului descreşte de la o valoare mai mare ca unitatea (care este 1,00029255 la
0o C şi la presiunea de 760 mm Hg) la suprafa a P mântului, pân la valoarea 1
la limita superioar a atmosferei. Pentru simplificare, vom presupune P mântul
sferic, iar atmosfera constituit din straturi concentrice infinit de sub iri şi
omogene în toat întinderea lor.
Z
o
zo
z
R
A
M
Figura 2.14.
Lumina se apropie în linie dreapt de atmosfera Terrei pornind de
la steaua o pân în punctul A (limita superioar a atmosferei terestre) şi de aici
în interiorul atmosferei ea str bate linia curb AM pân ajunge în ochiul
observatorului M, care va vedea steaua o pe direc ia aparent M , tangent în
54
M la curb . Diferen a dintre distan a zenital adev rat zo = ZM o şi distan a
zenital aparent z = ZM o numim refrac ie astronomic ( notat cu R ):
R = zo – z.
Curba descris de raza luminoas este o curb plan , a c rei concavitate este
îndreptat spre centrul P mântului deci, refrac ia astronomic este totdeauna
pozitiv .
S consider m unul dintre straturile atmosferice care are indicele de
refrac ie n , iar stratul urm tor superior lui cu indicele de refrac ie n. Notând cu
O centrul P mântului, cu l distan a OA şi cu l distan a OA , atunci în triunghiul
OAA aplicând analogia sinusurilor avem:
sinr sin(180 − i′)
sin r sin i′
=
⇔
=
l′
l
l′
l
Din legile refrac iei avem:
sin r l ′
=
sin i′ l
⇔
(1)
sin i
n ⋅ sin i
n′
=
⇔ sin r =
sin r
n′
n
Înlocuind pe sin r în rela ia (1) ob inem:
l′
n ⋅ sin i
=
⇔ l ⋅ n ⋅ sin i = l ′ ⋅ n ′ ⋅ sin i ′ = ..... = k = R o ⋅ n o ⋅ sin z
l
n ′ ⋅ sin i ′
i
A
i
r A
l′
l
n
O
n
Figura 2.15.
Deci, produsul dintre distan a unui punct al razei luminoase la centrul
P mântului, indicele de refrac ie al aerului în acel punct şi sinusul unghiului de
inciden p streaz o valoare constant în tot lungul razei. Valoarea acestei
constante k este: Ro·no·sinz, unde Ro este raza P mântului, no indicele de
refrac ie la suprafa a solului, iar z distan a zenital aparent .
55
Aici, ne vom limita la deducerea unei formule aproximative.
Presupunând atmosfera constituit din straturi concentrice infinit de sub iri şi
omogene, putem considera c distan ele a dou puncte de inciden A şi A
(situate pe dou straturi consecutive), ale razei luminoase la centrul P mântului,
sunt egale.
Deci, având l = l′, ob inem:
n ⋅ sin i
l′
= = 1 ⇒ n · sin i = n · sin i .
n ′ ⋅ sin i ′
l
Folosind aceast egalitate pentru toate straturile atmosferice, avem:
nm · sin zo = … = n · sin i = n · sin i = … = no · sin z,
unde nm = 1 este indicele de refrac ie al celui mai înalt strat atmosferic.
⇒ sin zo = no · sin z ⇒
Ştiind c zo = z + R, avem :
sin (z + R)
= no
sin z
⇒
sin z o
= no .
sin z
sin z ⋅ cosR + sinR ⋅ cos z
= no .
sin z
inând cont de faptul c pentru 0o ≤ z ≤ 70o refrac ia are valori mici, deci putem
considera cos R = 1 şi sin R = R. Atunci:
sin z + R ⋅ cos z
= no .
sin z
Pentru condi ii normale (temperatura t=0oC şi presiunea p=760
mmHg), no se poate determina din m sur tori, iar z se g seşte din observa ii. În
acest caz refrac ia este:
R = 58,3 · tg z.
Refrac ia astronomic are urm toarele influen e:
• Coordonatele orizontale ale unui astru nu se modific de refrac ie,
deoarece traiectoria luminoas prin atmosfer este o curb plan continu
într-un plan vertical. Refrac ia micşoreaz distan a zenital a astrului.
Descreşterea distan ei zenitale este cu atât mai mare cu cât astrul este mai
apropiat de orizont. Un astru situat în zenit are refrac ia nul .
• Deformarea aştrilor în vecin tatea orizontului. Corpurile cereşti care se
v d sub form de disc (Soarele, Luna, planetele mai privite prin
instrumente optice) se deformeaz în apropierea orizontului, discurile lor
turtindu-se pe vertical . Fenomenul se explic uşor: marginea inferioar a
discului cu distan a zenital mai mare este ridicat mai mult de refrac ie
decât marginea superioar cu distan a zenital mai mic .
• Asupra r s ritului şi apusului unui astru. Dac astrul se ridic deasupra
orizontului, refrac ia face ca r s ritul astrului s se produc mai repede,
iar apusul mai târziu cu o cantitate mic dH.
56
La orizont refrac ia este de aproximativ 38 iar o stea sau o planet va
p rea c r sare sau apune când înc se afl la 38 sub orizont. Deci, efectul
refrac iei este acela de a gr bi r s ritul şi de a întârzia apusul unui astru.
În cazul Soarelui, al c rui diametru aparent este de aproximativ
32 36 , rezult c acesta se vede deasupra orizontului şi tangent la el, când îns
este complet dedesubtul lui. R s ritul Soarelui având loc mai devreme şi apusul
mai târziu decât adev ratul r s rit şi apus, lungimea zilei apare ca fiind m rit .
2.5.2. Abera ia luminii
Fenomenul abera iei luminii este un fenomen optic datorat vitezei pe
care o posed P mântul în mişcarea sa relativ în spa iu în raport cu stelele fixe,
care face ca direc ia de mişcare a sa s fie mereu alta în timp de un an şi faptului
c lumina nu se propag în mod instantaneu, ci în mod progresiv cu viteza
constant de aproximativ 300.000 km/s.
S presupunem c un observator terestru se g seşte în punctul T, o
stea are pozi ia şi fie T direc ia adev rat a stelei. Dac observatorul ar
r mâne nemişcat în T sau dac lumina pornit din steaua
s-ar propaga
instantaneu, observatorul ar vedea necontenit steaua pe aceeaşi direc ie T , îns
observatorul T se mişc cu viteza relativ a P mântului în jurul Soarelui de circa
30 km/s dirijat în sensul mişc rii lui, şi propagarea luminii venit de la astrul
se face cu viteza c = 300.000 km/s. În fiecare unitate de timp (secunda) atât
unda luminoas cât şi observatorul se deplaseaz parcurgând spa iile c şi v
(300.000 km şi 30 km) astfel încât pentru a recepta unda luminoas la momentul
to + 1 în punctul T observatorul trebuie s se afle în momentul to cu v km
înaintea pozi iei T pe traiectoria sa din spa iu.
A
−c
d
T -v
T
T
R
c
Figura 2.16.
57
v
În aceste condi ii compunând viteza observatorului terestru cu viteza
luminii se ob ine rezultanta care d direc ia aparent T a stelei .
Observatorul din T are impresia c nu primeşte unda luminoas pe
direc ia adev rat T, ci pe direc ia aparent
T ca şi cum steaua s-ar g si ceva
mai în fa a observatorului în sensul în care el se deplaseaz . Acest fenomen se
numeşte abera ia luminii.
Unghiul dintre direc ia adev rat şi cea aparent se numeşte unghi de
abera ie. Not m cu d unghiul de abera ie, care este foarte mic deoarece v este
30
= 10 − 4 .
mic în raport cu c, raportul lor fiind
300 .000
Folosind analogia sinusurilor pentru triunghiul ATT ob inem :
sin d
v
=
sin
c
⇒ d ≈ sin d =
v
sin .
c
Unghiul de abera ie are valoare maxim când = 90o şi aceasta este
v
v
sau în secunde de arc este 206265
, atunci când direc ia vitezei
c
c
P mântului este perpendicular pe direc ia aparent a astrului. În acest caz
unghiul de abera ie maxim se numeşte constant de abera ie pentru care s-a
adoptat valoarea de 20 ,47 cu o aproxima ie de 0 ,01 - 0 ,02.
Observatorul T se mişc necontenit în decursul unui an construind în
fiecare pozi ie a sa direc ia aparent T . Aceast direc ie formeaz un con a
c rui intersec ie cu bolta cereasc este o elips pe care observatorul (aparent
imobil) o observ în jurul pozi iei reale a stelei. Aceast elips se numeşte elips
de abera ie şi este aceeaşi pentru toate stelele, având axa mare egala cu dublul
constantei de abera ie.
o
-c
S
T
Figura 2.17.
58
v
Pozi ia aparent a stelei pe aceast elips este decalat fa de
pozi ia P mântului pe traiectoria sa cu 90o, deoarece pozi ia aparent a stelei se
afl în planul definit de razele de lumina şi de viteza v, adic într-un plan
perpendicular pe planul determinat de raza vectoare P mânt–Soare şi de
direc ia real a stelei.
Mişcarea de rota ie a P mântului face ca un punct aflat pe suprafa a
lui şi având latitudinea geografic φ, s aib în fiecare moment viteza:
v =
2 π R ⋅ cos ϕ km
,
86.164
s
unde R este raza P mântului presupus sferic, iar 86.164 reprezint num rul de
secunde medii într-o zi sideral . Luând R = 6368 km avem:
v = 0,465 · cos φ km/s.
Aceast vitez este tangent în acest punct la paralela lui şi îndreptat
spre est şi ea face ca fiecare stea s se deplaseze pe bolta cereasc .
Δ
T
k
Figura 2.18.
Lumina emis de astru, atunci când aceasta se g sea în pozi ia este
perceput de observatorul terestru dup timpul , dar în acest timp astrul descrie
arcul
. Deci, observatorul vede astrul în pozi ia aparent
pe cât vreme,
astrul în acel moment se g seşte în , pozi ia geometric .
59
CAPITOLUL 3
MIŞCAREA ANUAL APARENT A SOARELUI ŞI
MIŞCAREA REAL A P MÂNTULUI ÎN JURUL SOARELUI
3.1. MIŞCAREA APARENT A SOARELUI PE SFERA CEREASC
Mişcarea Soarelui pe sfera cereasc este ca şi mişcarea diurn un
fenomen obişnuit. Simple observa ii f cute cu ochiul liber au dovedit c Soarele
are o mişcare printre stele. Întradev r pentru to i locuitorii globului p mântesc,
cu excep ia celor care locuiesc în regiunile polare, în fiecare zi, Soarele, ca orice
stea se ridic deasupra orizontului dinspre punctul cardinal Est şi dispare sub
orizont în partea punctului cardinal Vest. Spre deosebire de stele, Soarele nu
r sare în aceeaşi zi din acelaşi punct, vara Soarele r sare mai la nord iar iarna
mai la sud astfel încât Soarele atinge culmina ia superioar vara la data de 21
iunie şi iarna ajunge la culmina ia inferioar pe data de 22 decembrie.
Soarele descrie astfel, pe sfera cereasc , un cerc mare numit
ecliptic , înclinat la ecuator cu 23°27 . Aceast mişcare anual aparent a
Soarelui este aproape unifom şi are loc în sens direct.
Perioada acestei mişc ri se numeşte an sideral şi reprezint
intervalul de timp care separ cele dou întâlniri ale Soarelui cu o aceeaşi stea pe
ecliptic .
P
Π
ω
O
Ec
Ec
P
Π′
Figura 3.1.
Ecliptica Soarelui trece prin cele 12 constela ii zodiacale recunoscute
de c tre astrologi, dar şi prin constela ia Ophicus observat de astronomi, în
interiorul unei benzi numit fâşie zodiacal .
60
Mişcarea Soarelui printre constela iile zodiacale se numeşte mişcare
anual aparent , ea desf şurându-se pe o ecliptic care taie ecuatorul în dou
puncte, numite puncte echinoc iale (vezi figura 3.1).
Cele dou puncte echinoc iale sunt astfel alese încât punctul vernal
( ), adic punctul prin care trece Soarele din emisfera austral în emisfera
boreal şi de la declina ii negative la declina ii pozitive, s coincid cu punctul
în care se afl Soarele atât în mişcarea anual aparent cât şi în mişcarea real .
Din acest motiv el se determin prin calcule matematice riguroase.
Punctul autumal ( ) reprezint punctul prin care Soarele trece din
emisfera boreal în cea austral şi de la declina ii pozitive la declina ii negative.
reprezint linia echinoc iilor iar ΄ linia solsti iilor.
Punctul solsti iului de var ( ) reprezint punctul în care Soarele
ajunge la culmina ia superioar , iar durata zilei în care Soarele lumineaz este
cea mai mare şi noaptea este cea mai mic . Planul paralelului care intersecteaz
în acest punct P mântul este un cerc numit tropicul Racului.
Punctul solsti iului de iarn ( ΄) reprezint punctul în care Soarele
atinge culmina ia inferioar , noaptea având durata cea mai mare din şi ziua cea
mai mic , iar paralelul s u terestru se numeşte tropicul Capricornului.
3.2. CONSECIN ELE MIŞC RII
ANUALE APARENTE A SOARELUI
O prim consecin o reprezint anotimpurile. Numim anotimp
intervalul de timp necesar Soarelui s descrie arcul dintre dou puncte
fundamentale consecutive ale eclipticii (vezi figura 3.1).
Anotimpurile sunt:
• Prim vara – de la 21 martie pân la 22 iunie, atunci când Soarele str bate
arcul de cerc de la ( ) la ( ).
• Vara – de la 22 iunie la 23 septembrie, atunci când Soarele str bate arcul
de cerc de la ( ) la ( ).
• Toamna – de la 23 septembrie la 22 decembrie, atunci când Soarele
str bate arcul de cerc de la ( ) la ( ΄).
• Iarna – de la 22 decembrie la 21 martie, atunci când Soarele str bate arcul
de cerc de la ( ΄) la ( ).
A doua consecin este inegalitatea zilelor şi nop ilor. Prin zi
în elegem durata vizibilit ii Soarelui pe cer, adic timpul în care Soarele se afl
deasupra orizontului locului, în opozi ie cu noaptea, atunci când Soarele nu este
deloc vizibil.
Mişcarea Soarelui pe ecliptic timp de o zi este mic şi de aceea putem
presupune c , în fiecare zi, Soarele, descrie câte un paralel care se deplaseaz în
fiecare zi cu câte un grad, adic atâtea paralele diurne câte zile are anul. Paralelii
tereştri ai echinoc iilor coincid cu ecuatorul, iar paralelii solsti iilor coincid cu
61
tropicele: la solsti iul de var cu tropicul Racului şi la cel de iarn cu tropicul
Capricornului.
Drumul aparent al Soarelui pe ecliptic nu este descris în mod
uniform aşa c cele patru arce de cerc sunt parcurse în timpi inegali cu
urm toarele durate:
• Prim vara – 92 de zile şi 20 de ore.
• Vara – 93 de zile şi 15 ore.
• Toamna – 89 de zile şi 19 ore.
• Iarna – 89 de zile.
Într-un loc dat, planul ecuatorului poate s taie sau nu paralelii diurni.
Dac îi taie determin arcul diurn deasupra orizontului corespunz tor zilei
definite mai sus şi arcul nocturn sub orizont, corespunzând nop ii. În acest caz
spunem c avem zile şi nop i normale.
La poli Soarele r mâne fie deasupra orizontului, fie dedesubtul
orizontului timp de mai multe rota ii, determinând zilele şi nop ile polare. Din
acest motiv în apropierea paralelei de 66°33' în jurul solsti iului de var , deşi
Soarele apune, crepusculul cuprinde scurta noapte dând naştere celebrelor nop i
albe.
În România zilele şi nop ile sunt normale, fiind cuprinse ca durat
între 8 ore 50 de minute şi 15 ore 32 de minute.
O a treia
consecin
o reprezint zonele climatice ale
P mântului. Soarele este singura surs de c ldur pentru sistemul nostru solar
iar în func ie de c ldura pe care o primeşte P mântul pe suprafa a sa avem
urm toarele zone climatice:
• Zona cald care este cuprins între cele dou tropice şi în care Soarele se
afl de dou ori pe an la zenit.
• Zonele reci /polare care sunt în num r de dou . Ele sunt formate de cele
dou calote polare delimitate de paralelii de latitudine ± (90°- ),
cercurile polare, fiind zonele care au nop i polare.
• Zonele temperate care sunt în num r de dou şi sunt cuprinse între
tropice şi cercurile polare.
România este m rginit de paralelii 43°37' şi 48°15' fiind cuprins în
întregime în zona temperat de nord.
62
3.3. MIŞCAREA DE REVOLU IE, ORBITA, PRECESIA
ŞI NUTA IA P MÂNTULUI
Marii înv a i ai antichit ii, Aristotel şi Ptolemeu, erau adep ii
mişc rii geocentrice, dup care Soarele se mişc în jurul P mântului parcurgând
ecliptica sa în timp de un an. Genialul astronom polonez Nicolai Copernic a
reuşit s demonstreze c P mântul se mişc în jurul Soarelui.
Cele dou mişc ri, cea geocentric şi cea heliocentric , din punct de
vedere al observa iilor sunt echivalente şi aproape c nu am şti s le deosebim
dac nu ar exista fenomenele: de paralax prin care steaua descrie o mic
eclips , cu atât mai mic cu cât steaua este mai departe şi abera ia luminii prin
care stelele descriu elipse anuale, dar oricare ar fi steaua, axa mare a traiectoriei
este aceeaşi, 41 ,2.
Fenomenul abera iei este analog cu cel al refrac iei, deoarece face ca
steaua aflat real în într-un punct S s fie v zut într-un alt punct S'. Existen a
celor dou fenomene constituie dovada c P mântul are o mişcare de revolu ie
pe o traiectorie numit orbita P mântului (vezi figura 3.2) .
Figura 3.2. Orbita P mântului.
Orbita P mântului reprezint traiectoria pe care o str bate P mântul
în jurul Soarelui aflat în planul eclipticii. Axa de rota ie a P mântului este
înclinat pe planul eclipticii cu aproape 66°33', iar în timpul mişc rii acest unghi
r mâne neschimbat. Axa polilor r mâne paralel cu ea îns şi pe parcursul
acestui drum, fenomen reflectat prin existen a anotimpurilor şi a zonelor
climatice.
Mişcarea anual a Soarelui este aparent fiind o consecin a
mişc rii reale a P mântului. Din figura 3.2. observ m c orbita P mântului este
eliptic , punctul cel mai apropiat de Soare se numeşte periheliu, P, iar cel mai
îndep rtat afeliu, A.
63
Într-un interval de timp mai lung, pozi iile planetelor fundamentale se
schimb datorit mişc rilor perturbatoare pe care le sufer P mântul în mişcarea
de revolu ie. Astronomul elen Hipparc (secolul al II-lea î.Hr.) preocupat de
alc tuirea unui catalog de stele a calculat coordonatele ecliptice pentru
aproximativ 1.206 stele. El a constatat c stelele au o varia ie a longitudinilor
cereşti, comparând longitudinea cereasc determinat de el pentru steaua
Virginis din constela ia Fecioara cu longitudinea cereasc determinat de
Timocharis cu 144 de ani mai înainte. El a g sit pentru aceast stea longitudinea
de 174o în anul 129 î.Hr., iar Timocharis g sise 172o în anul 273 î.Hr. Deci,
Hipparc descoper c longitudinea stelei crescuse cu:
2 o 7200′′
=
= 50′′ /an.
144 144
Π
Ec
P
T
Ec
Figura 3.3.
Hipparc considera anul tropic egal cu 365,247 zile, iar pe cel sideral
egal cu 365,260 zile. El a presupus c anul sideral este cu 365,260 – 365,247 =
0,013 zile mai lung decât cel tropic, aceasta înseamn c dac în momentul unui
echinoc iu de prim var Soarele se afl în punctul vernal , împreun cu o stea
, dup scurgerea unui an tropic, Soarele se întoarce în dar steaua nu se mai
g seşte acolo, ci într-un punct la o dep rtare
pe care Soarele în mişcarea sa
direct în lungul eclipticei, cu viteza unghiular de 3548 pe zi, o str bate în
0,013 zile, cât îi mai trebuie s mearg pentru ca dup ce a împlinit în anul
tropic, s împlineasc în şi anul sideral. Din cele ar tate rezult c în mişcarea
sa pe ecliptic , în sens direct, Soarele revine mai curând la punctul vernal decât
în dreptul unei aceleiaşi stele, deci revenirea Soarelui la echinoc iu precede
64
revenirea sa în dreptul unei stele, de aici şi numele de precesia echinoc iilor dat
fenomenului.
Hipparc a dat urm toarea interpretare fenomenului descoperit; ştiind
precis c longitudinile tuturor stelelor cresc cu 50 pe an, dou ipoteze pot
justifica aceast creştere:
- sau punctul vernal are o mişcare de 50 de-a lungul eclipticei, în sens
retrograd, ceea ce face s creasc longitudinile stelelor cu aceeaşi
cantitate;
- sau punctul vernal r mâne fix şi întreaga sfer cereasc , cu toate stelele
fixate pe ea, se roteşte cu 50 pe an în sens direct în jurul axei eclipticei.
Datorit concep iilor acelor timpuri, care considerau P mântul
imobil, Hipparc a fost înclinat s interpreteze precesia ca o mişcare de rota ia a
sferei cereşti în jurul axei polilor eclipticei. Interpretarea precis a fenomenului,
admis şi ast zi, a fost dat de N. Copernic (1473 – 1543), care a demonstrat c
direc ia axei terestre nu r mâne invariabil în spa iu, ci ea descrie în sens
retrograd un con de revolu ie având semiunghiul la vârf egal cu ; în consecin ,
traiectoria descris în sens retrograd de polul ceresc nord pe sfera fixelor este un
cerc mic de latitudine 90o – având ca centru polul eclipticei.
Punctul vernal parcurge ecliptica cu viteza de 50 ,26 în aproape
26.000 de ani în sens retrograd, iar Soarele descrie pe ecliptic arcul de 360o nu
într-un an tropic, ci într-un an sideral. Pân în secolul al XVIII-lea s-a considerat
c
este constant deoarece în latitudinea cereasc a aştrilor nu se constatau
varia ii. Aceste varia ii mici ale lui
nu puteau fi descoperite datorit
imperfec iunii mijloacelor de observa ie.
Euler este acela care dezvoltând teoria perturba iilor exercitate de
planete asupra mişc rii de transla ie a P mântului a demonstrat c şi planul
eclipticei este mobil şi c oblicitatea eclipticei sufer o descreştere lent de 46
pe secol.
Aşa cum se amintea în introducere, studii recente au ar tat c anticii
cunoşteau mişcarea de precesie a P mântului iar astronomii din Angkor
cunoşteau perioada de precesie de 26.000 de ani şi c P mântul se deplaseaz cu
1° în 72 de ani, iar turnul Bayon era orientat cu ¾ dintr-un grad (54 de ani)
putându-se astfel prevedea cu 2-3 zile mai devreme echinoc iul de prim var .
Din observa iile efectuate se arat c planele fundamentale ecuatorul
şi ecliptica sunt mobile, iar teoria întemeiat pe legea gravita iei universale poate
da pozi ia planelor fundamentale la o epoc t când se cunoaşte pozi ia lor la
epoca to.
S presupunem c Eo şi o sunt pozi iile planului ecuatorial şi ecliptic
la un moment dat to, iar E şi
pozi iile planului ecuatorial şi ecliptic la
momentul t (vezi figura 3.4).
65
N
φ
k
ρ
Eo
o
E
o
x
o
M
j
Γo
Figura 3.4.
La epoca de origine to punctul vernal ocup pozi ia fix o, la epoca t
ocup pozi ia ; o este înclinarea eclipticii fixe pe ecuatorul fix,
este
înclinarea eclipticii fixe pe ecuatorul mobil şi este înclinarea eclipticii mobile
pe ecuatorul mobil. Γo este definit de condi ia N o = NΓo şi se g seşte situat pe
ecliptica mobil .
Not m N o = φ , M = şi M o = ρ. Arcul o notat cu se numeşte
precesie luni-solar . Arcul
notat cu x se numeşte precesie planetar şi
reprezint deplasarea echinoc iului datorit deplas rii seculare a eclipticii.
Arcul Γo notat cu se numeşte precesie general în longitudine.
Arcul M notat cu
se numeşte precesie general în ascensie dreapt .
Unghiul k se numeşte precesie în latitudine, iar unghiul j se numeşte precesie
în declina ie. Cantit ile definite mai sus nu sunt independente între ele şi sunt
func ii de timp.
Mecanica cereasc ne d dezvolt rile urm toare, luând ca unitate de
timp anul tropic şi momentul ini ial ca fiind anul to = 1900:
=
1
·t +
=
o
+
1·
2
· t2 +
t +
2·
t2 + Ω
= − ( 17 ,234 + 0 ,000000174 · t ) · sin − 1 ,272 · sin 2⊗m
Ω = ( 9 ,210 + 0 ,000000009 · t ) · cos + 0 ,551 · cos 2⊗m
unde reprezint longitudinea mijlocie a nodului ascendent al orbitei lunare
pe ecliptic , ⊗m este longitudinea mijlocie a Soarelui, iar coeficien ii 1, 2,
o, 1, 2 din dezvolt rile de mai sus au valorile:
66
1
= 50 ,25641
o
= 23o 27 8 ,26
2
= 0 ,00011115
1
= − 0 ,46844
2
= − 0 ,0000006.
Aceste formule ne ajut s calcul m pozi iile medii ale planelor
fundamentale pentru epoca t. În practic este mai avantajos s se separe calculul
precesiei de cel al nuta iei. Neglijând termenii
şi Ω, formulele (1) descriu
fenomenul de precesie.
Casiopeia
Carul Mare
Carul Mic
•
Dragonul
Polul
eclipticii
Steaua polar
Steaua Vega
Leb da
Lira
Figura 3.5.
Pentru a afla perioada de mişcare a polului ceresc se ia
1.296.000 şi ob inem:
= 360o =
1.296.000 = 50 ,25641 · t + 0 ,00011115 · t2.
Solu ia acestei ecua ii de gradul al doilea este :
t ≈ 25.800 ani.
Varia ia polului face ca în zilele noastre rolul de stea polar s îl
joace steaua α din Ursa Mic care se g seşte la 1o10 de pol, iar în anul 2100 se
va afla la 27 de pol şi dup circa 12.000 de ani se va g si în apropierea stelei
Vega din constela ia Lira.
67
Efectul de nuta ie (N) a fost descoperit de astronomul englez James
Bradley în 1728 în timp ce analiza coordonatele unor stele. Explica ia corect a
cauzei sale nu a putut fi îns determinat decât 20 de ani mai târziu.
Figura 3.6. Nuta ia (N), precesia (P) şi rota ia (R) P mântului.
În astronomie, prin nuta ie se în elege varia ia unghiului pe care îl
face axa de rota ie a P mântului cu axa de precesie (perpendicular pe ecliptic ),
vezi figura 3.6. Aceast varia ie are un ciclu de circa 18,6 ani şi se consider c
îşi are originea în for a gravita ional cu care Luna ac ioneaz asupra geoidului
de rota ie al P mântului, dar şi de distribu ia inegal a maselor în interiorul
P mântului.
În afar de oscila ia cu o perioad de 18,6 ani mai exist şi o nuta ie
secundar , având o perioad scurt de timp de numai o lun , a c rei amplitudine
îns este de doar 0,01".
Pentru a vedea mai clar fenomenul de nuta ie vom considera un
sistem de axe xPmy, unde Pmx este tangenta în Pm la paralela ecliptic prin Pm,
dirijat în sensul creşterii precesiei, iar Pmy este tangenta la cercul de latitudine
cereasc a lui Pm îndreptat spre sud. Pm este pozi ia medie a polului ceresc. În
acest sistem de coordonate rectangulare, polul aparent P va avea coordonatele:
x = − 17 ,234 · sin
· sin
y = 9 ,210 · cos .
Aceste coordonate au fost ob inute folosind dezvolt rile lui
care au fost neglija i termenii foarte mici care depind de t şi de ⊗m .
68
şi Ω în
Π
• Pm
x
• P
y
Figura 3.7.
Efectuând calculul numeric, folosind pentru valoarea de 23o27 8 ob inem:
x = - 6 ,9 · sin
y = 9 ,2 · cos .
Aşadar, traiectoria polului nord aparent este elipsa dat de ecua ia:
x2
(6,9)
2
y2
+
(9,2)
2
=1
Faptul c perioada mişc rii, 18 ani şi 8 luni, este îns şi durata
revolu iei nodurilor orbitei lunare pe ecliptic , arat calea care duce la g sirea
cauzei fenomenului.
Planul orbitei lunare face cu ecliptica un unghi de 5o9 ; el
intersecteaz ecliptica dup linia nodurilor, nodul ascendent fiind acela în care
latitudinea Lunii trece de la valori negative la valori pozitive. Linia nodurilor
orbitei lunare retrogradând şi înclinarea acestei orbite pe ecliptic r mânând
aproape constant , înclinarea orbitei lunare pe ecuator variaz în timp de 18 ani
şi 8 luni între valorile:
• 23o27 + 5o9 = 28o36 (maxim, când nodul ascendent coincide cu punctul
) şi
• 23o27 - 5o9 =18o18 (minim, când nodul ascendent coincide cu echinoc iu
de toamn ).
Varia iile acestei înclin ri provoac varia ii ale cuplului perturbator exercitat de
Lun asupra umfl turii terestre ecuatoriale, varia ii care au aceeaşi perioad .
69
CAPITOLUL 4
TIMPUL ŞI CALENDARUL
4.1. M SURAREA TIMPULUI
Timpul, ca una din formele de existen a materiei, este unul şi
acelaşi dar difer originea şi unitatea sa de m sur .
În astronomie problema timpului se pune cu totul diferit deoarece în
observa iile efectuate se caut fixarea datei unui eveniment în raport cu o origine
determinat sau cu alte cuvinte aceast dat trebuie situat într-o scar de timp
uniform. În aceste condi ii, avem nevoie de un orologiu perpetuu, adic de un
orologiu care s func ioneze neîntrerupt şi care s poat m sura orice durate,
oricât de mari ar fi ele.
Mişcarea Soarelui reprezint etalonul dup care se determin timpul
iar denumirile pentru timp vor fi în func ie de mişcarea diurn a acestuia.
Timpul sideral reprezint timpul m surat prin unghiul orar al
punctului vernal ( ) cu planul orar al astrului şi se m soar pe ecuatorul ceresc în
sens direct de la 0o la 360o sau în unit i de timp de la 0 la 24 h, vezi figura 4.1.
Unitatea de m sur este ziua sideral , adic timpul scurs între dou culmina ii
consecutive ale punctului vernal. Submultiplii zilei siderale sunt ora, minutul şi
secunda sideral .
Punctul vernal ( ) este punctul în care drumul aparent al Soarelui
(ecliptica) intersecteaz ecuatorul ceresc, când trece din emisfera sudic în cea
nordic . Fiind un punct al sferei cereşti, punctul vernal particip la mişcarea
diurn împreun cu astrul, deci ascensia dreapt a astrului este constant . Se
admite c punctul vernal are o pozi ie fix pe sfera cereasc .
P
p
•
O
Ec
Ec
•
α
P
Figura 4.1. Coordonate ecuatoriale.
Coordonatele ecuatoriale α şi
h r ilor stelare.
sunt utilizate la întocmirea cataloagelor şi
70
Planul fundamental în acest sistem este planul ecuatorului ceresc, iar
axa fundamental este axa lumii. Planul definit de axa lumii şi astru se numeşte
planul orar al astrului şi el taie sfera cereasc dup un cerc mare numit cercul
orar al astrului.
P
p
•
Ec
Ec
O
H
P
Figura 4.2. Coordonate orare.
Coordonatele orare ale unui astru sunt:
• declina ia (δ) este unghiul format de raza corespunz toare astrului cu
planul ecuatorului ceresc. Acest unghi se m soar prin arcul de cerc orar
de la ecuatorul ceresc la astru şi variaz între 0o şi ± 90o. Uneori, în locul
declina iei se foloseşte distan a polar a astrului, notat cu p = 90o – .
Distan a polar este arcul de cerc orar cuprins între Polul Nord ceresc şi
astru şi având valori cuprinse între 0o şi 180o. Astrul descriind în mişcarea
sa diurn un paralel ceresc, declina ia şi distan a polar nu variaz cu
mişcarea diurn .
• unghiul orar (H) este unghiul format de meridianul ceresc al locului cu
cercul orar al astrului. Unghiul orar se m soar prin arcul de ecuator
ceresc de la meridianul ceresc locului pân la cercul orar al astrului şi
creşte propor ional cu timpul în mod uniform de la 0o la 360o (în sens
retrograd). Unghiul orar se poate exprima şi în unit i de timp având
valori cuprinse între 0 şi 24 h.
Unghiul orar al punctului vernal se numeşte timp sideral şi se noteaz
cu t vezi figura 4.2. Se observ c : t = α + H, deci timpul sideral la un moment
dat este suma dintre ascensia dreapt şi unghiul orar al unui astru oarecare.
Aceast rela ie face leg tura între sistemul de coordonate ecuatoriale şi sistemul
de coordonate orar. Dac astrul se afl la meridianul ceresc, unghiul orar este
zero, deci t = α, rela ie care se utilizeaz pentru determinarea timpului sideral
atunci când se cunoaşte ascensia astrului ce trece prin planul meridianului ceresc
sau pentru determinarea ascensiilor drepte ale aştrilor când se cunoaşte timpul
sideral.
71
Timpul sideral este utilizat în astronomie, dar în via a de zi cu zi nu
este util deoarece punctul vernal este un punct imaginar şi se determin prin
calcule matematice riguroase.
O alt unitate de timp o reprezint timpul solar adev rat. Prin timp
solar adev rat noi în elegem timpul m surat prin unghiul orar al centrului
Soarelui. Ca unitate de m sur se utilizeaz ziua solar adev rat , adic timpul
scurs între dou culmina ii superioare consecutive ale centrului Soarelui. Cu alte
cuvinte ziua solar adev rat începe la momentul culmina iei superioare a
centrului Soarelui adic la miezul zilei.
Dezavantajele timpului solar adev rat sunt urm toarele:
- Soarele adev rat, în mişcarea sa anual aparent , descrie o ecliptic şi nu
un cerc paralel cu ecuatorul.
- Mişcarea anual nu este uniform , vara fiind mai lent iar iarna mai
rapid .
Din aceste considerente s-a ales un Soare fictiv care descrie ecliptica
cu o mişcare uniform şi trece prin perigeu şi apogeu odat cu Soarele. Astfel
prin Soare mijlociu se în elege Soarele fictiv care parcurgând ecuatorul cu o
mişcare uniform trece prin punctul vernal odat cu Soarele.
Timpul mijlociu reprezint astfel timpul m surat prin unghiul orar al
Soarelui mijlociu. Unitatea de timp solar mijlociu este ziua solar mijlocie,
adic intervalul de timp dintre dou culmina ii inferioare consecutive ale
Soarelui mijlociu la meridianul locului. S-a ales culmina ia inferioar pentru ca
începutul zilei s aib loc în perioada de întuneric.
Leg tura dintre timpul adev rat şi timpul mijlociu este dat de rela ia:
Tmijlociu = Tadev rat +ΔT(ecua ia timpului),
unde ΔT reprezint o corec ie fiind o cantitate variabil a c rei valoare este dat
pentru fiecare zi din anuarele astronomice, iar m rimea ei poate s ajung la ±17
minute.
Toate timpurile de mai sus sunt timpuri locale deoarece sunt raportate
la meridianul locului. Principalul inconvenient este acela c difer de la o
localitate la alta iar utilizarea lor ar stingheri mult desf şurarea activit ilor chiar
în cdrul teritoriului aceleiaşi ri.
Din acest motiv s-a introdus timpul legal.
Timpul legal este singura form de m surare a timpului care este
adecvat pentru leg turile externe şi interne ale unei ri.
Oamenii au observat c globul poate fi împ r it în 24 de fuse orare
(un fus orar fiind suprafa a cuprins între dou meridiane care difer cu 15° ).
Avantajele timpului legal sunt:
a) pe o regiune întins toate localit ile au acelaşi timp;
b) la trecerea de la un fus orar la altul, timpul se schimb cu un
num r întreg de ore, minutele şi secundele fiind aceleaşi pentru toate localit ile
globului.
72
Meridianul origine, meridianul zero, a fost ales dup dezbateri
îndelungate meridianul pe care este situat Observatorul de la Grenwich din
Anglia, iar timpul corespunz tor acestui meridian se numeşte timp universal.
Timpul universal este un timp de referin folosit atât în astronomie
cât şi în via a de zi cu zi. În astronomie timpul universal se calculeaz prin
rela ia:
Tuniversal = Tmijlociu ± longitudinea,
unde semnul ,,+’’ se ia pentru longitudinea vestic , iar ,,-“ pentru longitudinea
estic .
În practic rela ia dintre timpul legal şi cel universal este:
T legal = Tuniversal ± n(ore),
unde n reprezint num rul de ordine al fusului orar, iar semnul ,,+” se aplic la
est,iar semnul ,,-” la vest.
Pentru ara noastr timpul legal este dat de rela ia:
T legal România = G.M.T. +2h,
unde G.M.T. înseamn timpul m surat la meridianul Greenwich.
Datorit faptului c în perioada prim verii şi verii Soarele lumineaz
mai mult, în unele ri s-a adoptat ora oficial de var , care are un avans de o or
fa de fusul orar.
În România ora de var a fost introdus din 1932 pân în 1943 şi
reintrodus din nou în 1979. Ora de var se introduce din ultima duminic a lunii
martie pân în ultima duminic din luna octombrie, adic este folosit aproape
şapte luni din anul calendaristic.
Datorit sistemului de fuse orare, la meridianul 180 ° exist o
decalare de 24 de ore între dou puncte vecine de o parte şi de alta a acestui
meridian, anume la est de meridian avem o dat , iar la vest avem aceeaşi or dar
cu o zi în urm . Cu alte cuvinte, este necesar o schimbare de dat , ori de câte
ori, se traverseaz acest meridian. Practic, pentru evitarea confuziilor, aceast
linie a fost conven ional deviat în aşa fel încât s se evite orice regiune locuit .
Atunci când se traverseaz acest meridian 180 ° mergând spre est, se scade o zi
din dat , iar când se traverseaz mergând spre vest, se adaug o zi la dat .
În 1967 în Sistemul Interna ional de Unit i de M sur s-a introdus
ca unitate de timp secunda de timp atomic cu durata de 9192631770 perioade
ale radia iei care corespunde tranzi iei între cele dou nivele de energie hiperfine
ale st rii fundamentale ale atomului de cesiu 133.
Men inerea orei exacte se face cu ajutorul unor ceasuri atomice
p strate în condi ii speciale. În România, la Observatorul Astronomic de la
Bucureşti, p strarea orei exacte se face cu ajutorul a dou orologii: unul cu cuar
şi unul atomic, putându-se m sura timpul cu o precizie de o miliardime de
secund .
73
4.2. CALENDARUL
În limbajul curent cuvântul calendar înseamn un indicator sistematic
(de exemplu în form de carte, agend sau tablou) al succesiunii zilelor,
s pt mânilor, lunilor şi anotimpurilor unui an.
Popoarele mari, înc din antichitate au folosit calendare bazate pe
modelul de calendar solar. Astfel egiptenii au avut primul calendar al unui an
de 360 zile împ r it în 12 luni. Mai târziu tot ei au adoptat un alt calendar în
care se atribuia anului calendaristic durata de 365 de zile. Cele cinci zile
suplimentare erau ad ugate la finele celei de-a dou sprezecea luni. Consecin a a
fost c lunile acestui an r t ceau cu timpul, trecând de la un anotimp la altul.
Aceşti ani erau numi i vagi sau r t citori.
Romanii aveau un calendar şi mai incomod. Anul avea la ei 355 de
zile, astfel încât, dup 2-3 ani, începutul anotimpurilor trecea în alte luni decât
cele prev zute pe cale astronomic . Pentru rectificare, un an oarecare se lungea
cu înc o lun , a treisprezecea lun a calendarului, numit mercedonius care
avea 22 de zile şi se intercala între 23 şi 24 februarie.
În anul 45 î.Hr. împ ratul Iulius Cezar a adoptat un calendar
elaborat de astronomul egiptean Sosigene. Acest calendar numit şi calendar
iulian avea trei ani consecutivi de 365 de zile (ani comuni), iar al patrulea de
366 de zile (an bisect). Totodat anul începea la 1 ianuarie în loc de 1 martie
(anul astronomic).
Incovenientul major al acestui calendar era acela c anul iulian era
mai lung decât anul astronomic, iar la 400 de ani r mânea în urm cu
aproximativ 3 zile.
În anul 1582 Papa Gregoriu al XIII lea a constatat c întârzierea
calendarului iulian era deja de 10 zile. Din acest motiv a f cut o reform pentru
eliminarea neajunsurilor calendarului iulian, decretând:
a) dup 4 octombrie 1582 s urmeze ziua de 15 octombrie, recuperând astfel
întârzierea de 10 zile;
b) ca anii seculari s fie bisec i numai anii la care num rul secolelor este
divizibil cu 4: adic 1600, 2000, 2400, etc.
Noul calendar se numeşte calendarul gregorian şi este în uz şi în
zilele noastre, iar în ara noastr a fost introdus de la 14 octombrie 1924, când
întârzierea calendarului iulian era de 14 zile.
Marele neajuns al calendarului gregorian este c r mâne în urm cu
1,2 zile la 4000 de ani, diferen care în zilele noastre este neglijabil .
Calendarele considerate au ca unitate de baz anul bazat pe perioada
mişc rii anuale aparente a Soarelui, motiv pentru care se numesc calendare
solare.
Exist şi calendare care au la baz perioada fazelor lunare, numit
perioad sinodic egal cu 29,5036 zile. Acestea sunt calendare lunare şi sunt
folosite de unele ri musulmane.
74
Observ m c , oricare ar fi tipul de calendar, el are ca unit i: anul,
luna, ziua. La acestea se mai adaug o alt unitate, s pt mâna, care, spre
deosebire de unit ile anterioare este o grupare de şapte zile, fiecare dintre ele
fiind închinat înc din vechime câte uneia din cele şapte planete, deoarece atât
Soarele cât şi Luna erau considerate tot planete în antichitate.
Problema fundamental a oric rui calendar este data de la care se
începe num r toarea anilor, numit şi er calendaristic .
Romanii num rau anii începând cu întemeierea Romei (ab Urbe
condita).
Lumea creştin num r anii de la data naşterii lui Hristos. Aici
Dionisius, cel care a calculat data naşterii lui Hristos, a f cut dou erori de calcul
ale anului şi anume: Iisus s-a n scut în timpul domniei lui Augustus, dar în
primii 4 ani, acesta a domnit sub numele de Octavian, deci 4 ani la care se
adaug şi anul 0. Din Biblie ştim c cei trei magi au fost c l uzi i spre locul de
naştere al pruncului Iisus de o stea. Ei aveau cunoştin e solide de astronomie, iar
steaua, pe care o urm reau, era defapt chiar Jupiter, considerat steaua regilor .
De aici, s-a dedus c , defapt Iisus s-a n scut pe data de 17 aprilie anul 6 î.Hr.
Cu toate acestea noi vom s rb tori Naşterea Domnului tot pe data de 25
decembrie.
Divergen e sunt şi în ceea ce priveşte stabilirea datei S rb torilor
Pascale datorit faptului c reprezentan ii Bisericii Ortodoxe folosesc un
algoritm de calcul bazat pe calendarul iulian, corectat cu diferen a aferentǎ fa ǎ
de calendarul gregorian, iar catolicii folosesc pentru calcul calendarul gregorian.
Dr. Ovidiu Vǎduvescu, profesor la Institute of Astronomy,
Universidad Catolica del Norte, Antofagasta, Chile a creat o metodǎ nouǎ de
calcul bazatǎ pe datele astronomice clasice ale echinoc iului de primǎvarǎ şi
fazele Lunii, gǎsind compatibilitǎ i şi diferen e, cum era normal.
Iatǎ câteva dintre rezultatele ob inute prin metoda Vǎduvescu:
ANUL
2001
2002
2003
2004
2005
2006
2007
2008
2009
2010
2011
2012
ORTODOX
9 aprilie
5 mai
27 aprilie
11 aprilie
1 mai
23 aprilie
8 aprilie
27 aprilie
19 aprilie
4 aprilie
24 aprilie
15 aprilie
CATOLIC
9 aprilie
31 martie
20 aprilie
11 aprilie
27 martie
16 aprilie
8 aprilie
23 martie
12 aprilie
4 aprilie
24 aprilie
8 aprilie
75
ASTRONOMIC
2 aprilie
31 martie
20 aprilie
4 aprilie
24 aprilie
16 aprilie
1 aprilie
20 aprilie
12 aprilie
4 aprilie
17 aprilie
8 aprilie
2013
2014
2015
2016
2017
2018
2019
2020
2021
2022
5 mai
20 aprilie
12 aprilie
1 mai
16 aprilie
8 aprilie
28 aprilie
19 aprilie
2 mai
24 aprilie
31 martie
20 aprilie
5 aprilie
27 martie
16 aprilie
1 aprilie
21 aprilie
12 aprilie
4 aprilie
17 aprilie
31 martie
13 aprilie
5 aprilie
24 aprilie
16 aprilie
1 aprilie
21 aprilie
12 aprilie
28 martie
17 aprilie
Observǎm cǎ nu existǎ o periodicitate, pe de o parte datoritǎ
algoritmilor diferi i de calcul, iar pe de altǎ parte şi datoritǎ faptului cǎ punctul
vernal, pe baza cǎruia se calculeazǎ echinoc iul de primǎvarǎ (21 martie), este un
fenomen care variazǎ în timp, în func ie de momentul când longitudinea Soarelui
este zero. Interesant este faptul cǎ în anii 2010 şi 2017 coincid datele calculate.
Aceste trei date, calculate prin aceastǎ metodǎ originalǎ, vor mai coincide în:
2028, 2034, 2041, etc.
76
CAPITOLUL 5
NO IUNI ELEMENTARE DE MECANIC CEREASC
5.1. MIŞCAREA APARENT A PLANETELOR
ŞI EXPLICA IA ACESTEI MIŞC RI
Astronomii din antichitate au observat c în timp ce marea
majoritate a aştrilor nu-şi schimb pozi ia unii în raport cu al ii (reciprocitate),
unii dintre aştri r t cesc printre stele prin diferitele constela ii zodiacale. Din
acest motiv au fost denumi i planete (din cuvântul grecesc planetos care în
traducere înseamn r t citor).
În acelaşi timp au observat c planetele nu scânteiaz la fel ca stelele (a
c ror luminozitate şi culoare variaz continuu datorit perturba iilor induse de
atmosfera terestr ), iar dac sunt privite prin lunet diametrul lor creşte în
func ie de puterea de m rire a lunetei.
În antichitate Soarele şi Luna erau considerate planete deoarece îşi
schimbau pozi ia fa de stele care erau fixe. Num rul de planete era şapte şi de
aici şi denumirea zilelor s pt mânii. Totodat au observat c unele se deplasau
când în sens direct, când în sens retrograd, trecând de la un sens la altul printr-o
oprire aparent numit sta ie.
Din acest motiv planetele Mercur şi Venus au fost numite
inferioare, deoarece erau considerate ca ,,mai jos” decât Soarele. Azi ştim c
cele dou planete descriu orbite eliptice în jurul Soarelui, dar fiind situate între
Soare şi P mânt traiectoria lor observat este una sinuoas exact ca în figura 5.1.
Figura 5.1. Traiectoria unei planete inferioare.
Astfel ele pot fi v zute fie seara dup apusul Soarelui, fie diminea a
înainte de r s ritul Soarelui. Celelalte planete Marte, Jupiter şi Saturn au fost
numite superioare fiind considerate ,,mai sus” decât Soarele. O planet
77
superioar
Soarele.
se îndep rteaz de Soare, descrie o bucl , apoi ajunge din urm
Aceste traiectorii aparent f r nicio logic au constituit tocmai
punctul de plecare al astrologiei. Astrologii consider c pot citi viitorul unui om
în func ie de pozi ia astrelor. To i marii conduc tori ai lumii antice aveau câte un
astrolog renumit, iar obliga ia acestora era ca s observe în permanen cerul.
Tocmai observa iile independente ale astrologilor au furnizat o serie de date
astronomilor, care interpretate just mai târziu, au permis descoperirea legilor
mecanicii cereşti.
Pe baza observa iilor f cute s-a n scut ideea sistemului geocentric în
care P mântul este fix, aflat în centrul Universului. Acest sistem a fost sus inut
de Platon (427-347 î.Hr.), dar au fost şi idei revolu ionare pentru acea vreme
care au presupus c Soarele, fiind mai mare, trebuie aşezat în centrul Universului
aşa cum a propus Aristarh din Samos (sec.3 î.Hr.), iar P mântul s fie considerat
o planet oarecare ce se roteşte în jurul axei proprii şi în jurul Soarelui.
Ideea lui Aristarh a fost sus inut de Nicolaus Copernic care a
demonstrat c P mântul este o planet ce se mişc în jurul Soarelui, orbitele lui
Mercur şi Venus nu cuprind P mântul spre deosebire de celelalte planete.
Sistemul heliocentric al lui Copernic statueaz urm toarele:
a) Soarele şi stelele sunt fixe.
b) Planetele: Mercur, Venus, P mânt, Marte, Jupiter şi Saturn efectueaz
mişc ri de revolu ie în jurul Soarelui.
c) P mântul pe lâng mişcarea de revolu ie în timp de un an în jurul
Soarelui mai are o mişcare de rota ie diurn în jurul axei proprii.
d) Toate mişc rile au acelaşi sens.
Sistemul copernican a avut atât partizani înfl c ra i cât şi opozan i pe
m sur . Cel care a adus dovezi incontestabile pentru sus inerea sistemului
heliocentric a fost Galileo Galilei (1564-1642) care, dup ce a construit prima
lunet astronomic în 1609, a putut vedea mai mult decât toat omenirea pân la
el. Astfel, Galilei a putut s :
a) vad suprafa a accidentat a Lunii şi s ajung la concluzia c nu exist
deosebire dintre ceresc şi p mântesc aşa cum sus inea Aristotel;
b) descopere cei patru mari sateli i ai lui Jupiter: Io, Europa, Genimede şi
Calipso;
c) decopere fazele planetei Venus precum şi varia ia diametrului s u
aparent, de unde a dedus c Venus primeşte lumina de la Soare şi se
roteşte în jurul acestuia;
d) descopere petele de pe suprafa a Soarelui şi cu ajutorul lor rota ia
Soarelui în jurul axei sale;
e) vad Calea Lactee descompunându-se într-o mul ime de stele mici şi s
ajung la concluzia c Universul, care este foarte mare, nu se poate roti
în jurul P mântului în 24 de ore.
78
Observa iile sale şi descoperirile f cute de el au fost atât de
revolu ionare pentru acele timpuri, încât inchizi ia l-a obligat s renege toate
afirma iile sale care sus ineau sistemul heliocentric. Galilei, datorit faptului c
spre b trâne e a orbit şi nu mai putea cerceta cerul , dar şi inând cont de sfârşitul
tragic al lui Giordano Bruno, oficial şi-a renegat ideile heliocentrice, dar cu
în elepciunea omului de geniu şi-a pus ideile, în lucrarea ,,Dialog despre cele
dou sisteme principale ale lumii”, ap rut în 1632, în gura a dou personaje
imaginare. Legenda spune c dup ce aieşit din sala de judecat a murmurat: E
PUR SI MUOVE adic ŞI TOTUŞI SE MIŞC .
A fost obligat s -şi petreac restul zilelor în localitatea Arceti lâng
Floren a. Este considerat p rintele astronomiei moderne.
5.2. MIŞCAREA REAL A PLANETELOR
Astronomul danez Tycho Brache (1546-1601), cât timp a lucrat ca
astronom imperial la Observatorul din Praga, a adunat un bogat material
observa ional, cu erori de 2’-3’, cu scopul de a confirma teoria lui Ptolemeu. El
nu a putut concretiza rezultatele observa iilor sale excep ionale, inând cont de
modestia instrumentelor sale, poate şi datorit faptului c fiind o fire
petrec rea nu a avut luciditatea necesar de a analiza şi concretiza rezultatele
observa iilor lui. Un episod tragico-comic din via a sa aventuroas a fost acela
când în urma unui duel şi-a pierdut nasul, fiind obligat s poarte o masc cu
nasul de aur.
Asistentul s u, Johann Kepler (1581-1630), a valorificat observa iile
de excep ie a lui Tycho Brache f când o analiz atent şi astfel a stabilit legile
dup care se mişc planetele, numite Legile lui Kepler.
Legea întâi afirm c fiecare planet descrie o mişcare pe o orbit
eliptic , Soarele aflându-se într-unul din focare.
Legea a doua ne spune c raza vectoare pornind de la planet m tur
arii egale în intervale de timp egale.
Observa ie: prin raz vectoare a planetei se în elege segmentul de
dreapt orientat care uneşte planeta cu centrul Soarelui vezi figura 5.2.
Figura 5.2.
79
Pe baza acestei legi se deduce c viteza unei planete este mai mare la
periheliu şi mai mic la afeliu.
Legea a treia afirm c p tratele perioadelor de revolu ie (T) sunt
propor ionale cu cuburile semiaxelor mari(a3) ale orbitelor.
Cunoscând datele referitoare la P mânt, ca şi perioada de revolu ie a
planetei, se poate calcula semiaxa mare a, a orbitei planetei dup rela ia:
T2
TP
2
=
a3
aP
3
.
Legilor lui Kepler li se mai pot ad uga urm toarele;
a) toate orbitele planetare sunt parcurse în acelaşi sens;
b) planele orbitelor planetare sunt aproape confundate cu planul
eclipticii, planul orbitei lui Marte fiind înclinat cu 7° fa de planul
eclipticii, al planetei Venus cu 3°24’, iar pentru celelalte planete
înclin rile sunt mai mici de 2°.
5.3. LEGEA ATRAC IEI GRAVITA IONALE
Legile lui Kepler au ar tat c Universul se afl în armonie dar nu au
reuşit s explice aceast armonie şi cauza care face ca planetele s descrie orbite
eliptice în jurul Soarelui.
Pornind de la legile lui Kepler savantul englez, sir Isaac Newton
(1643-1727), a descoperit legea atrac iei gravita ionale ar tând c , în sistemul
solar, Soarele atrage planetele cu o for direct propor ional cu masele lor şi
invers propor ional cu p tratul distan ei dintre Soare şi planet , iar pe baza
principiului ac iunii şi reac iunii, el presupune c şi planeta respectiv , care are
masa m, atrage Soarele de mas M cu aceeşi for , adic :
F= f
mM
,
d2
unde: m este masa planetei, M masa Soarelui, d este distan a de la Soare la
planet iar f reprezint un factor de propor ionalitate, care este o constant ce nu
depinde de corpurile cereşti alese, având o valoare determinat experimental:
f = 6,67· 10 −11
80
Nm 2
.
kg 2
5.4. PROBLEME DE MECANIC CEREASC
Legea atrac iei universale, descoperit de Newton, ne explic
convenabil modul în care se produce mişcarea planetelor şi a corpurilor cereşti,
în general, îns nu ne furnizeaz şi legile de mişcare ale corpurilor. În
consecin , problema fundamental a mecanicii cereşti o constituie tocmai
determinarea legilor de mişcare ale corpurilor.
Presupunem c avem numai dou corpuri, care se mişc fiecare sub
ac iunea for ei de atrac ie a celuilalt. Acest tip de problem care presupune
aflarea legilor de mişcare a celor dou corpuri se numeşte problema celor dou
corpuri. Pentru a simplifica şi mai mult lucrurile se consider unul din corpuri
fix şi se determin mişcarea celui de-al doilea în raport cu primul. O astfel de
mişcare se numeşte mişcare relativ .
Legile mişc rii ce rezult din calcule reprezint legile generalizate
ale lui Kepler:
1) Un corp descrie o mişcare pe o triectorie elipsoidal , paraboidal sau
hiperboloidal , în jurul primului aflat într-unul din focare.
2) Razele vectoare descriu în planul orbitei arii propor ionale cu timpul.
3) Raportul dintre produsul p tratului perioadei de revolu ie a unei
planete şi suma dintre masa Soarelui şi a planetei, şi cubul semiaxei mari este
constant, ca în rela ia urm toare:
T 2 (M + m ) T1 (M + m1 )
=constant.
=
3
a3
a1
2
Legile generalizate sunt valabile pentru mişcarea oric ror dou
corpuri: comete, sateli i artificiali, rachete, stele duble, etc., iar din cea de-a treia
se pot determina masele corpurilor cereşti.
Dac avem mai multe corpuri, cazul real, atunci problema celor dou
corpuri devine problema celor n corpuri. O astfel de problem este imposibil
de rezolvat deoarece num rul de necunoscute dep şeşte num rul de ecua ii. Din
matematic ştim c un sistem de ecua ii are solu ii exacte dac num rul de
ecua ii este cel pu in egal cu num rul de necunoscute. Pentru a ieşi din acest
impas tot natura ne ofer un ajutor pre ios. Ştim c for a atractiv variaz invers
propor ional cu p tratul distan ei ori în acest caz ac iunea majorit ii corpurilor,
aflate la distan e foarte mari, devine neglijabil . Astfel r mân doar un num r
limitat de corpuri care se iau în considerare. Dintre toate acestea unul se
consider fix (de exemplu Soarele pentru c are masa extrem de mare) care
imprim celuilalt o mişcare conform cu legile lui Kepler. Celelalte corpuri
produc doar mici devia ii de la orbita astfel calculat , devia ii ce poart numele
de pertuba ii. În cursul miliardelor de ani perturba iile se compenseaz
nemodificând structura sistemului solar. Stabilitatea sistemului solar este
dovedit de îns şi existen a noastr .
81
Astronomul român Spiru Haret (1851-1912) a dovedit c axele mari
ale orbitelor planetare prezint mici varia ii seculare. De asemenea, un alt
reprezentant de marc al astronomilor români, profesosorul Nicolae Coculescu
(1866-1952) a adus contribu ii pre ioase în problema perturba iilor, iar
rezultatele sale au fost folosite de matemacianul francez H. Pointcarè în
elaborarea tratatului s u de mecanic cereasc .
5.5. DESCOPERIREA PLANETELOR TRANSSATURNIENE
Marea majoritate a astronomilor au fost amatori, dar dragostea lor
pentru cercetarea bol ii cereşti a ajutat omenirea s p trund în în elegerea
spa iul infinit, în descifrarea a cât mai multe din tainele Universului.
În acest sens englezul Wiliam Herschel (1738-1822) cu ajutorul
telescopului construit de el descoperea cea de-a şaptea planet în ordinea
distan elor de la Soare şi anume planeta Uranus.
Studiind mişcarea acestei planete la începutul secolului al XIX–lea
astronomii au pus în eviden perturba ii, care nu puteau fi atribuite în întregime
planetelor cunoscute. Au emis ipoteza c o alt planet necunoscut ar fi cauza
acestor perturba ii. Pentru rezolvarea acestei probleme francezul Urban Le
Verrier (1811-1877) a determinat masa, orbita şi pozi ia ei la un moment dat.
Calculul hârtiei mai trebuia îns demonstrat şi de aceea în septembrie 1846 la
cererea sa astronomul Johann Gottfried Galle de la Universitatea din Berlin a
fost convins s caute planeta. Neptun a fost descoperit în seara de 23
Septembrie 1846, la 52 de locul pe care l-a prev zut Le Verrier şi la
aproximativ 1° de locul prev zut de Adams. Astronomul englez Adams
rezolvase aceeaşi problem înaintea francezului, dar neîncrederea compatrio ilor
s i a f cut ca întâietatea s -i revin lui Le Verrier. Ast zi amândoi sunt
considera i descoperitorii planetei, care a fost numit Neptun, dup numele
zeului roman al m rilor.
Chiar dup descoperirea planetei Neptun mai r mâneau nejustificate
o parte din din perturba iile planetei Uranus, care indicau existen a unui corp
ceresc transneptunian. De aceea astronomii şi-au unit eforturile şi în 1930 Clyde
W. Tombaugh, astronom american, la 18 februarie a anun at descoperirea unui
nou corp ceresc. Noul corp ceresc a fost numit Pluto, dup zeul întunericului, al
lumii umbrelor în mitologia roman .
Astronomia modern , în general, şi cea spa ial , în special, a adus noi
informa ii despre marginile sistemului nostru solar, iar prin metoda perturba iilor
s-au pus în eviden stele care au un sistem planetar propriu confirmînd
previziunea de acum peste 400 de ani a lui Giordano Bruno, aceea c sistemul
nostru solar nu este unic în Univers.
82
CAPITOLUL 6
METODE ŞI INSTRUMENTE PENTRU
STUDIULUI UNIVERSULUI
Cea mai simpl metod de studiu al aştrilor este observa ia direct , cu
ochiul liber. Ea a fost singura metod disponibil la îndemâna astronomilor pân
în anul 1609, când Galileo Galilei a inventat luneta astronomic .
În afar de performan a instrumentelor folosite, un observator situat
pe P mânt mai are o serie de dificult i pe care trebuie s le dep şeasc ,
deoarece îns şi existen a atmosferei terestre presupune existen a fenomenului de
refrac ie a luminii, iar turbulen ele atmosferice îngreuneaz şi mai mult
cercetarea. Cu toate acestea un observator terestru îşi d seama de existen a
corpurilor cereşti prin lumina pe care o primeşte de la ele.
Din fizic cunoaştem c orice corp emite radia ii pe toate lungimile
de und . Atmosfera terestr las s treac radia iile din domeniul optic (lumina)
şi cel al undelor radio. Ambele tipuri de radia ii sunt de natur electromagnetic
şi se deplaseaz cu viteza de 300.000 km/s în vid. Domeniile în care se pot face
cele dou tipuri de observa ii se numesc ferestre.
Din acest motiv s-au dezvoltat dou categorii de metode şi respectiv
instrumente de observare:
* optice ( astronomice);
* radioastronomice.
6.1. INSTRUMENTE OPTICE
Instrumentele optice sunt mijloace de cercetare ale aştrilor folosite de
astronomi în domeniul spectral numit fereastr optic .
Cele mai importante sunt:
a)Luneta astronomic este un instrument optic care are ca obiectiv
un sistem de lentile, dar posibilit ile de construc ie limiteaz la 1m diametrele
lentilelor. Cel mai cunoscut tip de lunet , luneta lui Kepler, este monocular , are
un focar mai scurt dar care, în comapra ie cu luneta astronomic , realizeaz o
imagine de perspectiv .
În figura 6.1. este prezentat schema de principiu a lunetei, unde:
• Obiectivul (1) produce o imagine real şi r sturnat (5) a obiectului (4),
situat departe de observator.
• Prin lentila ocularului (2) lumina ajunge la ochi (3), care vede o imagine
virtual m rit (6).
• M rirea imaginii depinde de distan a focal a lentilei obiectivului şi
ocularului .
83
Figura 6.1. Luneta lui Kepler.
În România, Observatorul de la Bucureşti dispune de o lunet ce are
lentilele la obiective cu un diametru de 38 cm şi distan ele focale de 6 m.
b)Telescopul (din cuvintele greceşti tele=departe, skopein=a cerceta,
a examina) este un instrument optic care are ca obiectiv o oglind parabolic .
Deşi sunt mai greu de mânuit, telescoapele sunt mai mari decât lunetele dar
oglinzile se construiesc mai uşor, iar puterea de m rire creşte sim itor.
Telescopul optic formeaz imagini ale cerului relativ apropiate şi m reşte
luminozitatea aparent a aştrilor, permi ând distingerea detaliilor şi observarea
mai multor stele decât cu ochiul liber. Obiectivul telescopului este constituit
dintr-o oglind (sau un sistem de oglinzi) de sticl metalizat de form
paraboloidal , care poate atinge chiar şi 11 m în diametru. Cu ajutorul unei
oglinzi plane sau curbe, imaginea dat de obiectiv este îndreptat spre un ocular,
vezi figura 6.2:
Figura 6.2. Schema de principiu a unui telescop.
84
Comparativ cu luneta astronomic , telescopul are ca avantaje:
• posibilitatea construirii obiectivelor de diametre mari;
• lipsa abera iilor cromatice;
• efecte de difrac ie mai mici;
• putere separatoare şi grosisment superior.
Telescopul optic poate fi utilizat atât pentru observarea direct , cât şi
pentru cercet ri fotografice sau spectroscopice. La perfec ionarea telescopului au
contribuit, printre al ii, Cassegrain, W. Herschel, J. Herschel, Foucault, Schmidt.
Imaginea corpului ceresc format în focar este privit cu un ocular.
Din cauz c ochiul nu este îndeajuns de sensibil şi oboseşte uşor, instrumentele
performante au ocularul înlocuit cu o camer fotografic în care placa
fotografic este mai sensibil şi acumuleaz mai mult lumin de la aştri.
La noi, Observatoarele din Bucureşti şi Cluj dispun de telescoape cu
oglinzi cu un diametru de 50 cm .
6.2. METODE DE CERCETARE ALE ASTROFIZICII
Astrofizica cerceteaz energia pe care o radiaz un astru. Aceast
energie depinde de compozi ia chimic a materiei şi de condi iile fizice ale
astrului respectiv.
Fizicianul german Gustav Kirchhoff a descoperit în anul 1861 c un
corp emite o anumit radia ie (spectru) atunci când este supus sub ac iunea unei
desc rc ri electrice. Aceste spectre sunt specifice fiec rui corp şi reprezint
chiar un „cod de identificare“ al elementului respectiv.
Din aceast cauz dac energia primit de la un astru este suficient
atunci cu ajutorul unui spectroscop se poate studia fiecare radia ie în parte, vezi
figura 6.3.
Figura 6.3. Spectrul solar.
Aceast metod de cercetare este numit spectroscopie. Prin metoda
spectroscopic în anul 1868 s-a descoperit în spectrul Soarelui un element nou,
necunoscut pân atunci pe P mânt, care a fost numit heliu. Ulterior heliul s-a
g sit şi în componen a substan elor terestre.
85
Dac energia primit de la un astru este prea mic atunci se poate
studia radia ia global , adic se foloseşte metoda fotometric ce const în
fotografierea astrului respectiv şi apoi se analizeaz imaginea ob inut .
În cazul stelelor foarte îndep rtate energia primit de la ele nu este
suficient pentru a da un spectru dar cu ajutorul fotometrului putem determina
unele caracteristici ale stelei (luminozitatea, temperatura, culoarea, dimensiunile
ei, etc.). Desigur c informa iile furnizate prin metoda fotometric sunt mult mai
modeste decât cele furnizate de prin metoda spectroscopic , dar sunt singurele
pe care le avem la dispozi ie.
S-a ajuns astfel la o concluzie important şi anume aceea c toate
corpurile cereşti sunt formate din aceleaşi elemente care se g sesc în sistemul
periodic al elementelor chimice, cu alte cuvinte materia din Univers este
unic .
6.3. RADIOASTRONOMIA
A doua fereastr a atmosferei terestre ce permite observarea aştrilor
foloseşte instrumente numite radiotelescoape, care capteaz undele radio
provenite de la aştri.
Radioastronomia este o ramur relativ tân r a astronomiei. În anul
1932 inginerul american Jansky studia parazi ii atmosferici cu ajutorul unei
antene mobile. La un moment dat zgomotul de fond a crescut atunci când antena
era îndreptat într-o anumit direc ie. Dup ce se scurgea o zi, revenea. Jansky
şi-a dat seama c zgomotele captate erau de natur extraterestr , fiind emisii
radio ale C ii Lactee.
In cinstea lui a fost denumit unitatea de m sur folosit în
radioastronomie:
1Jansky = 1Jy = 1·10-26 W/m2Hz.
Deoarece aceast descoperire pe atunci n-a avut un ecou deosebit în
lumea astronomilor, primul radiotelescop va fi construit în anul 1937 de c tre
inginerul american Grote Reber (1911-2002) din Wheaton, Illinois, iar în cinstea
lui este denumit Grote asteroidul 6886. În Germania este construit în 1956
primul radiotelescop mobil (cu un diametru al antenei de 25 m) „Stockert”
(Astropeiler) de lâng „Eschweiler” în Eifel (din 1999 obiect de muzeu).
Radiotelescopul care este un instrument astronomic de m sur
prev zut cu antene speciale, folosit la recep ionarea şi la studierea în domeniul
spectral al undelor radio (cuprinse între frecven ele de la câ iva kHz pân la 3
GHz) emise de corpurile cereşti.
Cele mai multe radiotelescoape au o anten din metal parabolic ,
care joac rolul unei oglinzi concave de a concentra prin reflexie într-un focar
undele recep ionate. Azi radiotelescoapele constau din mai multe antene
parabolice (engl. Arrays = ordonare, aşezare, serie, câmp), ca în figura 6.4.
86
Antenele unui sistem Arrays sunt legate între ele, astfel suprafa a
fiec rei antene cumulat constituie o suprafa global mare, avantajul este c
pot fi observat concomitent mai multe obiecte (surse) cereşti, azi astfel de
raditelescoape ob in imagini comparabile cu imaginile telescopului optic.
Sunt radiotelescope fixe (fixate permanent spre zenit) sau mobile care pot fi
rotite, m rind cosiderabil domeniul de recep ie. Calitatea rezultatelor ob inute e
influen at numai par ial de diametrul antenei, aceast valoare fiind completat de
sensibilitatea instrumentelor care detecteaz impulsurile primite.
Figura 6.4. Radiotelescop Arrays.
În timp ce telescoapele mari pot recep iona unde radio cu lungimile
de und cuprinse între metri şi câ iva centimetri, telescoapele mai mici, ca
telescopul IRAM din Spania sau KOSMA din Elve ia cu diametrul antenei de
30 m poate recep iona unde care au lungimi de ordinul milimetrilor.
Radiotelescoapele sunt utilizate şi la observarea corpurilor cereşti, prin
recep ionarea datelor emise de sondele spa iale îndep rtate. Fizica ne spune c
atomii de hidrogen emit unde radio cu lungimea de 21cm. Aceast descoperire a
fost cu atât mai important cu cât hidrogenul este cel mai r spândit element din
Univers.
Studiindu-se am nun it cerul cu ajutorul radiotelescoapelor au fost
identificate numeroase radiosurse, multe având corespondent optic.
Radioundele pot fi utilizate nu numai pentru a ob ine informa ii
asupra unor mari îngr m diri de materie, ci şi ca insrument al omului pentru
explorarea aştrilor, astfel radioastronomia a furnizat observa ii uimitoare, care
au completat pe cele cunoscute din cercet rile optice.
Cel mai mare Radiotelescop fix din lume este telescopul rusesc
RATAN 600 din Republica Karaciai-Cerchez , iar cel mai mare Radiotelescop
mobil din lume (diametrul antenei 100x110 m) este Robert C. Byrd Green Bank
Telescope apar inând Green-Bank - Observatoriums in West Virginia, USA pe
locul doi urmeaz 100m - Radiotelescop ce apar ine institului radioastronomic
Max Planck din Bonn şi este amplasat în apropiere de Effelsberg în Eifel,
Germania.
87
Cel mai mare Radiotelescop din categoria milimetrilor de lungimi de
und recep ionate este radiotelescopul cu diametrul de 50 m din Puebla Mexic,
iar cel mai mare Radioteleskop-Array este Very Large Array din Socorro, New
Mexico, USA cu 27 de telescoape fiecare cu un diametru de 25 de m amplasate
sub forma literei Y. Un proiect important al radioastronomiei este stabilirea
hidrogenului în Univers ca indicator al existen ei unei galaxii, în emisfera sudic
acest proiect este deja încheiat, datele cele mai multe au fost g site cu ajutorul
Radiotelescopului-Parkes din Australia .
6.4. OBSERVATOARE ASTRONOMICE
Astronomii profesionişti îşi desf şoar activitatea în observatoare
astronomice dotate cu instrumente şi aparatur de de vârf. Azi munca
astronomilor din marile observatoare astronomice de la Pulkovo, Mount
Palomar, ş.a. este sus inut şi de astronomii români.
Astfel la Observatorul din Bucureşti, fondat de prof. N. Coculescu în
anul 1908, se lucreaz la întocmirea de cataloage stelare, la probleme de
mecanic cereasc , contribuind la studiul fotosferei şi cromosferei solare, la
studiul sateli ilor artificiali ai P mântului. Totodat , efectueaz şi studii de
astrofizic (fizica aştrilor): structura intern a stelelor, stelelor variabile şi
stelele fotometrice duble, precum şi studii de astronomie galactic şi
extragalactic .
Observatoarele din Cluj (fondat de Gh. Bratu şi Gh. Demetrescu),
Timişoara (fondat de I. Ciurea) şi cel din Iaşi studiaz stelele variabile, sateli ii
artificiali, efectueaz cercet ri solare, etc.
Amplasarea observatoarelor astronomice trebuie aleas astfel încât
atmosfera terestr s fie rarefiat pentru a nu produce turbulen e şi al i factori
perturbatori.
Cu toate acestea, datele ob inute sunt perturbate. Pentru o precizie
mult mai mare a fost lansat în 1990 telescopul Hubble. Ideea a fost aceea c în
spa iul cosmic nu exist atmosfer şi, implicit, observa iile nu vor avea de
suferit. Telescopul spa ial Hubble care are mai multe avantaje fa de un
telescop terestru, dintre care amintim doar:
• imaginea clar , f r turbulen e atmosferice;
• poate capta lungimi de und care nu pot fi detectate de niciun aparat
terestru.
Cea mai tân r ramur a astronomiei este astronomia spa ial , iar
N.A.S.A. a lansat programul spa ial ,,Great Observatory“ prin care se încearc
ob inerea de informa ii de baz pentru astronomie, astrofizic , cosmologie, ş.a.
88
CAPITOLUL 7
SISTEMUL SOLAR
7.1. FORMAREA SISTEMULUI SOLAR.
COMPOZI IA SISTEMULUI SOLAR
Dac , la începuturile omenirii, anticii au cl dit monoli i, piramide şi
temple pentru a sl vi divinit ile şi pentru a prevedea venirea anotimpurilor,
odat cu inventarea primelor instrumente optice, astronomii acelor vremuri au
v zut un altfel de Univers, f r zei, populat doar cu planete, stele şi nori imenşi
de gaz şi praf interstelar.
În anul 1755 filozoful german Immanuel Kant (1724-1804) a emis o
teorie, revolu ionar pentru acea vreme, şi anume c Universul s-a format dintro nebuloas . Aceast teorie, a nebuloasei originare, care este defapt una dintre
primele teorii moderne asupra form rii Universului, sus inea c la rândul ei a
dat naştere la alte nebuloase care prin condensare au dat naştere la alte corpuri:
stele, planete, etc.
În acord cu teoria kantian cercet torii au stabilit c nebuloasa din
care s-a format sistemul nostru solar şi-a început colapsul în urm cu peste 4,6
miliarde de ani în urm . Probabil s-a rotit în spa iu de la începutul existen ei
sale, iar odat intrat în colaps a început s se roteasc mai repede. În urma
contrac iei, energia s-a concentrat într-un spa iu mai mic în centru formându-se
un bulb, un nucleu de materie, care dup un timp a început s lumineze dând
naştere protostelei care a devenit mai târziu Soarele nostru. Pe m sur ce
valoarea temperaturii s-a m rit, ajungând la valoarea critic de zece milioane de
grade Celsius, a început s se declanşeze fuziunea nuclear .
Acest lucru se întâmpla acum 4,5 miliarde de ani când a luat naştere
Soarele nostru. La naşterea sa, se pare c , Soarele a fost moşit şi de un violent
eveniment cosmic şi anume moartea exploziv a unei alte stele, o supernov .
Undele de şoc rezultate în urma exploziei au comprimat gazul din materia
nebuloasei. Dup ce a fost comprimat suficient a intrat în colaps astfel c în
interiorul norului, în jurul Soarelui, au ap rut planetele. Cum au reuşit
particulele de praf s formeze aglomer ri masive ?. R spunsul la aceast
întrebare este surprinz tor de simplu şi anume acela c în imponderabilitate
firicelele de praf prin frecare s-au unit electrostatic, astfel c bulg rele de
particule şi-a m rit masa pân la o valoare critic ce a declanşat ac iunea
for elor gravita ionale. Acest proces este cunoscut sub numele de acre ie. Prin
efectul bulg relui de z pad , în circa un milion de ani, aglomer rile au devenit
tot mai mari, continuând s creasc pân când au devenit, din protoplanete,
planete.
Gravita ia a men inut planetele pe orbit în jurul Soarelui, le-a dat o
form sferic , dar compozi ia lor chimic se datoreaz temperaturii la care se
afla materia din care s-au format.
89
La început materia din jurul protostelei era fierbinte, adic în stare
gazoas . Pe m sur ce s-a r cit, materia a început s se condenseze, dar în jurul
Soarelui a fost prea fierbinte pentru formarea gazelor sau a ghe ii. Tot atunci sau format circa 20 de planete care au avut orbite care se intersectau între ele,
astfel au avut loc evenimente cosmice dramatice: ciocniri între planete, devieri
ale orbitelor datorit influen elor gravita ionale ale planetelor gigantice: Jupiter
şi Saturn şi altele.
În prezent urme ale trecutului tumultuos al sistemului nostru solar se
g sesc în Centura Kuiper şi Norul lui Oort.
Sistemul solar are ast zi urm toarea structur :
a) Soarele care este steaua central a sistemului.
b) Planetele mari, în ordinea distan elor lor de la Soare: Mercur, Venus,
P mânt, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus şi Neptun.
c) Sateli ii naturali ai planetelor, în num r de peste 160.
d) Plutoizi, planete de m rimea lui Pluto şi a unuia dintre sateli ii s i, Charon.
e) Planetoizi, corpuri de m rimea asteroidului Ceres.
f) Cometele al c ror num r dep şeşte 2000 de comete catalogate.
g) Materia interplanetar .
7.2. SOARELE
Soarele a fascinat omenirea din toate timpurile. La babiloneni şi
persani, Zeul Soare se numea Şarmaş şi respectiv Mitra. Egiptenii l-au numit Ra,
romanii i-au spus Phoebus Apollo, iar aztecii chiar f ceau sacrificii umane în
cinstea Zeilor Soarelui Tezcatlipoca şi Huitzilopchtli.
Soarele are o importan fundamental în via a noastr . Iat câteva
dintre nevoile pe care ni le satisface:
• Datorit energiei pe care o radiaz , Soarele este singura surs de de via
de pe planeta noastr şi unica surs de energie din sistemul planetar din
care facem parte.
• Prin mişc rile sale aparente, care duc la fenomene uşor de observat, ca de
exemplu: succesiunea zilelor şi nop ilor, succesiunea anotimpurilor,
Soarele este folosit la stabilirea unit ilor de timp şi implicit a activit ilor
umane.
• Fiind cea mai apropiat stea, Soarele poate fi studiat în mod am nun it şi
în acest mod se pot descifra procesele care au loc în în stele, nu numai în
steaua noastr central .
90
7.2.1. METODE DE OBSERVARE.
OBSERVAREA SUPRAFE EI SOARELUI
Observarea direct a Soarelui este imposibil cu ochiul liber, f r
filtre speciale sau protec ie adecvat .
Figura 7.1. Soarele. Credit: NASA.
Pentru observarea Soarelui se folosesc diverse metode indirecte :
i) Observarea discului solar. Se face cu ajutorul lunetelor fie proiectând
discul solar pe un ecran perpendicular pe axa optic a lunetei, fie direct prin
luneta prev zut cu filtre, prisme sau diafragme pentru a micşora cantitatea de
de lumin care intr în lunet .
ii) Observarea atmosferei solare în timpul eclipselor totale de Soare.
Este o metod avantajoas deoarece dicul str lucitor al Soarelui este acoperit
timp de câteva minute de Lun iar lumina primit de la atmosfera solar permite
o mai bun studiere a atmosferei. Din nefericire aceast metod depinde de
producerea eclipselor, care au loc în num r mic în decursul unui secol. În lipsa
eclipselor de Soare se aparate numite cromografe care permit studiul atmosferei
solare.
iii) Observarea cu ajutorul spectrografului. Se concentreaz lumina
solar pe fanta unui spectrograf pentru analiza spectral .
iv) Cercetarea emisiunii radio a Soarelui. Se înregistreraz emisiunea
Soarelui pe diferite frecven e şi dup aceea se analizeaz .
Observarea suprafe ei solare a pus în eviden un disc solar ce
prezint o serie de particularit i. El nu emite uniform lumin , spre margine
91
prezentând o întunecare treptat . Acest fenomen se explic prin faptul c
temperatura sa creşte odat cu adâncimea.
Suprafa a Soarelui se descompune în forma ii mai str lucitoare,
numite granule, având un diametru de circa 1.000 de km pe un fond întunecat.
Ele se datoreaz unor curen i de convec ie care ridic la suprafa mase fierbin i
care dup r cire se las în jos şi astfel dispar şi granulele, în locul lor ap rând
altele.
Pe discul solar se mai pot distinge pete solare. Acestea sunt regiuni
mai întunecate deoarece au o temperatur de 4.500 de grade, în raport cu cele
6.000 ale discului. Ele apar în regiuni mari, fin dantelate numite facule. Petele
nu sunt fixe pe suprafa a Soarelui ci se deplaseaz de la stânga la dreapta,
dovedind c Soarele se roteşte în jurul axei proprii în sens direct (sensul acelor
de ceasornic) cu o perioad de 25 de zile la ecuator şi 35 de zile la poli. Acest
lucru este în concordan cu rota ia corpurilor gazoase, care spre deosebire de
cele rigide, se rotesc diferen ial în benzi.
7.2.2. DATE FIZICE ALE SOARELUI
a) Distan a medie fa de P mânt este de 149.600.000 km, fiind str b tut
de lumin în circa 8 minute şi 20 secunde.
b) Diametrul Soarelui este de 109 ori mai mare decât al P mântului, având
o circumferin de 342 de ori mai mare.
c) Volumul Soarelui este de 1,3 milioane de ori mai mare decât al
P mântului şi de 600 de ori mai mare decât suma volumelor planetelor.
d) Masa Soarelui este de circa 333 de mii de ori mai mare decât masa
P mântului concentrând 99,86% din masa întregului sistem solar.
e) Densitatea medie este de 1,41 g/cm3.
f) Accelera ia gravita ional este de 27,9 ori mai mare decât cea terestr , cu
alte cuvinte un om cu masa de 70 kg ar cânt ri pe Soare cam dou tone.
Din observa iile de pân acum a reieşit c Soarele are în compozi ia
sa 74% hidrogen, 25% heliu şi restul este constituit din cantit i mici de metale
grele. Datorit acestor condi ii şi a temperaturii mari la suprafa a Soarelui de
circa 6.000 K, pe suprafa a Soarelui nu exist scoar solid , materie în stare
lichid , toat materia din compozi ia sa fiind în întregime în stare de plasm şi
gazoas .
Soarele nostru se afl în faza principal a existen ei sale de
aproximativ 4,57 miliarde de ani şi se estimeaz c va dura în total aproximativ
10 miliarde de ani.
Soarele are vârsta de 20 de „ani galactici“, dac inem cont c el
împreun cu sistemul s u orbiteaz în jurul centrului galaxiei cu o vitez de 220
km/s, parcurgând o distan de o unitate astronomic la fiecare opt zile şi se afl
92
situat la o distan de 25-28 de mii de ani-lumin de centrul Galaxiei realizând o
revolu ie complet în circa 225-250 de milioane de ani .
Soarele este o stea din a treia genera ie deoarece în sistemul nostru
solar sunt din abunden metale grele: aur, uraniu, etc.
7.2.3. STRUCTURA SOARELUI
Ca şi celelalte stele, Soarele este format din dou p r i mari:
1) Atmosfera solar .
2) Interiorul Soarelui.
1. Atmosfera solar
Atmosfera solar se compune de fapt din trei mari straturi: fotosfera,
cromosfera şi coroana solar .
a. Fotosfera
Este stratul care delimiteaz globul solar, care se prezint sub forma
unei sfere luminoase, are o grosime de câteva sute de km şi o temperatur de
6.000 K.
Forma iunile fotosferice sunt petele solare şi faculele. Petele solare
au o culoare mai închis deoarece temperatura lor este de circa 4.500 de grade,
iar faculele sunt percepute de observator ca regiuni mari, fin dantelate şi mai
str lucitoare. Petele solare nu sunt fixe ci ele se deplaseaz de la stânga la
dreapta, ceea ce arat c Soarele are o rota ie proprie în jurul axei de simetrie,
dar datorit compozi iei sale gazoase, rota ia nu este uniform ci diferen ial ,
astfel la ecuator rota ia se face în 25 de zile, iar la poli în 35 de zile.
Natura petelor solare şi a faculelor s-a stabilit în urma unor cercet ri
recente c este datorat liniilor de câmp magnetic ale Soarelui. Din acest punct
de vedere petele solare şi faculele care le m rginesc sunt produsul activit ii
Soarelui, având o durat de via de circa trei s pt mâni petele solare, iar
faculele o via mai lung dar au aceeaşi periodicitate de apari ie de 11 ani.
b . Cromosfera
Este stratul, care înconjoar fotosfera, cu o structur eterogen şi o
grosime de circa 10.000 de km. În cromosfer s-au observat scânteieri de scurt
durat , între petele unor grupuri, numite erup ii cromosferice, regiuni de nori
de de culoare alb (nori de calciu) numi i floculi iar spre marginea discului solar
apar şi unele jeturi de materie ca nişte limbi de fl c ri ce ies din cromosfer ,
numite protuberan e.
În func ie de durata lor de via protuberan ele pot fi liniştite, dac
forma lor nu se schimb timp de s pt mâni de zile şi eruptive dac se ridic în
câteva ore, evolueaz şi apoi dispar, având aceeaşi periodicitate ca şi petele
solare.Tot aici se formeaz undele radio care au o lungime de und scurt , de
ordinul centimetrilor .
93
c. Coroana solar
Al treilea mare strat al atmosferei solare se întinde în jurul
cromosferei, având o grosime de sute de mii de kilometri. Structura sa este
destul de complicat poate şi datorit temperaturii uriaşe de un milion de grade.
Coroana solar produce unde radio cu lungimea de und de ordinul metrilor. În
timpul maximului de pete solare ea este bogat şi aproape uniform r spândit în
jurul discului solar, iar în timpul minimului de pete se reduce alungindu-se în
regiunea ecuatorului, la poli r mânînd doar fire scurte numite iarb polar .
2. Interiorul Soarelui
Observa iile astronomice detailate au condus la concluzia c masa
din interior este puternic concentrat spre centru, aflându-se la o presiune de sute
de miliarde de atmosfere şi la o temperatur cu o valoare de circa 14 milioane de
grade. Din cauza acestor condi ii materia este în stare de plasm , comportânduse ca un gaz perfect.
Aceste condi ii au f cut posibil producerea de energie prin reac iile
de fuziune nuclear . Modelul reac iei de fuziune nuclear , conform c ruia
nucleele de hidrogen se contopesc formând nuclee de heliu, explic în
concordan cu datele observate modul de producere a energiei solare, ştiut fiind
faptul c în urma reac iei de fuziune se elibereaz o cantitate enorm de energie
şi c ldur . Oamenii nu au reuşit s ob in o astfel de reac ie nuclear decât
pentru o scurt durat de timp, deoarece atingerea condi iilor necesare producerii
reac iei sunt extrem de dificil de realizat.
7.2.4. ENERGIA ŞI TEMPERATURA SOARELUI
Pentru a putea estima atât energia radiat de Soare cât şi temperatura
sa, specialiştii au m surat ce cantitate de energie primeşte o suprafa cu aria de
1 cm2, aşezat perpendicular pe direc ia Soarelui, aflat la limita superioar a
atmosferei terestre timp de un minut. Valoarea ob inut este de 2 cal şi a fost
numit constant solar . Dac inem cont de constanta solar şi dac ne
imagin m o sfer cu raza de o unitate astronomic atunci, printr-o estimare
simpl , se deduce c P mântul primeşte numai a 2,2 miliarda parte din energia
radiat de Soare. Aceast formidabil cantitate de energie este emis în mod
constant de Soare în continuu, de peste trei miliarde de ani. În cele mai vechi
roci ale scoar ei terestre cu o vârst estimat la circa 2,6 miliarde de ani au fost
g site alge fosile, fapt ce dovedeşte c înc de atunci, condi iile climatice erau
apropiate de cele actuale. Cunoscând energia radiat de Soare s-a calculat c
temperatura suprafe ei solare are o valoare de circa 6.000 de grade.
94
Ne punem întrebarea: ,,Cât timp va dura acest proces ?“. R spunsul
cel mai simplu ar fi acela c atâta timp cât rezerva de hidrogen nu se epuizeaz .
Sigur c ritmul transform rii hidrogenului în heliu se accelereaz cu timpul, dar
exist suficient rezerv de hidrogen pentru miliarde de ani de aici înainte.
Aceast imens cantitate de energie care ne vine în mod gratuit de la
Soare este foarte pu in fructificat . Se pare c plantele şi unele animale cu sânge
rece o folosesc mult mai eficient decât noi oamenii. Totuşi s-au construit
centrale solare care capteaz lumina şi c ldura Soarelui şi o transform în
electricitate. Marele neajuns al acestei tehnologii, nu este atât factorul de
conversie, cât faptul c aceast tehnologie nu se poate folosi decât atunci când
este Soare. De aici apare necesitatea g sirii unor modalit i economice de
stocare şi producere a energiei electrice prin folosirea energiei solare.
7.2.5. ACTIVITATEA SOARELUI
Masa Soarelui este puternic concentrat spre centru la presiuni şi
temperaturi inimaginabile. Materia, în aceste condi ii, este în stare de plasm .
Plasma, este a patra stare de agregare a materiei, comportându-se ca un gaz
perfect, fiind format din particule înc rcate cu sarcin electric : elecroni,
protoni, ioni, etc.
Ştim c Soarele, ca orice corp gazos, are o mişcare de rota ie în jurul
axei de simetrie neuniform şi diferen ial , rota ia de la ecuator fiind mai rapid
decât cea de la poli. Din acest motiv se creaz un curent electric, care la rândul
s u d naştere la un câmp magnetic. Câmpul magnetic astfel creat, are o valoare
mare, întinzându-se în tot sistemul solar, protejându-l de radia iile galactice.
Tot în interiorul Soarelui materia, aflat la o temperatur de milioane
de grade, caut s ias la suprafa
spre straturi mai reci, producând astfel
curen i de convec ie, exact ca într-o oal în care fierbe ap . S ne amintim c
aceşti curen i de convec ie au în componen a lor sarcini electrice, care atunci
când se afl în mişcare produc câmp magnetic. Aceste linii de câmp magnetic ies
la suprafa a Soarelui fiind percepute ca pete solare. Petele solare apar câte dou ,
liniile de câmp magnetic ieşind dintr-o pat , ca din polulul Nord al unui magnet
şi intrând în cealalt pat pe la polul Sud. Plasma solar traseaz astfel liniile de
câmp magnetic dintre polii Nord şi Sud.
Mecanismul producerii magnetismului solar descris aici este unul
simplist, dar sigur c magnetismul solar este mult mai complex, iar atunci când
Soarele este mai activ, suprafa a sa se transform într-o furtun magnetic ce d
naştere la şi mai multe pete solare.
Aceast form de activitate, noi o percepem vizual sub forma unor
proeminen e, care nu sunt altceva decât materializarea liniilor de for ce
ac ioneaz tr gând plasma spre exteriorul Soarelui din interiorul s u. Ele pot
95
pluti deasupra Soarelui s pt mâni întregi, constituind dovada câmpului magnetic
invizibil, având forma liniilor de câmp magnetic pe care le vedem în jurul unui
magnet. Proeminen ele se pot observa pe suprafa a Soarelui ca nişte fâşii înguste
sub forma unor limbi de foc, cunoscute sub denumirea de filamente.
Pe lâng cele dou tipuri de activitate solar , erup iile solare sunt, de
departe, cele mai spectaculoase, dar şi cele mai periculoase pentru activitatea
terestr . Erup iile solare sunt asem n toare unei proeminen e sau pete solare, dar
energia astfel eliberat din interiorul Soarelui, este fantastic , de scurt durat şi
cu o luminozitate foarte intens .
Atât erup iile cât şi proeminen ele când se desprind de Soare se
al tur vântului solar, care este un flux de particule înc rcate cu sarcin
electric . Existen a vântului solar s-a pus în eviden cu ajutorul cometelor. În
anul 1996 Cometa Hale-Bopp a fost observat ca având dou cozi, una de
culoare galben , iar cea de-a doua, de culoare alb struie, fiind alc tuit din
particule înc rcate cu sarcin electric a fost deviat de vântul solar.
În 1989 s-a produs o puternic erup ie solar care a dat naştere la o
furtun magnetic . Efectele acesteia au fost resim ite pe P mânt în special de cei
şase milioane de oameni din regiunea Quebec, care au r mas în bezn în urma
defect rii centralelor electrice.
Activitatea Soarelui creşte şi descreşte odat la 11 ani, num rul de
pete solare înregistrând un minim şi un maxim. Urm torul maxim de pete solare
se aşteapt în jurul anului 2011.
Studii recente au demonstrat c exist o strâns leg tur între
activitatea Soarelui şi clima terestr . Astfel s-a observat o perioad cald în
secolele al X –lea şi al XI –lea, atunci când vikingii au descoperit Groenlanda,
adic ,, ara verde“, ceea ce dovedeşte c temperatura era mai ridicat , num rul
de pete solare fiind mai mare, iar lipsa petelor solare din a doua jum tate a
secolului al XVII–lea a coincis cu o perioad foarte friguroas numit mica er
glaciar .
În concluzie totalitatea acestor fenomene de varia ie a maximului şi
minimului de pete solare constituie activitatea Soarelui, iar studiul acesteia, dup
cum am v zut, este extrem de important pentru noi, atât din punct de vedere
teoretic cât şi practic.
96
7.3. PLANETELE INTERIOARE
Aceste planete: Mercur şi Venus, în ordinea lor de la Soare, se afl
între Soare şi P mânt, fiind cunoscute şi observate din vechime.
7.3.1. MERCUR
Planeta Mercur era cunoscut înc din mileniul 3 î.Hr. de c tre
sumerieni, care au denumit-o steaua de diminea sau de sear , în func ie de
apari ia sa. Astronomii greci ştiau c cele dou denumiri se refer la unul şi
acelaşi corp ceresc. Datorit mişc rii sale ,,sinuoase” l-au botezat Hermes, adic
mesagerul zeilor, iar romanii, au f cut analogie cu nego ul, botezând corpul
ceresc Mercur, zeul comer ului.
Fiind aproape de Soare, la 0,38 unit i astronomice, adic 57,91
milioane de km, cu un diametru de 4.880 km şi cu o mas de 3,3·1023 kg, Mercur
a fost mult timp greu de observat şi analizat .
Figura 7.2. Mercur. Credit: NASA.
Astronomii din veacul al XIX–lea, în urma observa iilor atente ale
planetei, au calculat c orbita este foarte excentric , la periheliu are 46 de
milioane de km fa de Soare, iar la afeliu 70 de milioane de km. Încercând s
pun în concordan parametrii orbitali, calcula i în urma observa iilor în acord
cu legile mecanicii newtoniene, au g sit diferen e care nu puteau fi explicate,
decât admi ând c perturba ia este produs de o nou planet , mult mai apropiat
de Soare pe care au numit-o Vulcan. Încerc rile astronomilor de a g si noua
planet au eşuat. Adev rata explica ie a fost ob inut prin aplicarea teoriei
relativit ii a lui Einstein, care a demonstrat c raza de lumin se curbeaz în
jurul Soarelui şi din acest motiv ap reau neconcordan ele dintre datele
observa ionale şi calculele teoretice.
97
Sonda spa ial Marriner 10 a survolat planeta în 1974 şi 1975
cartografiind numai 45% din suprafa a planetei. Datele transmise pe P mânt au
ar tat c la suprafa a planetei varia ia de temperatur este extrem de mare , de la
-183 o C la aproximativ 427 o C. Suprafa a planetei este foarte asem n toare cu
a Lunii fiind br zdat de cratere, având densitatea de 5,43 g/cm3. Fiind situat în
apropierea Soarelui, Mercur s-a format din elemente grele, iar miezul planetei
pare s fie mai mare decât al P mântului, având raza cuprins între 1800 ÷ 1900
km, mantaua de silica i având grosimea de circa 500 ÷ 600 km. Se pare c cel
pu in mijlocul miezului planetei este topit.
Atmosfera sa este foarte rarefiat datorit temperaturilor extreme. Un
observator plasat pe o anume longitudine ar observa: cum Soarele r sare gradual
pân într-un anumit punct de zenit, apoi st pe loc dup care apune, stelele se
mişc de trei ori mai repede şi alte mişc ri bizare. Aceste lucruri bizare se
datoreaz marii excentricit i a orbitei planetei.
Mercur nu are sateli i naturali, dar în anul 2004 s-a lansat o sond
spa ial care va deveni satelitul artificial al planetei în 2011. Cercetarea şi
cartografierea complet a planetei este justificat şi prin prisma faptului c în
urma observa iilor asupra polului Nord s-a pus în eviden existen a ghe ii, în
umbra unor cratere. Un alt motiv, în afar de faptul c este bine s ne cunoaştem
vecinii, îl constituie faptul c scoar a planetei prezint semnalmente de
concentra ii de metale pre ioase destul de mari.
Anul 2011, când sonda spa ial Messenger va orbita planeta, coincide
şi cu anul de maxim activitate a Soarelui.
7.3.2. VENUS
Este a doua planet de la Soare fiind la 0,72 unit i astronomice de
acesta şi a şasea ca m rime.
La fel ca Mercur, Venus ca planet interioar pentru un observator
din afar are dou puncte, de maxim şi minim, când apare fie diminea a fie
seara. Acest comportament al lui Venus a fost observat înc din timpuri
preistorice, deoarece este, în afar de Soare şi Lun , cel mai str lucitor obiect de
pe cer. La noi este denumit Luceaf rul de diminea sau Luceaf rul de sear .
Astronomii greci din antichitate, exact ca în cazul lui Hermes (Mercur), şi-au dat
seama c steaua de diminea , Eosphorus şi cea de seara, Hesperus, sunt unul
şi acelaşi corp.
Venus a fascinat şi a stimulat imagina ia oamenilor care sperau s
g seasc pe planet elementele necesare vie ii. Galilei, prin obseva iile sale, a
descoperit c Venus prezint faze la fel ca Luna îmbog ind astfel argumentele
în favoarea teoriei heliocentrice a sistemului solar.
98
M sur torile de mai târziu, bazate pe date observa ionale, o
recomandau ca sor geam n a P mântului cu o mas de 80% din masa
P mântului şi cu un diametru cu numai 5% mai mic decât al P mântului.
Figura 7.3. Venus.Credit: NASA.
Prima sond spa ial care a survolat planeta în anul 1962 a fost sonda
american Mariner 2. Datele primite cu aceast ocazie au ar tat c Venus are o
atmosfer dens cu o presiune de 7 ÷ 8 ori mai mare decât cea terestr şi o
temperatur de circa 400 grade Celsius, iar la solul venusian o presiune de 15
atmosfere şi o temperatur de 280 o C.
Programul spa ial sovietic Venera a îmbog it cunoştin ele noastre
despre Venus realizând şi o premier la 15 decembrie 1970, atunci când sonda
sovietic Venera 7 a ajuns pe alt planet . Datele primite de la toate misiunile
spa iale ce au vizat planeta au ar tat o lume de infern cu vânturi mai puternice
decât uraganele, temperaturi ce pot topi plumbul, neexistând condi ii propice
vie ii datorit efectului de ser , care a facilitat evaporarea apei şi a dus la
aplatizarea reliefului.
Interiorul planetei se b nuieşte c ar avea o structur similar cu a
P mântului, adic un miez din fier cu o raz de 3000 km, o manta din roc topit
şi o scoar de grosime mic .
Perioada de rota ie a planetei este de 243,5 zile având sens retrograd
de rota ie, motiv pentru care Venus trece cam de dou ori într-un secol prin fa a
Soarelui. În secolul nostru a trecut prin fa a Soarelui pe data de 8 iunie 2004
atunci când am avut ocazia s vedem vârful unui ac de g m lie ce traversa
suprafa a Soarelui în plin zi. Cei care au pierdut acest fenomen mai pot s -l
vad în 2012 sau, dac îl vor rata, vor trebui s mai aştepte pân în 2117.
Acest fenomen de tranzitare nu este atât de spectaculos ca o eclips
total de Soare, dar pentru astronomii amatori, şi nu numai, r mâne un fascinant
moment când Venus poate fi observat ziua.
99
7.4. P MÂNTUL
A treia planet de la Soare, P mântul, este unic în Universul cunoscut
deoarece reprezint casa noastr , fiind aflat în interiorul ecosferei, adic locul în
care se poate dezvolta via a în jurul unei stele, în cazul nostru Soarele.
7.4.1. FORMAREA P MÂNTULUI ŞI A CONTINENTELOR
În urm cu circa 5 miliarde de ani, la periferia C ii Lactee se afla un
nor imens de gaz şi praf stelar. Acest nor avea dimensiuni gigantice şi reprezenta
r m şi ele unei stele moarte.
Marele nor molecular avea o mişcare de rota ie, iar pe m sur ce se
micşora, sub ac iunea gravita iei, viteza sa de rota ie a început creasc
producând şi creşterea energiei şi implicit creşterea temperaturii în centrul
norului care a devenit un glob rotitor ce s-a transformat în Soarele nostru. Restul
norului se învârtea aşa de repede încât s-a extins devenind un disc imens de praf
şi gaze constituind astfel materia prim din care s-a format P mântul şi celelalte
planete.
La început s-au format aproximativ 20 de aglomer ri care au devenit
în timp de câteva milioane de ani planete. Sistemul solar timpuriu, timp de
aproximativ 30 de milioane de ani, a fost într-o efervescen continu deoarece
orbitele planetelor nou create se intersectau, erau mai aproape de Soare şi din
acest motiv coliziunile dintre ele au fost inevitabile. În urma coliziunilor unele sau unit, altele s-au dezintegrat dar s-a redus num rul lor la mai pu in de jum tate
din num rul ini ial.
Energia generat de aceste coliziuni a f cut ca P mântul s aib o
temperatur de 4700 o C, adic un ocean de lav incandescent . Materialele
uşoare s-au ridicat la suprafa iar cele grele s-au scufundat spre centru formând
un miez de materie topit .
Dup alte 20 de milioane de de ani, când temperatura la suprafa a sa
a devenit mai rece ajungând la circa 1000 o C, o planet de m rimea lui Marte,
format din fier şi alte materiale grele, a ciocnit P mântul sub un unghi de 45 o .
În urma acestui cataclism, atât P mântul cât şi Theia aproape c s-au dezintegrat
pentru moment, dar P mântul având masa mai mare a reuşit s atrag materia
expulzat din jurul s u, înghi ind nucleul planetei Theia, dar nu a mai reuşit s
adune materialele uşoare, care s-au aglomerat într-un disc ce gravita în jurul
P mântului. Din acel disc de materiale uşoare, care au rezultat în urma
impactului, s-a format Luna, satelitul nostru natural.
În acest stadiu materia a r mas topit mai multe mii de ani, iar Luna
era de 15 ori mai aproape de P mânt decât este ast zi.
Aceast coliziune a cauzat înclina ia axei rota ie a P mântului iar
consecin a o reprezint anotimpurile. În acele vremuri agitate P mântul a mai
100
suferit şi alte coliziuni cu asteoizi, meteori i, comete, etc. Toate acestea au dus la
r cirea P mântului şi formarea apei, care s-a format surprinz tor de repede,
dup unele estim ri acum 4,4 miliarde de ani.
Oceanele aveau un bogat con inut de fier, având o culoare verzuie,
atmosfera era mult mai dens avânt o culoare roşiatic fiind format din azot,
dioxid de carbon, metan iar temperatura s-a apropiat de de aproximativ 93 oC.
Din analiza compozi iei celor mai vechi structuri primitive create de
bacterii, stromatolitele, s-a constatat c la aproximativ un miliard de ani de la
formarea P mântului a ap rut via a favorizând astfel producerea oxigenului din
atmosfer . A fost un proces îndelungat ajungând la nivel optim pentru via a
terestr dup miliarde de ani.
Dac s-ar condensa timpul, de la ora 12 noaptea pân la ora 12 ziua,
despre via am putea spune urm toarele: au ap rut cu o or înainte de ora 12
condi iile propice vie ii, la 37 de minute au ap rut dinozaurii care au disp rut cu
10 minute înainte de ora 12, iar cu 19 secunde înainte de ora 12 au ap rut primii
oameni.
În paralel cu evolu ia descris mai sus, P mântul, în urma coliziunii
cu planeta Theia, era un glob de lav fierbinte, fiind uşor de imaginat c
elementele grele au c zut în interiorul P mântului ridicând la suprafa
elemente uşoare ca oxigenul şi silica ii. Odat cu r cirea P mântului, lava topit
s-a solidificat formând pl ci de crust uscat , care au fost germenii noilor
continente la circa 150 de milioane de ani de la formarea P mântului. Mineralul
format în acea perioad , granitul, a fost elementul cheie care a ajutat P mântul
s -şi formeze primul uscat. Magma granitic s-a ridicat la suprafa dând naştere
astfel la un protocontinent.
Protocontinentul s-a transformat în primul uscat continental,
supercontinentul Vaalbara. R m şi ele acestui supercontinent se g sesc azi întrun craton din Africa de Sud. Analizarea probelor luate din craton au ar tat c
acesta are o vârst de 3,5 miliarde de ani.
Dup circa un miliard de ani, Vaalbara s-a f r mi at în continente
mai mici, ca rezultat al dinamicii pl cilor tectonice. Acestea s-au unificat
formând un alt supercontinent, Rodinia, care con inea aproape tot uscatul,
centrul s u fiind situat în America de Nord de ast zi.
Ciclul crea iei şi distrugerii a durat peste 350 de milioane de ani, timp
în care Rodinia a fost rupt în buc i formându-se astfel continente mai mici,
care în urma derivei continentale s-au îndep rtat unele de altele sfârşind prin a se
unifica, formând un alt supercontinent, situat în emisfera sudic , Gondwana.
Gondwana, la rândul s u, în câteva sute de milioane de ani a urmat acelaşi ciclu
al distrugerii şi crea iei dând naştere ultimului supercontinent, Pangeea.
Pangeea con inea toate continentele de azi unificate într-o mas
uriaş de uscat, iar acum 250 de milioane de ani a început s se rup l sând
astfel s se formeze continentele pe care le ştim ast zi: Africa, America de Nord,
America de Sud, Antartica, Asia, Australia şi Europa.
101
7.4.2. FORMA P MÂNTULUI ŞI DIMENSIUNILE LUI
Forma P mântului a fost mult timp subiect de contradic ie,
atribuindu-i-se când form plat , când form rotund .
Forma rotund a fost remarcat şi de Aristotel (384–322 î.Hr.) în
urma observa iilor pe care le-a f cut în timpul eclipselor de Lun , dar cel care a
determinat primul circumferin a P mântului, prin m sur tori şi calcule, a fost
Eratostene (276-194 î.Hr.). El a citit într-un papirus vechi din Alexandria c în
momentul solsti iului, într-o localitate, Syena (Assuanul de azi) se v d fundurile
pu urilor, adic Soarele se afl la zenit. Acest fapt l-a intrigat, deoarece atunci
când a determinat distan a zenital a Soarelui, în acelaşi moment la Alexandria,
a g sit o valoare de 7,2°. Aceast m sur toare, deşi f cut cu ajutorul unui
instrument rudimentar, gnomonul, contrazicea teoria conform c reia P mântul
are form plat . Pentru a l muri aceast problem a presupus c P mântul are
form rotund şi a m surat distan a pe sol neted, de la Syena la Alexandria,
g sind astfel valoarea de 5.000 de stadii, adic o distan de 787,5 km (1 stadiu ≈
0,1575 km).
Aplicând propor ionalitate arcelor cu unghiurile la centru
corespunz toare:
2πR
l
= o sau
o
360
n
2πR =
l
• 360 o ,
o
n
Eratostene a g sit urm toarea valoare:
2πR= 252.000 stadii ≈ 39.690 km ,
adic :
R = 40.126,9 stadii ≈6.320 km.
Valoarea g sit de Eratostene pentru raza medie a P mântului are o
diferen de 50 km fa de valoarea de azi, 6.370 km, m surat prin tehnici
moderne. În prezent s-a convenit c forma P mântului este de geoid de rota ie.
Forma rotund a P mântului a permis stabilirea pozi iei unui punct
de pe suprafa a terestr prin analogie cu stabilirea punctelor de pe sfera
cereasc , cu ajutorul coordonatelor geografice: latitudinea, care se m soar de
la ecuator spre cei doi poli, de la 0° la 90°, distingându-se în func ie de
emisfer , latitudini nordice şi sudice; longitudinea, care se m soar de la
meridianul 0° la 180°, în ambele sensuri, distingându-se longitudini estice şi
vestice.
Coordonatele geografice sunt esen iale în multe domenii, fiind
folosite pentru alc tuirea h r ilor geografice, topografice, în naviga ie, etc.
102
Figura 7.4. P mântul v zut din spa iu. Credit: NASA.
Dup cum am v zut, studierea P mântului s-a început demult, dar
dezvoltarea aeronauticii din secolul trecut a f cut posibil cunoaşterea
P mântului şi din exteriorul s u.
P mântul se afl la o distan de o unitate astronomic fa de Soare,
adic la 149.600.000 km, are un diametru de 12.756,3 km şi o mas de
5,9742·1024 kg, orbitând pe o traiectorie eliptic , având la periheliu 147.098.074
km şi la afeliu 152.097.701 km, cu o vitez medie de 29.783 km/s, parcurgând o
circumferin a o orbitei de 924.375.701 km în 365,256366 zile.
Din raportul mas -volum s-a calculat o densitate medie de 5,5153
3
g/cm ceea ce corespunde unei accelera ii gravita ionale medii de 9,7801 m/s2.
Aceste date fizice ne arat c pentru lansarea în spa iu a unui satelit artificial,
nava care-l transport are nevoie de o vitez de 7,9 km/s, pentru a sc pa de
atrac ia gravita ional şi de a-l lansa pe orbit . Pentru a p r si definitiv
P mântul este nevoie de o vitez de 11,2 km/s, iar pentru a putea c l tori în
spa iul galactic, adic pentru a p r si sistemul nostru solar, nava ar trebui s
aib o vitez cel pu in egal cu valoarea de 13,6 km/s.
Am v zut c P mântul are o form de geoid, adic mai bombat la
ecuator şi mai turtit la cei doi poli, astfel c raza sa variaz ca valoare de la
6.357 km la 6.378 km.
Atmosfera care înconjoar P mântul are urm toarea compozi ie:
azot (N) 77%, oxigen (O) 21%, argon (Ar) 1%, bioxid de carbon (CO2) 0,038%
şi ap (H2O) sub form de vapori ce variaz în func ie de zona climatic .
103
7.4.3. STRUCTURA P MÂNTULUI
Cu toate c ştim destul de multe despre suprafa a P mântului,
c l toria spre centrul s u r mâne o pur fantezie.
Peste 99% din planeta de sub noi a r mas neexplorat . Cea mai
îndr znea expedi ie abia dac a ajuns la 1,5 km. Cele mai adânci mine, sunt
minele de aur din Africa de Sud, aflate la o adâncime de aproape 4 km sub
p mânt, iar condi iile de lucru impun echipamente speciale, datorit
temperaturii de aproximativ 54 de grade Celsius cauzat de rocile fierbin i de
dedesubt.
Cel mai adânc pu de foraj din lume se afl în localitatea Kola din
Rusia şi are o adâncime de 12 km, dar raportat la raza P mântului seam n cu o
în ep tur de ac de albin pe spinarea unui elefant.
Ne-am dat seama cu uşurin c nu putem face observa ii la fa a
locului în leg tur cu structura P mântului. Din analiza unor observa ii asupra
activit ii geologice la suprafa a P mântului: cutremure, erup ii vulcanice,
oamenii de ştiin au conceput un model de structur a P mântului pe straturi,
vezi figura 7.5:
Figura 7.5. Model de structur a P mântului.
1. Scoar a sau crusta P mântului este stratul de la suprafa .
Crusta este în stare solid , cu o grosime ce oscileaz între 30 şi 60 de km, media
fiind de 35 km. Scoar a este compus în special din roci cristaline: cuar ,
feldspat, oxizi matalici, etc.
2. Mantaua este stratul urm tor cu o grosime de 2.900 km fiind
alc tuit din roci în stare topit (magma) în care predomin silica ii şi oxizii.
Mantaua reprezint o treime din masa P mântului cu o densitate cuprins între
3,25 g/cm3 şi 5 g/cm3 în func ie de straturile sale.
3. Nucleul P mântului este format din dou straturi distincte:
nucleul extern şi nucleul intern.
104
i. Stratul nucleului extern este situat între adâncimile de 2.900 şi
5.100 de km, aflându-se într-o stare de agregare fluid , constituit din topitur
metalic , ce mai con ine probabil şi concentra ii mici de sulf şi oxigen care se
roteşte, iar sarcinile electrice din componen a sa, în mişcare, reprezint un
curent electric care genereaz la rândul s u magnetismul terestru.
ii. Stratul nucleului intern sau miezul P mântului este stratul
cuprins între 5.100 şi 6.371 km, fiind constituit dint-un amestec de fier şi nichel,
aflat în stare solid . Starea solid se explic prin presiunea enorm exercitat de
straturile superioare a c rei valoare este de 3,6 de milioane de ori mai mare
decât cea de la suprafa , deşi temperatura miezului are o valoare ce oscileaz
între 5.000 şi 6.500 de grade Celsius, comparabil cu temperatura de la
suprafa a Soarelui.
Nucleul P mântului are masa egal cu 31,5% din masa total a
P mântului, dar un volum de numai 16,2% din volumul P mântului, ceea ce ne
sugereaz c densitatea medie a nucleului este de 10 g/cm3.
7.4.4. MAGNETISMUL TERESTRU
P mântul se afl la 150 milioane de km dep rtare de for ele
distructive ale Soarelui. Este ap rat de un scut magnetic fragil, în compara ie cu
intensitatea radia iilor solare, având în vedere c Soarele bombardeaz zilnic
P mântul cu unde magnetice şi radia ii ce echivaleaz cu o explozie de 4
milioane de ori mai mare decât cea de la Hiroşima.
Figura 7.6. Câmpul geomagnetic. Credit: NASA/ESA.
Furtunile solare, generate de activitatea Soarelui, cauzeaz mari
fluctua ii în for a câmpului magnetic al P mântului, interferând cu
telecomunica iile, transportul energiei electrice, sistemele de naviga ie, etc.
Activitatea Soarelui are un ciclu de 11 ani, atunci când polii
magnetici ai câmpului al Soarelui se schimb . Dar şi polii P mântului se pot
105
schimba. Am aflat c geomagnetismul porneşte din inima P mântului spre
spa iu şi din când în când se descompune schimbându-şi polii, cauzând
numeroase efecte.
Înc din secolul al XVI–lea, atunci când s-au început primele
m sur tori ale câmpului magnetic, s-a constatat c polii magnetici nu coincid cu
cei geografici, fiind cu 6°÷7° mai la est.
În jurul anului 1666 busola ar ta c polii se suprapuneau, iar la
începutul secolului al XIX–lea se deplasaser cu 18° spre vest. Ast zi este cam
la 4°÷5° spre vest.
În ultimele 40 de milioane de ani schimbarea de polaritate a întârziat
cu peste o jum tate de milion de ani, iar în ultimii 2.000 de ani, câmpul
magnetic a sl bit în intensitate. Acest fapt ne sugereaz c ne putem aştepta,
conform specialiştilor, la o inversare a polilor magnetici în jurul anului 3400.
Ştim c orice form de via este alc tuit din celule, iar acestea din
molecule. Orice molecul plasat în câmp magnetic devine pu in magnetic ,
fenomen care poart numele de diamagnetism. Acest fenomen ne explic
dependen a de magnetism, care ne ajut în orientare, emblematic fiind cazul
cârti elor, care tr iesc sub p mânt şi au îndreptate galeriile întotdeauna dinspre
nord spre sud , ,,locuin a” lor fiind situat la cap tul nordic.
Dac perioada de tranzi ie ar fi scurt , atunci animalele s-ar adapta la
schimbarea polilor într-o genera ie, dar problema apare în cazul unei perioade
de tranzi ie mai îndelungat . Dac aceasta va dura 10.000 de ani, animalele vor
trebui s -şi dezvolte alte mecanisme de adaptare. Pentru oameni, tot ce
înseamn tehnologie de vârf, dar şi starea mental , stabilitatea social vor fi
afectate de haosul magnetic.
În concluzie urm toarea schimbare a polilor magnetici ai P mântului
va afecta evolu ia rasei umane deoarece, ca orice form de via terestr , este
bazat pe gravita ie şi geomagnetism.
7.5. PLANETELE EXTERIOARE
Au fost denumite aşa deoarece ele orbiteaz pe traiectorii ce
înconjoar orbita P mântului, fiind în ordinea dep rt rii lor Marte (ultima
planet de tip terestrial) Jupiter, Saturn, Uranus şi Neptun, giganticele planete
gazoase.
Ne-am fi aşteptat ca s mai fie o planet între Marte şi Jupiter, dar
aici orbiteaz un brâu de asteroizi , numit Centura Principal , iar Pluto a fost
dup cum ştim ,,dec zut“ din statutul de planet considerându-se c face parte
din Centura Kuiper.
106
7.5.1. MARTE
Marte este cunoscut din timpuri str vechi. Un observator terestru
vede planeta într-o culoare roşiatic . Astronomii din Grecia Antic au numit
planeta Ares, zeul r zboiului. În opozi ie romanii i-au spus Marte, zeul
agriculturii, iar prima lun de prim var calendaristic se numeşte tot Martie.
Figura 7.7. Marte. Credit: NASA.
Cunoştin ele despre planet s-au îmbog it pe m sur ce s-au
dezvoltat instrumentele de observare. Astronomul italian Schiapareli, cu ajutorul
unui telescop, a descoperit pe solul mar ian o re ea complex de şan uri, pe care
le-a numit canali (şan , canion natural). Comunicarea sa a fost tradus eronat,
astfel canali a devenit canale, termen care denumeşte o lucrare f cut dup un
anumit proiect, cu un scop anume de o fiin superioar . Din acest motiv, dar şi
din dorin a ca s avem ca vecini fiin e vii, imagina ia scriitorilor de sciencefiction a luat-o razna, prezentându-ne planeta ca fiind habitatul unor fiin e
stranii, care din când în când ne invadeaz .
Pentru a elucida aceste enigme, dar mai ales din pur curiozitate
ştiin ific , au fost trimise sonde spa iale pentru observarea planetei înc din
secolul trecut. Prima sond spa ial , Mariner 4, care a survolat planeta în 1965
ne-a ar tat o lume lipsit de via , cu o atmosfer rarefiat , compus din dioxid
de carbon 95,3%, azot 2,7%, argon 1,6%, şi urme de oxigen 0,15% şi ap
0,03% cu o temperatur ce variaz de la -133 oC iarna la poli pân la 27 oC în
timpul zilei de var .
Observa iile efectuate cu ajutorul robo ilor, care au asolenizat pe
Marte şi au luat monstre, au scos în relief faptul c Marte a avut într-un trecut
îndep rtat activitate vulcanic , iar ap exist , dar sub form solid în calotele
polare.
107
Tot din aceste observa ii recente s-a presupus c interiorul planetei
este întrucâtva similar cu cel al P mântului, în sensul c miezul planetei este
dens, solid, având o raz de 1.700 km, înconjurat de o manta format din roc
topit , dar foarte vâscoas şi o crust foarte sub ire, cuprins între 80 km în
emisfera sudic şi 35 km grosime în emisfera nordic .
Dac inem cont c are un diametru de 6.794 km şi o mas de
23
6,4219·10 kg atunci în elegem de ce nu şi-a putut p stra atmosfera, aşa cum a
f cut-o P mântul, deoarece atrac ia gravita ional este de trei ori mai mic decât
cea terestr .
Datorit atmosferei rarefiate, suprafa a planetei nu a fost remodelat
foarte mult, dar şi din lipsa activit ii vulcanice, iar Marte ne ofer câteva forme
de relief cu adev rat spectaculoase, unice ca dimensiuni pentru o planet
terestrial . Iat câteva din aceste forme:
* Muntele Olympus cu o în l ime de 24 km.
* Tharsis, un ,,bulg re de roc ” înfipt în suprafa a mar ian , cu un
diametru de 4.000 de km.
* Valea Marineris, care este defapt, un sistem de canioane lung de
4.000 de km a c ror adâncime oscileaz de la 2 km la 7 km.
* Hellas Planitia, un crater de impact din emisfera sudic , care are un
diametru de 2.000 de km şi o adâncime de 6 km.
Aceste forme de relief, absolut spectaculoase, au fost observate
numai de sondele spa iale, deoarece deocamdat este imposibil cercetarea
planetei cu ajutorul echipajelor umane.
Marte are doi sateli i naturali Phobos (Lumina), cu o raz de 11 km
ce orbiteaz la o distan de 9.000 de km de Marte şi Deimos ( Întunericul), cu o
raz de 6 km ce orbiteaz la o distan de 23.000 km. Ambii sateli i au masele
aproximativ egale, Phobos are masa de 1,08·1016kg, iar Deimos are masa de
1,8·1015kg, fiind descoperi i în anul 1877 de c tre astronomul Hall.
Explor rile viitoare ale planetei Marte sunt pline de optimism,
deoarece oamenii, odat ajunşi pe Marte, sper s fac o terraformatare a
planetei, s o fac locuibil , s -i schimbe culoarea roşietic , datorat furtunilor
de praf, în albastru ca a Terrei.
7.5.2. CENTURA DE ASTEROIZI
Astronomul italian Giuseppe Piazzi, în timp ce verifica ,,Legea lui
Bode“, o regul empiric stabilit în 1772 de Johann Bode, care stabilea
estimativ distan a dintre planete şi Soare, pentru a g si planeta lips dintre Marte
şi Jupiter, a avut surpriza ca pe data de întâi ianuarie 1801 s descopere o mic
planet , pe care a numit-o Ceres. Bucuria de a fi descoperit planeta lips , din
şirul lui Bode, a durat un an, deoarece în 1802 a fost descoperit Pallas, în aceeaşi
regiune. Astronomii au presupus c dac în acea regiune exist dou planete
mici, atunci pot exista şi altele. Continuând cercet rile, au descoperit în 1804 pe
108
Juno, în 1807 pe Vesta, în 1837 pe Astreea pân în 1890 când au fost cataloga i
peste 300 de asteroizi.
Figura 7.8. Imagini ale lui Ceres luate de telescopul spa ial Hubble
în 2003-2004. Credit: NASA/ESA.
Aceste corpuri au fost denumite asteroizi de c tre astronomul
William Herschel, ele fiind corpuri cereşti reci, mici ca dimensiuni, cu diametre
cuprinse între câteva zeci de metri şi câ iva kilometri, care se învârt în jurul
Soarelui. Fiind mai mici decât planetele sunt numi i uneori planetoizi. Cei mai
mul i orbiteaz în jurul Soarelui, între orbitele planetelor Marte şi Jupiter,
formând aşa-numita Centur Principal , cuprins între 2 şi 3,4 unit i
astronomice. Ast zi se estimeaz c num rul asteroizilor este de peste 500.000,
cataloga i, cu o mas total mai mic decât a Lunii, şi poate milioane care nu au
fost observa i încǎ.
Asteroizii, la fel ca planetele, orbiteaz în jurul Soarelui de la vest
spre est, pe orbite al c ror plan este apropiat de planul orbitei P mântului, iar
timpul necesar asteroizilor pentru a efectua o mişcare de revolu ie complet în
jurul Soarelui oscileaz între 3,5 şi 6 ani tereştri.
S-au observat destule abateri de la valorile medii ale orbitelor
asteroizilor cauzate, fie de atrac ia enorm exercitat de Jupiter, fie de ciocnirile
dintre ei şi din acest motiv, orbitele unora dintre ei se intersecteaz cu cele ale
planetelor. Acest lucru poate avea consecin e majore, deoarece o ciocnire a lor
cu P mântul poate avea efecte catastrofale pentru via a de pe Terra. O astfel de
ciocnire se presupune c a avut loc în urm cu 65 de milioane de ani, atunci când
în urma impactului unui asteroid cu P mântul, în dreptul peninsulei Yukatan din
Mexic, au disp rut dinozaurii.
Natura asteroizilor este în aten ia oamenilor de ştiin , deoarece
cunoscându-le compozi ia chimic , putem deduce mult mai multe informa ii
despre sistemul nostru solar. În acest sens, sonda spa ial NEAR Shoemaker a
orbitat începând cu luna februarie a anului 2000, în jurul asteroidului Eros, iar
anul urm tor, în aceeaşi lun , a aterizat pe suprafa a asteroidului.
109
Compozi ia chimic a asteroizilor îi împarte în trei clase majore:
* Tipul C – forma i în special din carbona i (75%);
* Tipul S – forma i dintr-un amestec de fier-nichel şi silica i (17%);
* Tipul M –forma i din fier-nichel pur.
Dup cum am v zut asteroizii ocup locul unde s-ar fi putut forma o
planet , iar cercetarea lor direct r mâne o prioritate pentru oamenii de ştiin .
7.5.3. JUPITER
A cincea planet de la Soare şi a patra ca str lucire pe cer (dup
Soare, Lun şi Venus), Jupiter este cunoscut înc din vechime ca o stea
c l toare. Grecii îl asemuiau pe Jupiter cu Zeus, conduc torul zeilor olimpieni,
iar romanii l-au considerat Protectorul Imperiului Roman fiind considerat
,,Steaua Regilor”.
Figura 7.9. Jupiter. Credit: NASA.
Jupiter orbiteaz la 778.330.000 km fa de Soare, adic la peste cinci
unit i astronomice şi are un diametru de 11 ori mai mare decât al P mântului.
Cu o mas mai mare de 318 ori decât a P mântului şi cu un volum de 1.300 de
ori mai mare, Jupiter ar putea ,,înghi i” cea mai mare parte a tuturor planetelor
din sistemul solar.
110
În anul 1610, Galileo Galilei a descoperit c ,,Regele planetelor”
avea un alai compus din patru companioni mai mici, lunile galileene: Io,
Europa, Ganymede şi Callisto. Descoperirea lui lui Galilei a fost crucial pentru
astronomi, ea venind în sprijinul teoriei copernicane, dar a mai fost folosit la
prima m sur toare a vitezei luminii de c tre astronomul danez Ole R mer
(1644–1710). În 1676, pe când studia mişcarea lui Io, în jurul lui Jupiter, i-a
venit idea genial de a m sura timpul cât Io era ocultat de Jupiter. Efectuând
calculele, cu ajutorul distan elor astronomice din acea vreme, el a g sit valoarea
de 135.000 km/s, adic 45% din valoarea cunoscut ast zi de 300.000 km/s.
În anul 1973, sonda spa ial , Pioneer 10 a vizitat planeta Jupiter
pentru prima dat , fiind urmat de Pioneer 11, Voyager 1 şi Voyager 2 şi altele.
În urma prelucr rii informa iilor, s-a dedus c Jupiter are un miez de material
solid, cu o mas ce oscileaz între 10 şi 15 mase terestre. Acest miez solid este
înconjurat de o ,,manta“, format din hidrogen metalic în stare lichid , adic un
amestec format din din electroni şi protoni, aflat la o presiune de peste 4
milioane de ori mai mare decât presiunea atmosferic , dar la o temperatur mai
mic decât cea din interiorul Soarelui. Acest strat, care este un bun conductor de
electricitate, este angrenat în mişcare, datorit mişc rii planetei în jurul axei
proprii, generând ca orice curent electric câmp magnetic.
Atmosfera jupiterian , stratul de la suprafa pe care îl vedem noi,
este format din 86% hidrogen şi 14% heliu, reprezentând o compozi ie
apropiat de cea a Nebuloasei primordiale din care s-a format întregul nostru
sistem solar. Atmosfera jupiterian este foarte turbulent , mişcându-se în benzi
la fel ca în cazul Soarelui.
În secolul al XVII –lea a fost observat Marea Pat Roşie, care este o
forma iune oval , destul de mare cât s cuprind dou P mânturi. Din
observa iile f cute în infraroşu, Marea Pat Roşie se prezint ca o regiune de
înalt presiune ai c rei nori superiori sunt mult mai înal i şi mai reci decât
zonele înconjur toare. Misterul Marii Pete Roşii este cu atât mai mare, cu cât
aceast form rezist în timp, în ciuda unor vânturi cu viteze de circa 650 km/h.
Sonda Galileo, care a transmis date de ultim or , a confirmat c
Jupiter are un câmp magnetic uriaş, cu mult mai puternic decât cel al
P mântului, care se întinde pe o distan de peste 650 milioane de km, dincolo
de orbita lui Saturn, iar spre Soare la numai 4,3 milioane de km.
Uriaşa magnetosfer jupiterian , care cuprinde cei 63 de sateli i
naturali cunoscu i pân în prezent, cei mari purtând numele unor personaje din
via a lui Zeus, ceilal i fiind numai cataloga i, îşi pune amprenta pe activitatea
unor sateli i galileeni, ca în cazul lui Io, dar prezint şi o radia ie mult mai
puternic decât cea observat în centurile Van Allen ale P mântului.
Atunci când sonda spa ial Voyager 1, în c l toria ei prin sistemul
nostru solar pe care îl va p r si în 2015, survola planeta Jupiter, oamenii de
ştiin au avut surpriza s observe c planeta are inele, dar mult mai palide şi mai
mici decât inelele lui Saturn, fiind probabil alc tuite din fragmente de material
111
pietros. Mai târziu, sonda Galileo a furnizat informa ii clare, care arat c inelele
sunt alimentate permanent de praful format de impactul micrometeori ilor cu
cele patru luni interioare, ce sunt foarte energice, datorit for ei de atrac ie a
câmpului gravita ional al lui Jupiter.
Dovada colosalei for e de atrac ie gravita ional a lui Jupiter a fost
observat de astronomi ,,pe viu“, în 1994, când cele 21 de fragmente ale cometei
Shoemacher-Levy 9 au c zut pe planet , timp de 6 zile, între 15 iulie şi 21 iulie,
producând impacturi care, dac ar fi fost pe P mânt, ar fi fost catastrofale pentru
via a terestr .
Probabil rolul de ,,aspirator“ al cometelor, jucat de Jupiter de-alungul
existen ei P mântului a fost esen ial pentru apari ia, dezvoltarea şi perfec ionarea
sistemelor vii de pe P mânt.
7.5.4. SATURN
A şasea planet de la Soare şi a doua ca m rime din sistemul nostru
solar, Saturn, a fost cunoscut înc din antichitate. Observat de antici ca o stea
de culoare galben pe cerul vestic , le-a sugerat astronomilor greci denumirea de
Cronos, dup numele celui mai tân r dintre titani, tat l lui Zeus. Romanii i-au
spus Saturn asemuindu-l cu zeul agriculturii, inspira i probabil de culoarea
galben a grânelor coapte.
Figura 7.10. Saturn. Credit: NASA.
112
În anul 1610 Galileo Galilei, scrutând mai atent planeta, a observat
un glob ce os şi g lbui cu dungi paralele cu ecuatorul, înconjurat de nişte
forma iuni inelare, absolut senza ionale, celebrele Inele ale lui Saturn. În 1659
Christiaan Huygens a observat c inelele sunt divizate şi au culori diferite.
Informa iile acumulate pân în prezent ne prezint planeta, care se
afl la 9,54 unit i astronomice fa de Soare, ca un sferoid aplatizat, diametrul
ecuatorial este de 120.7536 km, iar distan a dintre poli de 108.728 km, a c rui
mas de 5,68·1026 kg, ne indic o densitate medie mai mic decât a apei.
Atmosfera superioar , cea pe care o putem observa, prezint benzi paralele,
asem n toare cu cele ale lui Jupiter, dar nu atât de clar conturate şi mai late la
ecuator.
Ca şi Jupiter, Saturn are o compozi ie chimic de 75% hidrogen,
25% heliu şi urme de ap , metan, amoniac şi silica i la fel ca şi compozi ia
Nebuloasei primordiale. Atmosfera saturnian ,,ascunde“ în interior un miez
solid de roc , înconjurat de o ,,manta” format dintr-un strat superior de
hidrogen molecular metalic lichid şi un strat superior de hidrogen molecular. La
fel ca şi Jupiter, Saturn este înconjurat de un câmp magnetic puternic, dar tot la
fel ca şi Jupiter radiaz mai mult energie decât primeşte de la Soare. Acest
lucru înseamn c interiorul lui Saturn este foarte fierbinte cu o temperatur de
circa 12.000 grade.
Privit din spa iu Saturn ne ofer un peisaj de un calm absolut,
creându-ne o fals impresie, deoarece în atmosfera saturnian furtunile sunt de
propor ii epice. Ca şi planeta noastr , Saturn are axa de rota ie înclinat la circa
23 de grade fa de orbit , ceea ce înseamn c are anotimpuri distincte în timpul
unui an saturnian, circa 30 de ani tereştri. Vara saturnian începe cu o furtun
care se isc din adâncul planetei spre suprafa , iar acestea apar ca viscole mari
de z pad de amoniac, ceea ce înseamn c gigantul gazos are o compozi ie
chimic ce face via a imposibil .
Sondele spa iale Voyager au pus într-o lumin nou inele lui Saturn,
care sunt defapt mii de inele mai mici, care dau impresia unor şan uri pe un disc
de gramofon, formate din particule diferite, ce dau culori diferite: ghea a de
m rimea bobului de maz re ne d culoarea maro, inele apropiate de planet fiind
formate din milioane de particule a c ror m rime variaz de la dimensiunea unei
pietre pân la cea a unui automobil. Pe lâng informa iile furnizate despre
inelele saturniene au f cut complet ri asupra sateli ilor naturali ai planetei,
ridicând num rul acestora la 56, din care 34 au primit nume. Cel mai mare satelit
Titan, descoperit în 1655 de Christiaan Huygens, este singurul din întregul
sistem solar care are o atmosfer dens , similar cu cea de pe P mânt înainte de
apari ia vie ii. Atmosfera lui Titan are o culoare portocalie, fiind format dintrun amestec de gaze, unde z pada de metan cade prin atmosfera de azot. Este
aceeaşi combina ie ca ca acum 3,5 miliarde de ani, numai c aici temperatura
este de -165 oC, iar pe planeta noastr din acele timpuri temperatura era cu mult
mai mare.
113
7.5.5. URANUS
A şaptea planet de la Soare este situat la o distan de 19,218
unit i astronomice fa de Soare. Din acest motiv nu se poate observa decât cu
ajutorul instrumentelor optice. A fost semnalat pentru prima dat , în 1690 de
c tre astronomul englez John Flamsteed dar, probabil, fiind pe direc ia
constela iei Taurus, a fost catalogat ca 34 Tauri. Dup 91 de ani, pe 13 martie
1781, genialul astronom William Herschel, în urma unei cercet ri sistematice a
cerului a descoperit planeta, numind-o ,,Planeta Georgian ” în onoarea regelui
s u, Regele George al treilea al Angliei. Din 1850 a intrat în uz denumirea,
propus de Bode, Uranus,Uranus fiind tat l lui Cronos.
Figura 7.11. Uranus. Credit: NASA.
Datele furnizate de Voyager 2, care a survolat planeta pe 24 ianuarie
1986, au ar tat c Uranus, ca orice planet gazoas , are inele şi o atmosfer de
culoare albastr . Atmosfera planetei este compus din 83% hidrogen, 15 % heliu
şi restul metan. Probabil culoarea albastru-verzui se datoreaz faptului c
atmosfera superioar absoarbe culoarea roşie a metanului. Interiorul planetei este
în multe privin e similar cu cel al lui Jupiter şi Saturn, mai pu in stratul de
hidrogen metalic care-i confer un câmp magnetic de 48 de ori mai puternic
decât cel terestru, aliniat normal la rota ia planetei.
Observa iile f cute de Voyager 2 au scos în eviden c axa lui
Uranus e aproape paralel cu elipsa, polul sud al planetei fiind orientat atunci
aproape direct spre Soare. Concluzia ce s-ar putea desprinde de aici, c regiunile
polare primesc mai mult energie de la Soare, este contrazis de m sur tori,
care arat c Uranus este mai cald la ecuator.
114
Savan ii au explicat aceast anomalie printr-o ipotez destul de
plauzibil şi anume c într-un trecut îndep rtat, Uranus a suferit o coliziune
catastrofal , iar în urma impactului, planeta a fost distrus aproape complet, dar
miezul r mas a avut suficient for pentru a reîntregi planeta sub forma pe care
o vedem ast zi.
Ca şi celelalte planete gazoase atmosfera are grup ri de nori care se
plimb cu viteza de circa 576 km/h, men inându-se modelul de centuri
latitudinale în ciuda orient rii axei sale.
Pân acum s-au descoperit 27 de sateli i, din care numai 20 au fost
denumi i, dar Voyager 2 a scos în eviden satelitul Miranda, descoperit de
Kuiper în 1948, care cu un diametru de numai 480 km prezint cele mai variate
forme de relief (platouri, canioane, vârfuri şi cratere) pentru un corp mic.
Explica ia acestei suprafe e dinamice const în jocul atrac iei gravita ionale
dintre corpurile ce formeaz suita planetei, precum şi gravita ia enorm pe care o
exercit planeta.
Sunt cunoscute 11 inele ale planetei, care are o temperatur de -216
grade Celsius, dar numai unul este mai luminos - inelul Epsilon.
7.5.6. NEPTUN
A opta planet de la Soare şi ultima din sistemul nostru solar, Neptun
a fost observat pentru prima dat pe 28 decembrie 1612 şi din nou pe 27
ianuarie 1613 de c tre Galileo Galilei, care a confundat planeta cu o stea fix .
Figura 7.12. Neptun. Credit: NASA.
115
Perturba iile care rezultau în urma observa iilor şi calculelor asupra
traiectoriei lui Uranus ar tau c exista ,,ceva“ dincolo de orbita uranian care le
producea. Au fost mai multe încerc ri de a descoperi acel ,,ceva“, dar francezul
Urban Le Verrier, calculând traiectoria acelui ,,ceva“ l-a convins pe Johann
Gottfried Galle de la Observatorul din Berlin s cerceteze regiunea de cer
corespunz toare. La 23 septembrie 1846, Galle a descoperit planeta la numai 1°
de locul prezis de Le Verrier cu pu in timp în urm .
A fost denumit Neptun, dup numele zeului m rilor din mitologia
roman , probabil şi datorit faptului c se afl la o distan de peste 30 de unit i
astronomice fa de Soare. Aceast dep rtare face ca anul neptunian s fie cât
165 de ani tereştri. Interesant este c la 248 de ani, pentru o perioad de 20 de
ani, Neptun este cu adev rat cea mai îndep rtat planet fa de Soare, datorit
faptului c orbita lui Pluto este în acest timp în interiorul orbitei neptuniene.
Datele primite de la sonda spa ial Voyager 2, care a survolat planeta
la 25 august 1989, au ar tat c , spre deosebire de Uranus, Neptun are un
diametru mai mic, de numai 49.532 km (la ecuator), dar o mas mai mare de
1,0247·1026 kg, adic de peste 17 ori mai mare decât masa P mântului.
Atmosfera neptunian este alc tuit din 80% hidrogen, 19% heliu şi
restul metan. Tocmai frac iunea de metan din atmosfer se pare c este
responsabil de culoarea albastr a planetei. Ca orice planet gazoas are benzi
în latitudine, dar prezint şi ochiuri de furtun cu vânturi ce ajung la 2.000 km/h,
fiind dealtfel cele mai rapide vânturi înregistrate în sistemul solar. Acest lucru sa dedus din faptul c Voyager 2 a v zut o Mare Pat Neagr în emisfera sudic ,
iar în anul 1994 Telescopul Hubble a observat o Mare Pat Neagr în emisfera
nordic . Aceast schimbare rapid din atmosfera neptunian se poate datora şi
diferen elor de temperatur dintre vârful norilor s i şi baza norilor s i.
Atmosfera neptunian este adânc , transformându-se treptat în ap şi ghea
topit , a altor elemente, ce înconjoar un miez solid de dimensiunea P mântului.
Magnetosfera neptunian are oscila ii serioase la fiecare rota ie, dar
este de 27 de ori mai puternic decât cea a P mântului. Neptun ca şi ceilal i
gigan i gazoşi are inele, primul descoperit în 1968 de Edward Guinan, iar
celelalte cinci au fost descoperite de Voyager 2. Natura lor nu este l murit pe
deplin, dar se presupune c sunt relativ recente şi au o via scurt .
În 1846 Lasell a descoperit c Neptun avea o lun , Triton, ce orbita
în jurul planetei în direc ie opus fa de direc ia obişnuit a majorit ii lunilor
din sistemul solar, ceea ce sugereaz c este un ,,orfan“ capturat şi adoptat de
Neptun. Gigantul de gaz, de culoare albastr , şi luna sa de ghea , care are o
temperatur de -235 grade Celsius, formeaz un cuplu ciudat. Ciudat este şi
faptul c acest satelit are gheizere, formate probabil din azot, ce arunc jeturi de
gaz la unghiuri de 90º şi transport praful astfel format la sute de km, dup care
cade pe suprafa a satelitului formând dungi întunecate.
În afar de Triton, Neptun mai are înc 12 sateli i, dintre care ultimul
descoperit în 2003 nu are înc un nume.
116
7.6. MATERIA INTERPLANETAR
Noi nu putem observa decât corpurile luminoase sau corpurile
luminate, dac au mase şi volume suficient de mari pentru a reflecta lumina. Cu
toate acestea spa iul dintre planete, care este imens în raport cu dimensiunile
acestora, nu este gol ci este ocupat de materie rarefiat . Aceasta are diferite
dimensiuni şi provine din ciocnirea/dezintegrarea unor corpuri din sistemul
solar: comete, asteroizi, resturi ale materiei originare din care s-a format
sistemul nostru solar sau emisiunea corpuscular a Soarelui.
7.6.1. Meteori şi meteori i
În nop ile senine, adesea avem parte de un spectacol feeric atunci
când observ m mici corpuri luminoase denumite popular ,,stele c z toare“. Ele
nu sunt altceva decât fenomene luminoase provocate de corpuri numite meteori.
Meteorii sunt resturi de materie de m rime mic , rezultate în urma
coliziunii între asteroizi, sau a dezintegr rii cometelor. În general sunt compuşi
din fier şi roc . De foarte multe ori cad asemenea fragmente în atmosfera terestr
cu viteze de cuprinse între 10 şi 70 km/s dar, în urma frec rii cu atmosfera, se
întâmpl ca unii meteori s nici nu ating p mântul. Fenomenul luminos
provocat de c derea prin atmosfer a unui corp solid de dimensiuni mici se
numeşte meteor.
Figura.7.13. Ploaie de meteori.
Credit foto: North American Meteor Network (NAMN).
117
Meteorii care au o mas apreciabil rezist la frecarea cu aerul
atmosferic şi ajung pe suprafa a terestr se numesc meteori ii, iar cei cu viteze
mult mai mari se numesc bolizi.
Meteori ii sunt buc i de diverse dimensiuni de fier şi roc rezultate
în urma coliziunii dintre asteroizi. De asemenea, ei s-au putut forma şi în urma
dezintegr rii cometelor în fragmente.
Mul i meteori i cad spre P mânt, dar majoritatea ard din cauza
frec rii cu aerul înc înainte s ating P mântul, în momentul intr rii lor în
straturile înalte ale atmosferei.
Craterele care se g sesc pe Lun sunt datorate tot meteori ilor, iar din
cauza lipsei atmosferei, nu exist eroziune care s le estompeze cu timpul. Mare
parte din cei peste 22.000 de meteori i g si i pe P mânt sunt resturi din centura
de asteroizi. Doar 18 din ei se pare ca provin de pe Lun , şi numai 14 de pe
Marte. Unii ar putea s provin din comete, deşi nu s-au g sit resturi de comete.
Cele mai probabile locuri unde pot fi g si i meteori i sunt cele
deschise, cum sunt câmpurile de ghea şi deşerturile, unde nu au fost îngropa i
de sedimente sau roci, acoperi i de vegeta ie sau îngropa i sub construc ii.
Numai în Antarctica au fost colec ionate 17.000 eşantioane de meteori i.
Exist îns şi cazuri în care meteori i mari şi chiar gigantici au lovit
serios P mântul. Aşa s-a întâmplat cu meteoritul "Chicxulub" (cuvânt din limba
Yucatec-Maya care se pronun aproximativ Cic-şu-'lub), care a c zut pe P mânt
acum circa 65 milioane de ani şi a provocat printre altele un crater de 180 km în
diametru. M rimea meteoritului se apreciaz de a fi fost de cel pu in 10 km.
Locul impactului se afl în mare, nu departe de coasta nordic a peninsulei
Yucatán şi de oraşul Chicxulub din Mexic. Craterul de sub mare a stat îngropat
în sedimente pietroase, din care cauz el nu a suferit erod ri naturale şi s-a
p strat foarte bine pân în zilele noastre. Se crede c ciocnirea meteoritului
Chicxulub de P mânt a fost cauza dispari iei dinozaurilor.
În secolul trecut, pe 30 iunie 1908, a avut loc un incident similar la
nord de râul Tunguska, din Siberia, când un corp, cu un diametru de 50 m (un
meteorit) a explodat la o în l ime de 6 km, producând o explozie echivalent cu
15-30 de tone de explozibil conven ional. Nu s-au produs pagube umane
semnificative, deoarece zona era izolat , dar undele de şoc au înconjurat
P mântul de mai multe ori. Pentru compara ie, la data de 29.01.2008 un ,,cartof“
enorm, cu dimensiuni cuprinse între 150 m şi 600 m, asteroidul ,,2007 TU 24” a
trecut la ,,numai “ 537.500 km de P mânt, cu o vitez de 9.248 km/s.
V-a i întrebat vreodat de ce sunt importan i meteori ii pentru noi?.
Unii da, unii nu. R spunsul este simplu: sunt singurele dovezi palpabile care ne
vin din spa iu despre materia cosmic pe care le putem atinge, studia şi de ce
nu... colec iona.
♦ Meteori ii au urm toarele caracteristici generale:
• Con inut de fier ridicat.
• Magnetism relativ ridicat.
118
• Crusta de fuziune –creat datorit trecerii prin atmosfera terestr .
♦ Meteori ii sunt clasifica i în func ie de con inutul lor:
• Pietroşi sau litici se afl într-o propor ie de 95,6% şi au în compozi ie Si,
O, Fe, Mg, Ca la fel ca pe P mânt. Ca şi rocile terestre, aceştia se compun
din minerale ca: piroxen, olivin şi plagioclaz dar, spre deosebire de rocile
terestre, au un con inut mai mare de fier şi nichel. Aceştia se mai pot
clasifica în condrite şi acrodite în func ie de con inutul de forma iuni
sferice (condrule care în greceşte înseamn gr unte).
• Feroşi sau sideri i se afl într-o propor ie de 4,5%, fiind buc i rupte în
urma coliziunii dintre asteroizi. Acest tip de meteori i au o structur
mineralogic determinat de întrep trunderea a dou faze ale aliajelor
nichel-fier: camacitul (predomin fierul şi nichelul este <7%) şi taenitul
(nichelul este într-o propor ie de 20-50%). Din acest motiv mai pot fi
clasifica i în: magmatici (solidifica i prin solidificare par ial ) şi
nemagmatici, aceştia din urm fiind rezultatul proceselor de impact.
• Amesteca i (litosiderit sau fero-litici) – provin din mantaua corpului de
origine (preponderent altele decât asteroizi) – care au urm toarele
subclase: pallasite, mesosiderite şi lodranite. Avem pu ine specimene din
acet tip de meteori i, cele mai frecvente sunt din primele dou , iar din
ultma doar doi pân în prezent.
♦ Din punct de vedere al provenien ei, cei mai cunoscu i sunt:
• Meteori ii lunari, în num r de 31 dintre care 15 au fost g si i în
Antartica. Mul i au compozi ie de natur : gabroic (adic feldspa i
plagioclazi şi minerale fero-magneziene ca piroxenii, olivin sau/şi
amfiboli) sau bazaltic , dar majoritatea sunt brecii regolitice (de
acumulare), de compozi ie anortozic – roc alc tuit din peste 90%
felspat plagioclaz şi maxim 10% minerale mafice: fero-magneziene.
• Meteori ii mar ieni (cu origine aproape sigur ) sunt în prezent în num r
de 37. La stabilirea originii lor s-a avut în vedere vechimea şi ,,inventarul“
de gaze nobile. Ei au fost împ r i i în patru grupe:
i) Shergottite sunt roci piroxenice-plagioclazice care se mai pot
subîmp r i în bazaltice şi lherzolitice.
ii) Nakhilite sunt acumul ri de suprafa , care au fost expuse hidrosferei
mar iene şi con in astfel ansamble de carbonate, sulfate şi halite.
iii) Chassigny care este un daunit bogat în olivin singurul de acest tip.
iv) Alan Hills ALH84001 este, ca şi cel anterior singurul de acest tip, un
ortopiroxenit bogat în carbonate. Acest meteorit a fost supus celor mai
aprofundate cercet ri, deoarece prezint nişte forma iuni microscopice care
par a fi incluziuni de bacterii fosilizate ca urmare a unor posibile urme de
via pe Marte.
♦ Una dintre cele mai recente modalit i de analiz şi totodat de
clasificare rapid şi nedistructiv a meteori ilor se bazeaz pe magnetismul lor
furnizând cinci metode de studiu:
119
a) Susceptibilitatea magnetic const în m soararea volumului
magnetiz rii în func ie de valoarea câmpului aplicat. Se ob ine astfel o m sur a
concentra iei mineralelor, îndeosebi a celor feromagnetice dar şi paramagnetice,
care depinde de dimensiunea granulelor componente.
b) Temperatura Curie const
în determinarea varia iei
susceptibilit ii magnetice în func ie de temperatur . Metoda const în trasarea
unor curbe ale susceptibilit ii magnetice în func ie de varia ia temperaturii
probei care se afl într-un mediu lipsit de aer (argon), pentru a nu se afecta
probele. Se ob in astfel curbe ale susceptibilit ii magnetice care în func ie de
palierele atinse pot da informa ii despre mineralele din componen a probei.
Palierele intermediare, dac sunt, asigur mai multe elemente de identificare
cum ar fi: taenitului, kamacitului, magnetitului, troilitului, etc.
c) Magnetizarea izoterm remanent const din m surarea
magnetiz rii unei probe care a fost supus anterior unui câmp magnetic extern,
la o temperatur constant . Din graficele astfel ob inute se poate deduce prezen a
mineralelor magnetice.
d) Dependen a de frecven presupune urm rirea raporturilor dintre
m sur torile ob inute la diferite frecven e.
e) Anizotropia este o metod bazat pe m surarea r spunsului la
aplicarea unui câmp electromagnetic în func ie de pozi ionarea probei.
Rezultatul ob inut reprezint o m sur precis a dependen ei magnetiz rii de
pozi ie prin compararea rezultatelor la multiple m sur tori cu proba într-o
pozi ie fix , cu cele ob inute dup orientarea aleatoare a probei.
Aceste m sur tori se fac, îns , numai meteori ilor cu un con inut
redus de fier.
Figura.7.14. Un meteorit şi craterul s u.
Credit foto: Frank Florian, TWoS-E / RASC.
120
♦Tipuri de meteori i:
Feroşi
alc tui i din fier şi nichel;
similari asteroizilor de tip M.
Fero-litici
amestec de fier şi material
pietros, asemeni asteroizilor de
tip S.
Condrite
cei mai mul i meteori i fac parte
din aceast clas ;
sunt similari ca şi compozi ie cu
mantaua şi crustele planetelor
terestriale.
foarte asem n tori, ca şi
Condrite- compozi ie cu Soarele, mai pu in
Carbonacee volatili;
similari cu asteroizii de tip C.
Acondrite
similar cu bazaltul;
se presupune c originea lor este
de pe Lun sau Marte.
Datorit rarit ii lor , deoarece locurile favorabile g sirii lor sunt:
deşerturi, albii secate, zonele înghe ate de la poli, pre urile meteori ilor
variaz în func ie de raritatea clasei din care fac parte şi de m rimea lor. Cei
mai scumpi sunt cei acondritici care au un pre de zeci de mii de dolari per
gram, urma i de cei fero-litici cu un pre cuprins între 20 şi 50 de dolari per
gram, iar cei mai ieftini sunt cei feroşi cu un pre de câ iva dolari per gram.
Şi pe teritoriul rii noastre s-au g sit meteori i conform datelor de
mai jos:
121
NR.
CRT
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
LOCALITATEA
MASA(KG)
DATA
0,577
22,7
300
16,25
0,958
21
0,552
19.05.1858
04.09.1852
03.02.1882
11.10.1857
27.04.1927
07.08.1937
31.03.1875
Cacova
Mez -Madaras
Moci/Mocs
Ohaba
Sopot
Tauti
Jadani /Zadany
Odat cu cercetarea meteoritului mar ian ALH84001, cel care a f cut
ca oamenii de ştiin şi nu numai ei, ci chiar pe preşedintele american în
exerci iu Bill Clinton s afirme c au existat forme primitive de via pe Marte, a
ap rut nevoia de a cerceta mai îndeaproape aceşti soli cereşti. În cercet rile
efectuate în diverse medii foarte ostile vie ii pe P mânt s-au descoperit
organisme extremofile care tr iesc în medii radioactive (bacteria Radiodurans),
în apele de la Marea Moart (bacteria Halobacterium), care au capacitatea de a
repara defec iuni ale ADN.
7.6.2.Comete
Armonia sistemului nostru solar este perturbat din când în când de
apari ia unei stele cu coad , considerat pân nu demult o stea de groaz ,
malefic : o comet . Studiile lui Edmund Halley din secolul al XVII-lea au
revolu ionat ştiin a cometelor. Cele mai apropiate comete, cele cu perioad
scurt , sunt cele din Centura Kuiper. Aceste comete sunt şi mai accesibile pentru
studiu şi cercetare.
Cometele sunt corpuri cereşti mici care se rotesc în jurul unui Soare.
În mod normal este vorba de Soarele Sistemului nostru Solar. Majoritatea
cometelor sunt formate din trei p r i:
• un nucleu central, solid, alc tuit din gaze înghe ate, care inglobeaz
pietricele şi praf,
• o coam rotund sau cap care înconjoar nucleul, formate tot din gaze şi
particule,
• o coad lung de gaze şi praf în prelungirea capului, ce poate atinge o
lungime de câteva sute de milioane de km.
122
Figura 7.15. Orbita unei comete cu coad dubl .
Multe comete trec prin zonele marginale ale Sistemului Solar.
Uneori, unele din ele ajung totuşi şi în apropierea Soarelui, unde capetele lor
luminoase şi cozile lor lungi şi str lucitoare constitue o imagine spectaculoas .
Majoritatea cometelor se apropie de Soare doar pentru o scurt perioad de timp.
Cercet rile moderne au început prin lansarea sondei spa iale Giotto
de c tre ESA–Agen ia Spa ial European , care a cercetat cometa Halley în
martie 1989. Datele ob inute au scos în eviden faptul c nucleul cometei are o
lungime de 16 km şi un diametru de 6,5 km, prezentând o structur complex .
Activitatea de la suprafa const din praf şi gaze în fierbere, gaze care nu ocup
10% din suprafa , iar în rest uriaşul ,,cartof “ este negru ca t ciunele.
Când o comet se apropie de Soare, c ldura acestuia ,,crap ”
suprafa a cometei şi ghea a solid aflat în miezul ei, se transform în gaz prin
procesul fizic numit sublimare. Astfel cometa se înconjoar de un nor de gaz,
numit coam , care se întinde datorit vântului solar pe o distan de mai multe
milioane de km, dar atât de uşoar încât ar putea înc pea într-o valiz de voiaj.
Vântul solar este atât de puternic încât, indiferent de direc ia cometei, coada se
propag în partea opus Soarelui.
Cometele, care au provocat groaz de-a lungul timpului, sunt defapt
nişte ,,bulg ri murdari “ compuşi din: carbon, hidrogen, minerale şi ap
înghe at în propor ie de 50%. Tocmai aceast incredibil cantitate de ap i-a
f cut pe savan i s presupun c apa de pe planeta noastr provine din perioada
când aceste comete ,,bombardau” P mântul, perioad în care P mântul se
preg tea s g zduiasc via a. Cometele Centurii Kuiper continu s furnizeze şi
ast zi materie P mântului sub forma prafului cometar şi a buc ilor mari, care
ard la intrarea în atmosfer , sau a fragmentelor mici ce cad pe suprafa a
P mântului.
Pentru a putea studia monstre nealterate, dintr-o comet , a fost
lansat o sond spa ial , prin programul STARDUST, spre cometa Wild 2. În
ianuarie 2004 sonda, aflat la 240 km de comet , a prelevat probe de praf şi
dup doi ani a revenit acas , aducând noi informa ii despre compozi ia şi
evolu ia cometelor, demonstrând c acestea con in şi molecule organice.
123
Ca de obicei, cu cât s-au acumulat mai multe informa ii despre
comete, cu atât s-a m rit şi num rul de întreb ri, iar în consecin , studiul şi
explorarea cometelor r mâne o prioritate pentru programele spa iale de
cercetare.
7. 7. MARGINILE SISTEMULUI SOLAR
Din antichitate oamenii au considerat c sistemul solar împreun cu
stelele reprezint tot Universul , iar P mântul este centrul acestui Univers. Când
Nicolaus Copernic a presupus c Soarele, şi nu P mântul, se afl în centrul
acestui Univers, s-a produs o adev rat revolu ie în cunoaştere, zdruncinând din
temelii credin e, obiceiuri şi tradi ii.
Atunci când Galileo Galilei a descoperit inelele lui Saturn, în anul
1610, astronomii au fost convinşi c hotarele imperiului solar se întind mult mai
departe decât puterea de observare a instrumentelor astronomice din acea
perioad , iar Universul este nesfârşit, infinit.
Îmbun t irea performan elor telescoapelor a f cut ca în anul 1781
William Herschel s descopere planeta Uranus, iar în anul 1846 Johann
Gottfried Galle s descopere planeta Neptun.
Astfel la începutul secolului al XX–lea, sistemul solar avea
urm toarea structur : Soarele înconjurat de cele opt planete (Mercur, Venus,
P mânt, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus şi Neptun) şi lunile lor, care orbitau în
jurul Soarelui. Data de 18 februarie 1930 a fost un alt punct de reper în
încercarea de a cunoaşte grani ele sistemului nostru solar, atunci când
astronomul american Clyde W. Tombaugh a avut norocul s descopere la o
distan de peste 39,5 unit i astronomice o nou planet . Datorit distan ei mari
fa de Soare, precum şi a faptului c mişcarea sa de revolu ie este de
aproximativ 249 de ani tereştri, a primit numele Pluto, dup numele zeului
roman al Lumii de dincolo. Astfel structura sistemului nostru solar în secolul
trecut s-a modificat prin ad ugarea lui Pluto la num rul planetelor cunoscute şi a
lui Charon, satelitul s u descoperit în 1978 de Jim Christy, ad ugat la num rul
sateli ilor naturali ai sistemului.
Începutul nostru de secol a fost bulversat, atunci când, pe 24 august
2006, în urma unei rezolu ii a Uniunii Astronomice Interna ionale, Pluto a fost
retrogradat la statutul de planet pitic sau plutoid. Aceast reclasificare şi
reordonare a corpurilor din sistemul nostru solar a fost necesar , deoarece în
ultimul deceniu al secolului trecut au fost observate peste 1.000 de obiecte
cereşti, situate într-o band cuprins între 30 şi 50 de unit i astronomice, care a
fost numit Centura Kuiper. Numele a fost dat în cinstea astronomului
american, de origine olandez , Gerard Peter Kuiper (1905–1973), cel care a
prezis şi a demonstrat existen a acesteia, ca fiind format din corpuri ce
124
reprezint r m şi e ale materiei primordiale din care s-a format sistemul nostru
solar.
Centura Kuiper este populat din plutoizi, planete mici şi comete.
Vom trece în revist cele mai reprezentative corpuri din aceast regiune.
Pluto a fost considerat pân de curând a noua planet de la Soare,
deşi era mai mic decât cei mai mari sateli i din sistemul solar: Ganimede, Titan,
Callisto, Io, Luna, Europa şi Triton. Masa plutonian nu dep şeşte 0,2 din masa
Lunii. Atmosfera sa este format din azot şi monoxid de carbon, aflat în
echilibru cu interiorul s u solid. Temperatura sa de -240 oC se pare c se
datoreaz şi efectului de sublimare a ghe ii de azot.
Pluto are ast zi trei sateli i cunoscu i: Charon, cunoştin a noastr mai
veche, Nix şi Hydra. Pentru a afla mai multe despre acest corp ceresc îndep rtat,
NASA a lansat o sond spa ial New Horizonts, pe data de 19 ianuarie 2006,
care dup 9 ani, în 2015, va ajunge la Pluto oferindu-ne noi informa ii.
Al doilea corp din categoria plutoizilor a fost descoperit în Centura
Kuiper în 2002. A fost botezat Quaoar de descoperitorii s i, dup numele zeului
crea iei din mitologia tribului Tongva. Corpul este mai mare decât Charon,
satelitul lui Pluto, având un diametru de 1.250 km şi un volum în care ar putea
înc pea peste 50.000 de asteroizi. Quaoar mai fusese fotografiat în 1980 de
echipa lui M. Brown, dar nu a fost recunoscut decât în 2002, probabil şi datorit
faptului c ocoleşte Soarele la fiecare 288 de ani, pe o orbit situat la o distan
de 6,4 de miliarde de kilometri.
Al treilea plutoid ca m rime din Centura Kuiper a fost descoperit în
2005 la Observatorul de pe Mount Palomar din SUA. Corpul a fost botezat
Make Make de descoperitorii s i , dup numele Zeului Crea iei al tribului Rapa
Nui. Fiind situat la circa 7,8 miliarde de km şi înconjurând Soarele la
aproximativ 306,5 ani odat , a fost pu in cercetat. Observa iile de pân acum au
ar tat c are un diametru de 1.600 km la fel ca Rhea, satelitul lui Saturn.
Cel mai important obiect ceresc din aceast regiune este, de departe,
plutoidul Eris. A fost descoperit de Mike Brown şi echipa sa de la CaltechPasadena din California, în 2005, la circa 15 miliarde de km. Cu un diametru de
3.000 de km, Eris este cea mai important descoperire, de la descoperirea
satelitului neptunian, Triton, din 1846 pân în prezent. Fiind mai mare cu 27%
decât Pluto a fost numit şi a zecea planet .
Numele Eris a fost dat , de descoperitorii s i, dup numele zei ei
gâlcevii şi discordiei din mitologia greac . Corpul are o suprafa g lbuie,
probabil de la metanul care iese din interior şi înghea imediat la suprafa a,
datorit unei temperaturi mai mici de -240 oC. Eris înconjoar Soarele într-un
timp de dou ori mai mare decât timpul necesar lui Pluto, fiind înso it de un
satelit, Dysnomia, cu diametrul de 150 km, care-l înconjoar la fiecare 16 zile.
Satelitul a primit numele fiicei lui Eris, Dysnomia, zei a haosului şi f r delegii.
125
Figura 7.16. Cele mai mari corpuri transneptuniene cunoscute.
Credit: NASA/ESA.
În martie 2004 diferite echipe de astronomi au anun at prezen a unui
obiect la 86 de unit i astronomice, care nu f cea parte din Centura Kuiper.
Corpul, aflat în cele mai reci regiuni ale sistemului solar, a fost numit de
descoperitorii s i Sedna, dup numele unui zeu inuit ce s l şuia în adâncul
Oceanului Înghe at. Sedna este cu atât mai important cu cât nimeni nu se aştepta
s g seasc un astfel de corp între Centura Kuiper şi Norul lui Oort.
Sedna mai atrage aten ia şi pentru culoarea sa roşiatic fiind, dup
Marte, al doilea obiect ceresc de culoare roşie cunoscut din sistemul nostru solar.
Este mai mic decât Pluto, având un diametru de 1.700 km şi înconjoar Soarele
la 10.500 de ani. Temperatura plutoidului la suprafa este de circa -2400C.
Existen a acestui corp la o asemenea distan , care s înconjoare Soarele, a fost
explicat de oamenii de ştiin prin urm toarea ipotez şi anume: ori Norul lui
Oort se întinde mult mai aproape de Soare, ori Sedna este înc un obiect
provenit din materia primordial din care s-a format sistemul solar.
Norul lui Oort este defapt o ipotez propus de astronomul Jan Oort
în 1950. Pentru a explica dimensiunile sistemului nostru solar, el a presupus c
influen a Soarelui se manifest într-o regiune sferic ce are Soarele în centru şi o
raz egal cu jum tate din distan a de la Soare la cea mai apropiat stea,
Proxima Centauri, aflat la 4,24 ani-lumin , adic o sfer cu raza de 2,12 ani126
lumin . Acest sfer extins pe aproximativ 30 de mii de miliarde de km este
format din materia primordial din care s-a format sistemul solar, un imens nor
molecular şi miliarde de corpuri de ghea , comete cu perioad lung . Acest tip
de comete cu perioad lung au fost observate în interiorul sistemului solar
numai odat , spre deosebire de cometele din Centura Kuiper a c ror perioad nu
dep şeşte 200 de ani.
Norul lui Oort con ine miliarde de comete, aflate la distan e cuprinse
între 16 şi 160 de milioane de km, una de alta. Existen a lor este stranie şi
datorit faptului c
,,plutesc de la sine” în spa iu de patru miliarde de ani, pe
orbite atât de ample şi de lente, încât înconjoar Soarele în aproape 30 de
milioane de ani. Orice perturba ie, a unui astru din vecin tatea traiectoriei lor, le
poate modifica traiectoria, trimi ându-le fie spre interiorul sistemului solar cu
vitez accelerat , fie în spa iul interstelar.
Norul lui Oort, un gigantic nor molecular, este datorat acumul rii de
hidrogen provenit de la naşterea Imperiului Solar. Datorit for elor moleculare
de leg tur dintre ele, moleculele reac ioneaz foarte rar, cam la 300 ÷ 500 de
milioane de ani, dar destul de violent încât s redistribuie configura ia cometelor
din Nor. Masa total a cometelor din Norul lui Oort este estimat a fi de circa 40
de ori mai mare decât masa P mântului.
127
CAPITOLUL 8
LUNA
8.1. FORMAREA LUNII
Este singurul satelit natural al P mântului, fiind cunoscut înc din
timpuri preistorice, deoarece este al doilea corp ceresc ca str lucire dup Soare.
Fiecare civiliza ie a numit Luna în func ie de de cultur şi nivelul de dezvoltare,
grecii i-au spus Artemis şi Selena, romanii Luna, etc.
Abia în secolul trecut, primul pas în cunoaşterea de aproape a Lunii,
s-a f cut prin lansarea sondei spa iale sovietice Luna 2, în anul 1959, iar zece ani
mai târziu, în 20 iulie 1969, Luna a fost vizitat de un echipaj uman.
Satelitul nostru natural este un bulg re de roc şi praf de 81 de
milioane de miliarde de tone cu un diametru de 3476 km, ce orbiteaz la aproape
400.000 de km deasupra noastr . Are mun i de pân la 4.800 m în l ime şi
milioane de cratere ce-i br zdeaz solul uscat, pentru c nu a fost g sit ap în
stare lichid . Temperatura variaz între –250 oC şi 380 oC , iar gravita ia sa este
de şase ori mai mic decât cea terestr .
Din sumara descriere de mai sus deducem cu uşurin c nu este nici
pe departe un loc primitor, dar cu toate acestea, Luna continu s ne fascineze şi
s ne impresioneze.
Luna este partenerul nedesp r it al P mântului în mişcarea sa de
revolu ie în jurul Soarelui. Cu toate acestea, Luna nu exista acum 4,5 miliarde de
ani, atunci când sistemul nostru solar timpuriu avea mai multe planete. Printre
acestea se afla o planet , cam jum tate cât P mântul, Theia, a c rei orbit s-a
intersectat cu a P mântului, iar la un moment dat a intrat în coliziune cu
P mântul. În urma acestei ciocniri catastrofale, de o putere inimaginabil , s-au
desprins sec iuni cât continentele de pe suprafa a Terrei, fiind aruncate în spa iu.
Acestea con ineau elemente mai uşoare decât fierul, iar atmosfera din jurul
planetei topite era format din vapori de roc .
Gravita ia P mântului a atras majoritatea vaporilor de roc , dar restul
au ajuns în spa iul cosmic şi pentru c nu au reuşit s scape definitiv de atrac ia
P mântului au format în jurul acestuia un inel de praf şi roc . Prin procesul
numit concreştere, particulele s-au ciocnit şi au fuzionat între ele formând
bulg ri mai mari. În timp ce resturile se uneau, for ele de gravita ie combinate au
atras şi mai multe fragmente, pân când miliardele de particule au format o
minge fierbinte de materie topit , protoluna. În mai pu in de 100 de ani s-a
r cit, devenind un bulg re solid de piatr , de cinci ori mai mic decât P mântul,
la o distan de 27.350 de km de acesta.Geneza ei violent a îndep rtat-o de
P mânt într-o c l torie ireversibil , care va dura pân la sfârşitul vie ii Soarelui
nostru. Anual Luna se îndep rteaz cu 3,8 cm de noi.
Acum 4 miliarde de ani, Luna orbita la 138.400 de km afectând
profund P mântul prin atrac ia sa gravita ional . Atrac ia sa gravita ional a
128
creat maree cu valuri înalte de mii de metri, care n v lind pe uscat au creat supa
primordial din care a ap rut via a. Un alt efect benefic al giganticelor maree a
fost acela c au îmblânzit atmosfera planetei permi ând astfel evolu ia
diverselor forme de via spre structuri mai complexe.
În urma coliziunii cu Theia –Zei a Mam a Lunii, axa P mântului
s-a înclinat la 23,5 grade şi viteza sa de rota ie în jurul axei proprii s-a m rit,
fiind de patru ori mai mare ca ast zi.
Figura 8.1. Luna. Credit: NASA.
Dup formarea ei, Luna a men inut aceast înclina ie şi datorit
permanentei interac iuni dintre aceste corpuri cereşti, P mântul şi-a redus viteza
de rota ie la cea de azi. Ast zi, influen a Lunii este mult mai mic , dar nu a
disp rut complet, se pare c înc mai are suficient for pentru a produce erup ii
vulcanice şi cutremure.
8.2.MIŞCAREA REAL ŞI APARENT A LUNII
Observa iile sistematice f cute asupra Lunii din acelaşi loc de pe
suprafa a P mântului, în nop i succesive, dovedesc c imaginea aparent a Lunii
se deplaseaz printre stele, în sens direct, r t cind numai printre stelele din
constela iile zodiacale.
Pentru a calcula mişcarea real a Lunii trebuie s rezolv m atât
problema celor trei corpuri cât şi problema perturba iilor.
Într-o aproxima ie destul de bun putem considera c mişcarea real
a Lunii în raport cu P mântul este rezultatul strict al interac iunii gravita ionale
cu P mântul.
129
În aceste condi ii mişcarea Lunii, în raport cu P mântul, în acord cu
legile lui Kepler se face pe o traiectorie eliptic ce are P mântul într-unul din
focare.
Planul traiectoriei mişc rii reale a Lunii în raport cu P mântul este
înclinat fa de planul traiectoriei P mântului în jurul Soarelui cu un unghi
variabil.
Din calcule reiese c luna sideral are o durat de 27 de zile 1/3.
Luna se roteşte în jurul axei proprii cu o asemenea vitez încât în
mişcarea sa de revolu ie în jurul P mântului ne arat aceeaşi fa (fa a vizibil a
Lunii).
8.3. CONFIGURA IILE LUNII
În func ie de pozi iile celor trei corpuri: Soarele, P mântul şi Luna
avem urm toarele situa ii:
a) Luna şi Soarele sunt în conjuc ie fa de P mânt atunci când P mântul,
Luna şi Soarele sunt pe aceeaşi direc ie.
b) Luna şi Soarele sunt în opozi ie fa de P mânt atunci când Luna,
P mântul şi Soarele sunt pe aceeaşi direc ie.
c) Luna se afl la p trar adic atunci când Luna ocup una din pozi iile de
mai jos (vezi figura 8.2):
Figura 8.2. P trar.
d) Luna se afl într-un octant (vezi figura 8.3):
Figura 8.3. Octant.
130
8.4.CERCURILE DE VIZIBILITATE ŞI
ILUMINARE ALE LUNII
O sfer opac atunci când este privit dintr-un punct permite
vizibilitatea observatorului numai asupra calotei din fa (vezi figura 8.4).
Figura 8.4. Cercul de vizibilitate.
Cercul BC se numeşte cerc de vizibilitate şi separ calota vizibil
de calota invizibil . Dac ochiul observatorului A se înlocuieşte cu o surs de
lumin atunci cercul de vizibilitate devine cerc de iluminare.
Acest lucru nu presupune c un observator terestru privind spre Lun
sau spre oricare alt planet va putea cuprinde în conul s u de vedere întreaga
semisfer luminat sau întreaga semisfer neluminat a Lunii.
Din acest motiv observatorul terestru apreciaz c imaginea Lunii
proiectat pe sfera cereasc este un fie un disc luminat, fie un corn, fie o secer
în func ie şi de pozi ia Lunii.
8.5. FAZELE LUNII
Luna orbiteaz în jurul P mântului în circa 29 de zile (ciclul lunar)
ar tându-ne aceeaşi fa , dar deoarece se mişc permanent în rela ia cu Soarele
şi P mântul, ne apare sub înf iş ri diferite cunoscute ca fazele Lunii.
Acest lucru nu se datoreaz faptului c Luna şi-ar schimba forma, ci
pur şi simplu datorit pozi iei sale, sub care este v zut de un observator
terestru. Din acest motiv discul lunar de form circular , îi apare observatorului,
ca având un sector luminat şi unul întunecat, separate printr-o linie net , numit
terminator, astfel încât formele celor dou regiuni, precum şi ariile sunt
variabile în timp.
Când observatorului îi apare semisfera neluminat spunem c avem
Lun Nou , iar în opozi ie cu ea, când avem sfera neluminat , avem Lun
Plin . Între cele dou pozi ii, dup Lun Nou atunci când sectorul luminat este
egal ca arie cu cel neluminat, adic în aproximativ 7 zile şi trei optimi de la
131
momentul conjunc iei, spunem c avem Primul P trar, iar opusul s u se
numeşte Ultimul P trar.
Când este Lun Nou , atât Soarele cât şi Luna sunt aliniate pe aceeaşi
ax , iar gravita ia lor combinat afecteaz scoar a P mântului mai mult decât de
obicei. Când este Lun Plin , Soarele şi Luna fiind în opozi ie, atrac ia asupra
P mântului se face din direc ii opuse, ca într-un imens joc astronomic care pe
care.
Oamenii din vechime şi-au dat seama de influen a Lunii în mod
intuitiv, dar ast zi, cu ajutorul mijloacelor moderne, s-a constatat c Luna înc
mai exercit o influen major asupra P mântului şi chiar s-au creat teorii
empirice pentru prevederea unor catastrofe naturale: erup ii vulcanice,
cutremure, dar şi prevenirea oamenilor, pentru diminuarea pagubelor şi a
pierderilor de vie i omeneşti.
8.6. ROTA IA PROPRIE ŞI LIBRA IILE LUNII
Observa iile astronomice efectuate asupra Lunii îi prezint
P mântului întotdeauna aceeaşi fa , reprezentat prin aceeaşi semisfer .
Aceasta dovedeşte c pe de-o parte Luna are o mişcare de rota ie în jurul axei
proprii care are acelaşi sens cu sensul de revolu ie a sa în jurul P mântului şi pe
de alt parte durata acestei rota ii este egal cu durata rota iei Lunii cu 360° în
jurul P mântului.
Teoretic se ştie c în orice moment din orice loc de pe suprafa a
P mântului este vizibil numai jum tate din suprafa a Lunii (fa a vizibil ).
Totuşi observa ii mai atente au dovedit c este posibil explorarea unei suprafe e
mai mari de 60% din suprafa a Lunii. Acest lucru este posibil datorit
fenomenului numit libra ie (balans) ale Lunii.
Aceste libra ii sunt posibile datorit faptului c axa de rota ie a Lunii
este înclinat cu 88°28 38" pe planul eclipticii iar înclinarea ei pe planul orbitei
sale variaz între 83°11 şi 83°29 .
În acest mod, datorit acestei mişc ri care prezint perturba ii şi din
cauz c axa sa de rota ie nu este perpendicular pe planul orbitei sale, Luna are
o mişcare de balansare în jurul unei pozi ii mijlocii, mişcare cunoscut sub
numele de libra ia Lunii în longitudine şi latitudine.
Datorit distan ei mici a Lunii fa de P mânt suprafa a semisferei de
vizibilitate nu este aceeaşi pentru to i observatorii afla i în puncte diferite pe
suprafa a terestr . Astfel atunci când un observator vede Luna r s rind va
observa o parte a suprafe ei acesteia situat la marginea de vest a discului lunar
iar un alt observator care vede Luna apunând va observa o alt parte a suprafe ei
Lunii, aceea situat la marginea estic a discului lunar. Acest fenomen este
cunoscut sub numele de libra ie diurn (paralactic ).
132
CAPITOLUL 9
ECLIPSE
Un astru îndep rtat, spre care priveşte un observator terestru, poate
deveni invizibil, din când în când, pentru scurt timp datorit Lunii care
deplasându-se în jurul P mântului trece în fa a astrului, fenomen numit
oculta ie. Cel mai des sunt ocultate stelele şi mai rar planetele. Determinarea cu
exactitate a momentelor de început şi de sfârşit ale oculta iilor are o importan
deosebit în studiul mişc rii Lunii şi a formei discului s u.
9.1. ECLIPSELE DE SOARE
Oculta iile pe care Luna i le produce Soarelui sunt percepute de
observatorul terestru ca fiind eclipsele de Soare. Datorit interpunerii Lunii
între P mânt şi Soare, reprezentat în figura 9.1, pe semisfera terestr expus
Soarelui exist o regiune unde, deşi suntem în timpul zilei, nu mai poate sosi
nici o raz de lumin direct de la discul solar (regiunea ab, aflat în conul de
umbr al Lunii), exist de asemenea, regiuni unde sosesc raze de lumin directe,
provenind îns numai de la anumite zone ale discului solar (regiunile ac şi
respectiv bd, aflate în domeniul de penumbr al Lunii), precum şi regiuni unde
sosesc raze de lumin directe, provenind de la întregul disc solar (regiunile cf şi
respectiv dg, aflate în afara domeniului de penumbr al Lunii).
Fig. 9.1.
Pentru un observator aflat oriunde în regiunile ac sau bd, din interiorul
domeniului (conului) de penumbr al Lunii, o parte a discului solar este invizibil ,
discul solar fiind acoperit par ial de discul Lunii, apreciindu-se astfel c acolo s-a
produs o eclips de Soare par ial . De exemplu, pentru observaotrul din e este
vizibil numai zona BC a Soarelui. Distan a dintre P mânt şi Lun fiind variabil ,
363.300 km < dTL < < 405.500 km (deoarece traiectoria Lunii în raport cu
P mântul este o elips ), nu întotdeauna vârful conului de umbr al Lunii atinge
suprafa a P mântului (fig. 9.2).
133
Fig. 9.2.
În aceste condi ii, pentru un observator O aflat în apropierea axei
conului de umbr al Lunii, discul aparent al Lunii se proiecteaz pe sfera
cereasc peste discul aparent al Soarelui în aşa fel încât marginile discului solar
r mân neacoperite şi formeaz un inel sub ire luminos în jurul discului
întunecat al Lunii, apreciindu-se astfel c acolo s-a produs o eclips de Soare
inelar . Datorit deplas rii Lunii, de la Vest spre Est în jurul P mântului, toate
eclipsele de Soare încep prin apari ia unei scobituri circulare întunecate în
partea de Vest a discului solar, scobitur care avanseaz lent în discul solar,
transformându-l într-un corn luminos din ce în ce mai sub ire, acoperind treptat
numai o parte a discului solar (în cazul eclipsei par iale) sau întregul disc solar
(în cazul eclipsei totale). Apoi, discul întunecat al Lunii, descoper discul
aparent al Soarelui şi eclipsa de Soare s-a terminat (pentru observatorul din
punctul considerat). În faza maxim a eclipsei totale de Soare pata de umbr
determinat de Lun pe suprafa a P mântului are diametrul de aproximativ 300
km. Evident, datorit efectului cumulat al rota iei Lunii în jurul P mântului şi al
rota iei P mântului în jurul axei proprii, umbra de pe sol a Lunii alearg de la
Vest spre Est, cu o vitez relativ de aproximativ 500 m/s, m turând o band cu
lungimea de câteva mii de km şi cu l imea de aproximativ 300 km. Dac întrun anumit loc de observare, o eclips de Soare în faza total dureaz , cel mai
frecvent, 2-3 minute şi cel mai mult 7 minute, atunci durata tuturor fazelor unei
eclipse de Soare, de la debutul în primul loc de observare şi pân la momentul
termin rii în ultimul loc de observare, este de aproximativ dou ore.
Deşi eclipsele totale de Soare au o durat de numai câteva minute,
corespunz tor fiec rui loc de pe suprafa a P mântului, totuşi observarea lor
prezint un interes deosebit pentru astronomi şi fizicieni în scopul studierii
fenomenelor care se petrec în coroana solar , zon greu accesibil observa iilor
în prezen a întregului disc solar. Într-adev r, în momentul realiz rii eclipsei
totale de Soare, inelul luminos care înconjoar discul întunecat al Lunii
reprezint coroana solar , locul exploziilor solare. Un fenomen deosebit de
interesant, denumit „inelul cu diamante“, are loc în momentul începerii
reapari iei discului solar, dup faza de eclips total , când o jerb luminoas
acoper marginea din fa a discului lunar, p rând c izbucneşte din acesta,
134
astfel încât ad ugându-se inelului luminos care înconjoar discul întunecat al
Lunii, formeaz imaginea str lucitoare a unui inel cu diamante. Pentru a
surprinde asemenea evenimente, fie şi numai pentru câteva minute, echipe de
cercet tori fac deplas ri de la mii de km cu aparatur divers , complicat şi grea
pân în zonele care s le ofere o vizibilitate optim a eclipselor totale de Soare.
Figura 9.3. Eclips total de Soare. Credit: Luc Viatour.
O eclips total de Soare vizibil din ara noastr a avut loc pe data
de 11 august 1999, iar o eclips par ial a putut fi observat din România la 29
martie 2006 şi la 1august 2008.
Eclipsele de Soare au loc numai atunci când Luna, în faz de Lun
Nou , se afl foarte foarte aproape de ecliptic .
9.2. ECLIPSELE DE LUN
Un con de umbr şi un con de penumbr înso esc, asem n toare
Lunii, înso esc şi P mântul în mişcarea sa din planul eclipticii în jurul Soarelui.
Semisfera terestr înscris în acest con de umbr este în noapte.
Figura 9.4.
135
Mişcându-se în jurul P mântului, Luna poate p trunde în conurile de
penumbr şi umbr ale P mântului astfel încât pentru un observator terestru aflat
în semisfera nocturn ea devine invizibil total sau par ial, ceea ce înseamn o
eclips de Lun total sau eclips de Lun par ial .
O eclips de Lun este vizibil din toate punctele aceleeaşi semisfere
terestre nocturne, debutul şi finalul s u fiind evenimente simultane pentru to i
observatorii afla i în puncte terestre diferite.
Dac în drumul ei în jurul P mântului, Luna, taverseaz numai conul
de penumbr al P mântului atunci se produc eclipse de Lun par iale şi totale de
penumbr .
Orice eclips de Lun par ial sau total de umbr este precedat şi
urmat de câte o eclips de Lun în penumbr , deoarece traversarea conului de
umbr implic intrarea şi apoi ieşirea din conul de penumbr . Nu acelaşi lucru se
întâmpl în cazul unei eclipse de Lun în penumbr , adic nu este urmat
întotdeauna de o eclips în umbr .
În timpul unei eclipse totale de Lun aceasta nu este întotdeauna
complet invizibil deoarece atmosfera terestr absorbind mai mult radia ia din
extremitatea violet a spectrului, o mare parte din radia ia roşie trece, iar în acest
fel discul Lunii în timpul eclipsei totale apare de culoare roşietic .
Eclipsele de Lun nu pot avea loc decât atunci când Luna, în faza de
Lun Plin , se afl foarte aproape de ecliptic .
9.3. PERIODICITATEA ECLIPSELOR
Într-un an se pot produce cel mult şapte eclipse în urm toarele
variante:
1. cinci eclipse de Soare şi dou de eclipse de Lun :
• dou eclipse de Soare şi o eclips de Lun la începutul anului
(eclipsa de Lun are loc între cele dou eclipse de Soare);
• dou eclipse de Soare şi o eclips de Lun între ele la mijlocul
anului;
• o eclips de Soare la sfârşitul anului.
2. patru eclipse de Soare şi trei eclipse de Lun :
• o eclips de Lun urmat de o eclips de Soare la începutul anului;
• dou eclipse de Soare şi o eclips de Lun între ele la mijlocul
anului;
• o eclips de Soare urmat de o eclips de Lun la sfârşitul anului.
Anii cu num r total maxim de eclipse sunt foarte rari. Cei mai
frecven i ani sunt aceea cu numai dou eclipse de Soare şi dou eclipse de Lun .
Anii în care num rul total al eclipselor este minim sunt anii cu dou eclipse de
Soare şi nicio eclips de Lun .
Putem concluziona c eclipsele nu au o periodicitate anual dar, din
observa iile de lung durat , ele se succed aproximativ în acceaşi ordine dup un
interval de timp a c rui durat este de 18 ani şi 11,3 zile. Caldeenii au numit
aceast perioad ciclul lui Saros şi cuprinde 70 de eclipse (41 de Soare şi 29 de
Lun ).
Cu toate c eclipsele de Soare sunt mai frecvente decât eclipsele de
Lun , exist puncte pe suprafa a P mântului unde eclipsele de Lun sunt mai
frecvente, ele fiind vizibile într-o emisfer terestr în timp ce eclipsele de Soare
sunt vizibile într-o band îngust . De exemplu se observ foarte rar o eclips
total de Soare cu toate c într-un saros se produc aproximativ zece eclipse
totale de Soare.
136
CAPITOLUL 10
CALEA LACTEE-GALAXIA NOASTR
Cine nu a admirat pe cerul înstelat, într-o noapte senin şi f r Lun ,
o fâşie albicioas a c rei l ime difer din loc în loc ?. Dac am privi printr-un
binoclu sau lunet am putea vedea c este compus dintr-o puzderie de stele.
Aceast fâşie i-a fascinat şi pe str moşii noştri care au numit-o Calea
Laptelui. Grecii i-au spus Galaxis, iar romanii Via Lacteea. Galaxia, din care
face parte sistemul nostru solar, este alc tuit din aproximativ 200 de miliarde
de stele împreun cu planetele lor şi peste 1.000 de nebuloase. Este o forma iune
cosmic gigantic cu masa de circa 750-1.000 de miliarde de ori mai mare decât
a Soarelui şi cu un diametru de aproximativ 100.000 de ani-lumin , care are o
form discoidal , spiralat ale c rei bra e con in pe lâng altele: materie
interstelar , nebuloase şi stele tinere ce iau naştere din aceast materie.
Figura 10.1.Calea Lactee, într-o reprezentare artistic bazat
pe analiza a zeci de milioane de stele ale galaxiei.Credit:NASA/ESA.
137
10.1. STRUCTURA GALAXIEI
Centrul galactic se afl situat în direc ia Constela iei S get torului, la
o distan de circa 28.000 de ani-lumin , având planul ecuatorial de simetrie
situat mai jos cu 20 de ani-lumin fa de planul ecuatorial al sistemului nostru
solar.
Marginile Galaxiei nu sunt delimitate cu precizie, exact ca în cazul
atmosferei terestre care se pierde în spa iu , dar dac admitem c Galaxia se
întinde pân acolo unde exist cel pu in o stea într-un volum de un parsec cub,
atunci diametrul mare al Galaxiei este de 30.000 de parseci, iar diametrul mic
(grosimea de la centrul discului galactic) de numai 2.500 de parseci.
Pentru a ne forma o imagine cât de cât apropiat asupra
dimensiunilor cu adev rat galactice ale C ii Lactee, s spunem c lumina
str bate sistemul nostru solar într-o jum tate de zi, iar pentru a str bate, de la o
margine la alta discul galactic, lumina are nevoie de circa 100.000 de ani.
Centrul galactic este format dintr-un nucleu, cu un diametru de circa
1.300 parseci, iar materia are o structur foarte complex , aflându-se într-o
mişcare violent şi având o temperatur înalt . Galaxia efectueaz o mişcare de
rota ie în jurul axei de simetrie, dar spre deosebire de corpurile solide, unde
viteza de rota ie este constant , are o vitez de rota ie ce se micşoreaz de la
centru spre margine. În centrul Galaxiei se afl o gaur neagr , adic o entitate
orbitând la trei ani lumin de constela ia S get torului descoperit în noiembrie
2004 de un grup de cercet tori, iar în februarie 2005, o stea gigantic (SDSS
J090745,0+24507), p r seşte Calea Lactee având o vitez de dou ori mai mare
decât în mod normal (aproximativ 0,0022 din viteza luminii), fapt care
dovedeşte existen a unei g uri negre foarte mari în centrul galaxiei.
În jurul centrului galactic se desf şoar patru bra e spirale mari, ce
încep chiar din centrul galaxiei.
Figura 10.2. Galaxia Noastr v zut
de sus.
Aceste bra e au primit numele
constela iei în care se proiecteaz :
-Bra ul Perseu.
-Bra ul Norma-Cygnus.
-Bra ul Crux-Scutum.
-Bra ul Carina-Sagittarius.
-Bra ul Orion.
138
Figura 10.3. Galaxia Noastr v zut
în plan orizontal. Credit: NASA.
Soarele împreun cu planetele, dar şi alte stele sunt situate în bra ul
Orion (numit şi Bra ul Local). Ini ial între stelele din bra se afla gaz, dar unda
de şoc a unei supernove a golit o regiune de gaz. Aceast regiune, în care s-a
format şi Soarele se numeşte acum "Bula Local ". Distan a pân la centrul
galatic este de 26.000 ani lumin . Pân la urm torul bra spiral, bra ul Perseus,
este o distan a de 6500 ani lumin .
Figura10.4. Locul Soarelui în Galaxie.
Fa de stelele din vecin tate, Soarele se deplaseaz în direc ia
constela iei Hercules, acest loc fiind numit apexul solar. În regiunea unde se
afl situat Soarele, se cunosc pozi iile exacte (în spa iu) a peste 100.000 de stele.
Pe o raz de 10 ani lumin se afl 12 stele. Şapte din cele 12 stele sunt pitice
roşii. Doar stelele Sirius A si alpha Centauri A sunt mai mari decât Soarele. Cea
mai apropiat stea, Proxima Centauri, se afl la 4,24 ani lumin .
Sistemul nostru solar efectueaz o rota ie complet în jurul centrului
galactic odat la aproximativ 250 de milioane de ani, cu o vitez de 220 km/s.
Aceast durat se numeşte an galactic. Din punct de vedere al timpului galactic
am v zut c Soarele are frumoasa vârst de 20 de ani galactici. Vârsta Galaxiei
este estimat la circa 10 miliarde de ani, iar a Soarelui la 5 miliarde de ani.
Discul galactic, în care se g sesc stele tinere si mult gaz, este
înconjurat de un halou sferic de stele b trâne, dar şi de un halou de roiuri stelare
globulare, formate odat cu Galaxia Noastr . Dar marea majoritatea a materiei
din galaxie se afla sub form de materie întunecat .
139
10.2. COMPOZI IA GALAXIEI
•
•
•
•
Principalele componente ale Galaxiei sunt:
gazul interstelar – este repartizat neuniform în Galaxie, cu o mas
estimat la o valoare cuprins între o sutime pân la dou sutimi din
masa total a tuturor stelelor din Galaxie.
praful interstelar – este deobicei amestecat cu gazul interstalar, dar în
regiuni distincte ale Galaxiei difer propor iile în care se afl fiecare.
Praful interstelar are o mas estimat la o valoare egal cu a suta partea
din masa total a stelelor din Galaxie şi din acest motiv este considerat
o component esen ial .
nebuloasele – sunt distribuite circa 1.000 într-un disc sub ire în planul
galactic.
stelele – sunt neuniform distribuite în Galaxie , iar dup densitatea lor
s-a determinat aspectul în form de disc al sistemului nostru galactic,
astfel c în interiorul discului se afl stelele duble şi multiple care au o
densitate mai mare ce descreşte de la centru la periferie.
10.3. POPULA II STELARE
Asocia iile şi roiurile de stele care constituie aşa-numitele popula ii
de stele au fost împ r ite în trei subsisteme mari:
a. Popula ia I. În acest subsistem intr acea categorie de stele care
prezint o puternic concentrare spre planul galactic şi mai ales în bra ele spirale
ale Galaxiei. La aceast categorie de stele majoritatea este format din stele
duble. Tot în aceast categorie mai g sim stele supergigantice fierbin i, stele
variabile periodice şi stele pitice. De asemenea, tot aici pot fi observate stele albalbastre luminoase şi tot în aceast categorie mai putem include norii de gaz şi
roiurile deschise.
Stelele din aceast categorie se caracterizeaz prin viteze mici, motiv
pentru care ele execut oscila ii mici în jurul planului galactic, neputându-se
astfel îndep rta prea mult.
b. Popula ia II. Aştrii care alc tuiesc aceast categorie se pot întâlni
atât în vecin tatea planului galactic, cât şi la mari dep rt ri de aceasta. Având o
distribu ie sferic este numit şi componenta sferic a Galaxiei. Din aceast
categorie fac parte roiuri globulare, stele subpitice galbene şi roşii, stele
variabile, etc.
Din punct de vedere chimic, stelele din aceast categorie au un
con inut metalic mai mare decât stelele din Popula ia I. Analiza lor spectral a
ar tat c în compozi ia lor chimic se mai g sesc molecule CH şi CN, în afar de
hidrogen, heliu şi calciu.
140
Stelele din aceast categorie au viteze mari şi din acest motiv orbitele
lor sunt foarte alungite în jurul centrului galactic. Datorit faptului c stelele
nove sunt puternic concentrate spre planul galactic, cele mai multe nedep şind
10° distan de la ecuatorul galactic, dar şi datorit faptului c sunt concentrate
mai mult spre centrul galactic, s-a tras concluzia c pot fi catalogate în aceast
categorie de stele.
c. Popula ia mixt . Corpurile din aceast categorie se caracterizeaz
prin faptul c sunt concentrate spre planul galactic, dar nu atât de puternic
precum obiectele din Popula ia I. Din aceast categorie fac parte stele pitice
galbene şi roşii, stele gigantice galbene şi roşii. Tot aici putem întâlni nove şi
nebulose planetare.
În concluzie putem spune c nucleul şi roiurile globulare con in stele
b trâne, cunoscute ca stele care apar in categoriei Popula ia II ce s-au format din
materia cosmic originar . În bra ele spiralei se afl concentrat categoria
Popula ia I, format din stele tinere şi de vârst medie, bogate în metale. Tot aici
se afl creuzetul în care se nasc stele noi din materia stelar reciclat .
Vârsta celor mai vechi stele din Calea Lactee a fost estimat recent,
în urma prelucr rii observa iilor transmise de telescopul spa ial Hubble, la 13,6
miliarde de ani, în concordan cu vârsta Universului de 13,7 miliarde de ani, şi
în acord cu modelul standard de formare a Universului.
10.4. GALAXII VECINE
În jurul galaxiei noastre, orbiteaz alte câteva galaxii mici, numite
sateli ii galaxiei, dar cei mai importan i vecini r mân: galaxia Andromeda şi
Norii lui Magellan. Pân în prezent s-au descoperit 50 de sateli i ai Galaxiei
Noastre, dar probabil sunt mai mul i.
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
Cele mai apropiate 10 galaxii:
Pitica din Canis Major - 25.000 ani lumin .
Grupul de stele din Virgo - 30.000 ani lumin .
Pitica eliptica din Sagittarius - 81.000 ani lumin .
Norul Mare al lui Magellan - 168.000 ani lumin .
Norul Mic al lui Magellan - 200.000 ani lumin .
Pitica din Ursa Minor - 240.000 ani lumin .
Pitica din Sculptor - 254.000 ani lumin .
Pitica din Draco - 280.000 ani lumin .
Pitica din Sextans - 320.000 ani lumin .
Pitica din Ursa Major - 330.000 ani lumin .
141
Vom analiza numai câteva galaxii mai importante:
1. Andromeda.
2. Norii lui Magellan.
1.Andromeda
Galaxia Andromeda, cunoscut şi ca "Messier 31", "M31", sau şi
"NGC 224" (în textele mai vechi numit "Marea nebuloas Andromeda") este o
galaxie spiral care se afl la aproximativ 2,5 milioane de ani-lumin dep rtare
de P mânt. Andromeda este cea mai mare galaxie din Grupul Local, ce const în
Galaxia Andromeda, Calea Lactee, Galaxia Triangulum şi alte 30 de galaxii mai
mici. Deşi este cea mai mare, s-ar putea ca Galaxia Andromeda s nu fie şi cea
mai masiv , cercet rile recente sus inând c cea mai mult materie întunecat o
con ine Calea Lactee, care prin urmare este cea mai masiv galaxie.
La o magnitudine aparent de 4,4, Galaxia Andromeda este notabil
ca fiind unul dintre Obiectele Messier cele mai luminoase, fiind uşor vizibil cu
ochiul liber. Totuşi, f r un telescop ea pare destul de mic , deoarece partea ei
central este mai întunecat , deşi diametrul unghiular al ei este impresionant-de
7 ori mai mare decât cel al Lunii.
Galaxia Andromeda se apropie de Soare cu o vitez de aproximativ
300 de kilometri pe secund . Cunoscând mişcarea Sistemului Solar în cadrul
C ii Lactee, Galaxia Andromeda şi Calea Lactee se apropie una de alta cu o
vitez de 100 pân la 400 de kilometri pe secund . Calculele arat c ele se vor
ciocni peste aproximativ 2,5 miliarde de ani. În cazul acesta galaxiile se vor
unifica, formând o Galaxie Eliptic gigant . Aceste evenimente sunt obişnuite
printre galaxii.
Figura 10.5. Galaxia Andromeda. Credit:NASA.
142
În anul 2003, folosind infraroşul I-SBF şi ajustând valoarea noului
punct de luminozitate al lui Freedman g sit în 2001 o estima ie a distan ei pân
la Andromeda de 2,57 ± 0,06 mal (miliani-lumin ). Folosind metoda Variabilei
lui Cepheid, în 2004 a fost ob inut o estima ie de 2,51 ± 0,13 mal. Toate aceste
m sur tori produc o medie de 2,54 ± 0,06 mal. Bazat pe informa ia de mai sus,
diametrul maxim al lui M31 este estimat la 141 ± 3 kal (kiloani-lumin ).
Estima ia greut ii pentru haloul Andromedei (inclusiv materia
întunecat ) d o valoare de aproximativ 1,23 × 10¹² M☼, asem nându-se bine cu
Calea Lactee care are circa 1,9 × 10¹² M☼. Chiar dac M31 ar putea fi mai pu in
masiv ca galaxia noastr , eroarea metodei de estimare este înc prea mare ca s
fim siguri. M31 nu con ine mai multe stele decât galaxia noastr , dar ocup un
spa iu mult mai mare ca întindere.
În particular, M31 pare s aib mult mai multe stele comune decât
Calea Lactee, iar luminozitatea sa estimat este aproape dubl decât cea a
galaxiei noastre. Totuşi, rata de formare a stelelor în Calea Lactee este mult mai
ridicat , M31 produce aproape numai o mas solar pe an - în compara ie cu 3-5
mase solare anual pentru galaxia noastr . Rata novelor din Calea Lactee este şi
ea dubl pe lâng rata lui M31. Aceasta sugereaz c în trecut M31 a suferit o
mare faz de formare a stelelor, pe când Calea Lactee tocmai se afl în mijlocul
unei astfel de faze. Asta ar putea însemna c în viitor num rul stelelor din
galaxia noastr va egala num rul de stelelor observate din M31.
Cea mai str lucitoare stea din constela ie este Alpheratz, care
corespunde capului Andromedei. Înainte, aceast stea a fost considerat drept
stea comun a constela iilor Pegas şi Andromeda. Împreun cu α, şi Pegasi
ea formeaz un asterism foarte cunoscut, numit şi Marele P trat al lui Pegas.
Andromedae se mai numeşte Mirach şi este la fel de str lucitoare ca şi
Alpheratz. Andromedae posed un sistem planetar, din care se cunosc trei
planete, care au o mas de 0,71, 2,11 şi 4,61 ori masa lui Jupiter, cea mai mare
planet din sistemul nostru solar.
Figura 10.6. Constela ia Andromeda. Credit:Torsen Bronger.
143
În mitologia greac Andromeda era fiica lui Cepheus, regele
Aethiopiei. Fiindc mama ei, pe nume Cassiopea, îşi atr sese mânia zeilor
pretinzând c e mai frumoas decât Nereidele, Poseidon a trimis un monstru
marin ca s pustiasc ara. Oracolul a prezis c p catul Casiopeei poate fi isp şit
numai de c tre Andromeda. Silit de etiopieni, Cepheus şi-a sacrificat fiica: el a
înl n uit-o de o stânc , l sând-o acolo prad monstrului. Andromeda e salvat
îns de Perseus, la întoarcerea acestuia dup izbânda repurtat asupra Meduzei.
Cucerit de frumuse ea fetei, Perseus împietreşte monstrul ar tându-i chipul
Meduzei, dup care o ia cu el pe Andromeda şi o duce în Argos.
2. Norii lui Magellan
Norii lui Magellan: Norul Mare şi Norul Mic pot fi v zu i de locuitorii
din emisfera sudic şi studia i de astronomii norocoşi din aceeaşi emisfer
sudic , fiind invizibili pentru locuitorii din emisfera nordic .
a) Norul Mare al lui Magelan este o galaxie care are 20.000 de ani
lumin în diametru şi este situat la 160.000 ani lumin dep rtare. Marele Nor are
o mas care reprezint o zecime din masa galaxiei noastre şi con ine circa 10
miliarde de stele.
Figura 10.7. Marele Nor al lui Magellan. Credit: NASA.
Galaxia este situat pe locul patru în topul celor mai masive din
Grupul Local de galaxii dup Andromeda, Calea Lactee şi Galaxia Triangulum.
Este considerat o galaxie neregular care nu are o form spiralat cu bra e mari,
dar are o bar central proeminent . Este posibil ca Marele Nor s fi fost o
galaxie spiralat la fel ca Galaxia Noastr , dar trecerea pe lâng Calea Lactee
sau o alt galaxie i-a distorsionat forma, distrugându-i apoi forma spiral .
144
Din emisfera sudic Marele Nor se poate observa cu ochiul liber, pe
cerul nop ii, sub forma unui nor neclar aproape de marginea constela iilor
Dorado (Peştele de aur) şi Mensa (Platoul). Cu un binoclu bun se poate vedea
mai clar iar cu un telescop se poate vedea mai mare şi mai luminos.
Marele Nor este un mare nor de gaz şi praf care constituie o
nebuloas în care se observ mai multe regiuni în care se formeaz stele.
Astronomii au observat 60 de roiuri globulare, 400 nebuloase planetare şi 700 de
roiuri deschise, cu sute de miii de stele gigantice şi supergigantice.
În 1987 a avut loc explozia unei supernove din Marele Nor fiind cea
mai str lucitoare supernov observat de 300 de ani încoace. Pentru scurt timp,
supernova a fost vizibil cu ochiul liber. R m şi ele supernovei sunt studiate în
continuare cum evolueaz şi cum extind.
b) Norul Mic al lui Magellan este o galaxie mic localizat la aproape
200.000 de ani lumin de Calea Lactee , fiind unul dintre vecinii noştri apropia i.
Având o magnitudine de 2,7 este uşor de observat cu ochiul liber . Norul Mic
arat ca o pic tur scurs din Calea Lactee fiind situat aproape de constela ia
Tucana (Tucanul). Astronomii cred c Norul Mic a fost odat o galaxie spiralat
dar a fost deformat de gravita ia C ii Lactee. Nu mai are familiarele bra e
spiralate, dar are o structur de tip bar .
Figura10.8. Norul Mic. Credit: NASA.
Astronomii au presupus c odat Norul Mic a fost o galaxie satelit a
C ii Lactee care a fost capturat pe o orbit extragalactic de gravita ia C ii
Lactee. Calcule recente ale vitezei galaxiei au ar tat c se mişc cu o vitez
suficient de mare pentru a nu putea fi capturat de gravita ia galactic , dar este
în trecere pe lâng noi.
Norii au mai fost observa i şi de William Herschel cu un telescop de
6,1 m la Capul Bunei Speran e dar notorietatea lor a fost determinat de
consemn rile lui lui Ferdinand Magellan, exploratorul care între anii 1519-1522
a f cut înconjurul lumii, demonstrând astfel c P mântul este rotund.
145
CAPITOLUL 11
CERCETAREA SPA IULUI COSMIC
11.1. NECESITATEA CERCET RII SPA IULUI COSMIC
Cerul cu stelele l-a fascinat întotdeauna pe OM, aprinzându-i dorin a
de a cunoaşte, de a p trunde în tainele cerului şi de a-şi explica fenomenele din
jurul s u. Totodat a aflat c exist legi în natur , izvorâte din propriet ile
materiei, legi imuabile, legi care dac sunt cunoscute pot fi aplicate şi folosite
pentru nevoile sale. Omul şi-a dat seama c P mântul pe care îl locuieşte este o
parte integrant a Universului şi din acest motiv vrea s -şi cunosc locul în
Univers.
Odat cu dezvoltarea teoriei mecanicii cereşti s-a putut stabili
corela ia dintre materia exterioar şi P mânt pe baza efectului gravific. Mai
mult, pe baza câtorva observa ii de baz , astronomii sunt în m sur s stabilesc
la un moment dat pozi ia unui corp ceresc.
Anul 1859 a fost anul când s-a n scut un nou capitol al fizicii,
analiza spectral , gra ie lui Kirchhoff şi Bunsen. În acest fel a devenit posibil
determinarea compozi iei chimice a aştrilor, a condi iilor fizice şi deplasarea
real în spa iu a acestora prin efect Doppler. Putem spune c odat cu
dezvoltarea cunoşterii fenomenelor fizice, cunoştin ele omului despre Univers
au c p tat o dimensiune superioar , iar ast zi, când se confrunt cu fenomenul
de înc lzire global a climei terestre, omul încearc s g seasc factorii interni şi
externi care genereaz acest fenomen.
Datorit dezvolt rii societ ii omeneşti, azi, mai mult ca niciodat , se
simte nevoia aprofund rii cunoştin elor despre Univers.
11.2. ASTRONOMIA INVIZIBILULUI
i)Ipoteza de lucru
Pentru a putea observa cerul avem nevoie de condi ii meteorologice
bune, adic un cer senin, f r nori, pentru c lumina este o und
electromagnetic alc tuit dintr-o component electric şi una magnetic , iar
componenta electric este cea care impresioneaz ochiul uman. În acest caz
radia iile sunt în domeniul vizibil şi au proprietatea de impresiona retina ochiului
uman sau pot fi înregistrate cu ajutorul aparatelor optice.
Din fericire, odat cu descoperirea undelor radio, s-a constatat c
aştrii emit radia ii şi în domeniul undelor radio. Acest fapt i-a determinat pe
astronomii profesionişti şi nu numai pe ei s foloseasc pentru cercetarea cerului
dou domenii: domeniul optic şi domeniul radio.
Radia iile care nu apar in domeniului optic nu pot fi re inute de retina
ochiului omenesc. Din acest motiv toate radia iile care nu impresioneaz ochiul
şi pot fi detectate cu ajutorul unor aparate speciale se numesc invizibile.
146
ii)Surse de radia ii radio
Radia ia radio poate fi înregistrat în aproape orice direc ie a
spa iului înconjur tor, existând un fel de radia ie difuzat , analoag luminii zilei
care provine din difuzia luminii solare prin atmosfera terestr .
Astfel, în cadrul cercet rilor din domeniul radio, prioritar este
problema identific rii acestor obiecte cu cele corespunz toare în domeniul optic.
Studiind distribu ia radiosurselor pe bolta cereasc , astronomii le-au clasificat în
dou categorii:
• radiosurse concentrate în planul de simetrie al galaxiei noastre, care sunt
formate din nebuloase galactice, r m şi e din exploziile unor nove sau
supernove, etc;
• radiosurse distribuite aleatoriu pe întreaga bolt cereasc .
Din acest punct de vedere, astronomii au convenit s numeasc
galaxii normale, galaxiile în care energia radia iei radio este mai mic decât
energia radiat în domeniul vizibil şi radiogalaxii, galaxiile care radiaz mai
mult energie în domeniul radio decât în cel optic.
Astrofizicienii din toat lumea sunt preocupa i de studierea naturii
acestor surse, deoarece cunoaşterea acesteia poate da r spunsuri la multe
întreb ri care-i fr mânt . În acest scop s-au construit radiotelescoape foarte
puternice.
Din determinarea dimensiunilor surselor discrete de unde radio, s-a
constatat c foarte multe dintre ele aveau dimensiuni aparente de ordinul zecilor
de secunde arc pe când altele aveau dimensiuni aparente chiar mai mici de o
secund de arc. Aceste observa ii i-au determinat pe astrofizicieni s -i numeasc
quasari (termenul în limba englez este ,,quasi stellar radio source“ care în
traducere înseamn surse radio cvasistelare).
Al turi de radiounde neregulate, au fost descoperite şi semnale radio
sub form de pulsuri care se repetau în mod periodic. Studiul acestora a dus la
concluzia c ele sunt de natur extraterestr , iar obiectele care le emit au fost
numite pulsari.
iii)Obseva ii în infraroşu
Odat cu apari ia analizei spectrale a ap rut un alt domeniu de
observare invizibil şi anume domeniul infraroşu. Radia ia infraroşie face
posibil observarea corpurilor cereşti ecranate de praful şi gazul interstelar.
Astfel, stelele care emit lumin mai mult în infraroşu decât în
domeniul optic se numesc stele infraroşii. Studiile am nun ite ale stelelor
infraroşii au ar tat c temperatura lor nu este atât de joas cum s-ar deduce din
culoarea lor. Acest tip de stele are o puternic concentrare spre planul galactic,
dar şi în interiorul materiei difuze care absoarbe din lumina lor.
147
Infraroşul este preferat pentru:
• Determinarea temperaturilor stelare
deoarece, în acest domeniu,
dependen a dintre intensitatea radia iei şi temperatur este o func ie
liniar .
• Determinarea compozi iei chimice a anumitor corpuri cereşti şi abunden a
moleculelor de ap , bioxid de carbon, metan, amoniac, etc.
• Determinarea opacit ii anumitor obiecte cosmice deoarece în infraroşu
opacitatea depinde aproape liniar cu lungimea de und .
iv)Surse de raze X
Un alt tip de surse în spa iul cosmic îl reprezint corpurile care emit
raze X. Fiind o categorie nou de obiecte cereşti , pentru cercetarea lor, în anul
1970, NASA a lansat un satelit Explorer 42 de mici dimensiuni, supranumit
UHURU, de la cuvântul pace din limba swahili . În urma prelucr rii rezultatelor
observa ionale ob inute cu ajutorul satelitului s-au desprins concluziile
urm toare:
* Toate radiosursele puternic emi toare de raze X din interiorul Galaxiei
au fost identificate.
* Sursele de raze X, care nu sunt în majoritate situate în planul galactic,
sunt considerate ca fiind obiecte extragalactice.
148
11.3. TELESCOPUL SPA IAL HUBBLEULTIMA FRONTIER
A fost lansat la 24 aprilie 1990, deşi a fost conceput ca proiect de
telescop spa ial înc din 1946, prin colaborarea dintre NASA (National
Aeronautics and Space Administration) şi ESA (European Space Agency).
Telescopul orbiteaz la 650 de km deasupra P mântului şi înconjoar globul
odat la 97 de minute. Cânt reşte 12 tone, cam cât un autobuz, fiind echipat cu
un sistem format dintr-un telescop cu reflector Richey-Chretien cu un diametru
de 2,4 m şi cu o zon de colectare de aproximativ 4,3 m2, o camer în
infraroşu/spectrometru şi o camer cu câmp vizual larg.
Figura.11.1. Telescopul Spa ial Hubble (HST).
Credit: NASA/ESA.
Cea mai important parte a telescopului erau oglinda şi sistemele
optice, care trebuiau construite conform specifica iilor. Oglinzile telescoapelor
trebuiau realizate cu o precizie de aproximativ o zecime din lungimea de und a
luminii vizibile, dar deoarece telescopul spa ial urma s fie folosit şi la
observa ii în ultraviolet sau infraroşul apropiat, cu o rezolu ie de zece ori mai
bun decât telescoapele din trecut, oglinda lui trebuia şlefuit cu o precizie de
1/20 din lungimea de und specific luminii vizibile, aproximativ 30 nanometri.
Observa iile de pe Hubble sunt ob inute cu Wide Field and Planetary
Camera 2 (Camera planetar şi de câmp larg) şi cu Near Infrared Camera and
Multi-Object Spectrometer (Camera pentru spectru infraroşul apropiat şi
spectrometrul multiobiect). Astrometrul este fixat pe Fine Guidance Sensor
(senzori pentru reglajul fin al pozi iei).
149
Figura.11.2. Schema de principiu. Credit: Marius Deaconu.
Figura.11.3. Sec iune prin Telescop. Credit: Marius Deaconu.
150
Imaginile captate şi transmise de Telescopul Hubble sunt în albnegru, iar dup o prelucrare minu ioas sub atenta îndrumare a expertului în
imagistic , Zolt Levay de la STSI (Space Telescope Science Institute), care s-a
bazat în prelucrarea lor pe analiza elementelor chimice depistate şi a folosit
urm toarea schem coloristic : albastrul pentru oxigen, roşul pentru sulf, verdele
pentru hidrogen, etc, s-au ob inut imagini de nedescris ale Universului.
Astronomii au avut de v zut, dup ob inerea imaginilor prelucrate, o
adev rat feerie de culori ce descriau imaginile astfel ob inute. Ajuta i de aceste
imagini au început s caute r spunsuri noi la întreb rile mai vechi, care-i
fr mântau.
,,Cum s-au n scut stelele ?“. Iat o întrebare fundamental , fireasc ,
pentru orice astronom şi nu numai. Datele oferite de telescop privind Nebuloasa
Vulturul, care este situat la o distan de 6.500 de ani-lumin de noi, au oferit
indicii noi în leg tur cu problema care îi fr mânta.
Figura 11.4.Nebuloasa Vulturul.
Credit imagine: ESA(European Southern Observatory).
Figura.11.5. ,,Stâlpii crea iei“ unde se formeaz stele în Nebuloasa Vulturului.
Credit: NASA/ESA.
151
Imaginea din figura 11.5 ne înf işeaz trei coloane imense de nori,
gaz şi praf, unde numai turnul din stânga are o în l ime de 4 ani-lumin . Forma
lor este dat de faptul c stelele care o alc tuiesc sunt foarte masive şi
incandescente, adic foarte fierbin i, care emit cantit i imense de radia ii
ultraviolete ce formeaz zona înconjur toare.
Astronomii au putut vedea mici aglomer ri de gaz pe fiecare coloan
pe care Dr. Jeff Hester, de la Universitatea de Stat din Arizona, le-a numit
,,globule gazoase evaporate“ (GGE). Acest termen în limba englez este
,,evaporating gases globules “, a c rui prescurtare EGG înseamn OU în limba
român . Imaginea unui GGE reprezint defapt embrionul unei noi stele. Un
astfel de ,,ou“ este destul de înc p tor pentru sistemul nostru solar. Acestra este
motivul pentru care aceste turnuri au primit numele de ,,Stâlpii crea iei“.
Astronomii cred c aceasta constituie prima etap a form rii stelelor,
iar a doua etap , cum apar stelele din aceste ,,ou “, este ar tat de Nebuloasa
Orion care se afl la o distan de 1.500 de ani-lumin de P mânt.
Figura 11.6. Imaginea din stânga ne arat câteva stele care str lucesc înv luite în
gaz şi praf, iar imaginea din dreapta scoate la iveal nori de gaz şi praf.
Credit imagine: NASA/ESA.
Atunci când au analizat imaginea nebuloasei mai atent au observat
mici puncte negre, discuri turtite de gaz şi praf ieşite din globulele gazoase
evaporate recent.
Figura 11.7. Discuri protoplanetare (proplide).
Credit imagine: C.R. O'Dell/Rice University; NASA.
152
Discurile au fost numite proplide, adic discuri protoplanetare. Nucleul cald are
o culoare portocalie şi atrage materie din din discul care-l înconjoar . Materia
este ,, presat “ în centrul forma iunii prin contrac ie gravita ional , crescând
astfel presiunea intern , iar forma iunea se înc lzeşte în centru pân când va
deveni atât de fierbinte încât va declanşa fuziunea nuclear , dând naştere unei
stele. C ldura şi radia ia creat de fuziune provoac vânt stelar care împr ştie o
parte din materia liber din disc, iar partea care r mâne pe orbit în jurul
protostelei, în timp, se adun în noduri şi forma iuni care se transform în
planete.
A treia etap din via a stelelor: îmb trânirea şi moartea lor a fost
furnizat de imaginea Nebuloasei Carina care ne dezv luie o stea în agonie.
Figura.11.8. Nebuloasa Carina cunoscut şi ca NGC 3372.
Credit imagine: ESO (European Organisation for Astronomical Research in the
Southern Hemisphere).
Imaginile surprinse arat învelişuri de gaz, adev rate giulgiuri de
mormânt, deoarece atunci când steaua nu mai are energie, straturile sale se
extind pân când gravita ia stelei nu le mai poate re ine şi în final se împr ştie în
spa iu. Detalii mai conving toare despre sfârşitul unei stele a fost surprins la
Nebuloasa Helix.
Figura.11.9. Nebuloasa Helix situat la 650 ani-lumin .
Credit imagine: NASA ⁄ESA.
153
Aici s-a observat c straturile externe ale stelei dispar lasând în urm
o minge fierbinte de carbon şi oxigen solidificat care a fost numit de astronomi
,,pitica alb “.
Concluzia desprins de astronomi este c şi Soarele nostru va trece
prin cea de-a treia etap , atunci când nu va mai avea combustibil şi se va
transforma într-o gigant roşie. În aceast etap şi P mântul va suferi
transform ri dramatice: temperatura la suprafa a sa se va ridica peste 500 ºC,
toate formele de via se vor stinge iar gazul încins se va rev rsa peste P mânt şi
peste sistemul solar, care va arde toate planetele şi to i meteori ii din calea lui.
Dr. Howard Bond, astronom la STCI (Space Telescope Science
Institute), aproxima c aceast Apocalips se va produce peste cinci miliarde de
ani, atunci când din falnicul nostru Soare nu va mai r mâne decât o pat de
culoare, vizibil de la mii de ani lumin .
Dispari ia Soarelui nu se poate compara cu moartea altor stele care au
o mas mult mai mare decât a Soarelui (Mstea >100M☼). Via a acestor stele este
mult mai mic , iar moartea lor mult mai violent , deoarece ele exploda într-o
imens minge de foc numit supernov .
În galaxia noastr a avut loc o astfel de explozie, surprins de
Telescopul Hubble dup dezastru, în anul 1054 care a fost consemnat de
astronomii chinezi. R m şi ele acestei supernove, veche de aproape un mileniu,
se deplaseaz în spa iu cu o vitez de 5 milioane de km/h. Este vorba de
Nebuloasa Crabului .
Figura 1.10. Nebuloasa Crabului.
Credit imagine: NSA/ESA.
154
O alt candidat la titlul de supernov este o stea supergigantic din
galaxia noastr , Eta Carina din Nebuloasa Carina, care este de 100 de ori mai
mare decât Soarele. În termeni spectrali mai mare înseamn implicit şi mai
fierbinte. La suprafa este atât de fierbinte încât propriul s u gaz se evapor
l sând în urm o dâr de gaz. Astfel de stele , supergigante şi fierbin i, au zilele
num rate, fiind una dintre stelele despre care ştim c va disp rea înaintea
Soarelui nostru.
Când va disp rea, va da naştere unei supernove, a c rei explozie va
una catastrofal . Dup ce lumina exploziei va str bate cei 7.500 de ani-lumin
care ne despart şi va ajunge la noi vom avea parte de un spectacol grandios şi
înfricoşetor, deoarece va fi ca un punct de lumin concentrat pe cer luminând ca
Luna Plin .
Dr. Tod R. Lauer, astronom asociat la NOAO (National Optical
Astronomy Observatory), sus ine o ipotez prin care în timpul exploziei unei
astfel de supernove, cu o mas destul de mare şi o densitate pe m sur , miezul
supernovei devine un punct unic, mai mic decât g m lia unui ac, numit de
astronomi singularitate. În sprijinul acestei ipoteze dr. Sandra M. Faber,
profesor la Universitatea din California, afirm c o gaur neagr este ,,ceva
simplu“ ca o bucat de materie extrem de mic , cu un câmp gravita inal infinit,
care conform teoriei lui Einstein, nu mai permite luminii ca s ias deoarece
viteza de evadare pe o astfel de singularitate devine mai mare decât viteza lumii
în vid.
,,Cum poate fi c utat un punct invizibil ?“. O întrebare la care
Telescopul Hubble trebuia s dea r spunsul scontat. Pentru aceasta astronomii lau ajutat în sensul c l-au orientat spre centrele galaxiilor. A fost o decizie
în eleapt , deoarece în centrul galaxiilor viteza stelelor ar trebui s fie lent . Ei
au au observat c viteza stelelor este mult mai mare decât s-ar fi calculat
teoretic, iar acest comportament atipic al lor nu putea fi determinat decât de
prezen a de prezen a unui corp ultracompact şi masiv care exercit o for
gravita ional extraordinar asupra lor, adic o gaur neagr . Aşa s-a întâmplat
când s-a cercetat M87.
Leg tura dintre o galaxie şi o gaur neagr din interiorul s u nu este
înc pe deplin în eleas . Astronomii cred c aceste obiecte misteriose joac un
rol important în formarea galaxiilor, iar în acest sens dr. Sandra M. Faber a
lansat ideea c o gaur neagr este defapt coşul de gunoi în care se depoziteaz
gazul emis prin evolu ia galaxiei, conform principiului conserv rii energiei. Este
doar o ipotez plastic , dar mai multe vom putea afla în viitor atunci când
performan ele astronomiei spa iale vor fi superioare celor de azi.
Sigur c de departe cele mai spectaculoase imagini s-au ob inut în
urma programului ,,Hubble Deep Field“, prin care se putea calcula vârsta
Universului, dar şi confirm ri sau infirm ri asupra naşterii, evolu iei şi
sfârşitului Universului la scal mare.
155
Dr. Phil Plait, unul dintre astronomii care au ini iat acest proiect,
afirma c asta înseamn a vedea adânc în spa iu. În acest sens Telescopul
Hubble a fost direc ionat c tre o regiune a cerului goal , iar timp de 10 zile a
fost urm rit aceast regiune.
Imaginile surprinse în acea regiune aparent goal au fost adev rate
revela ii. S-au putut observa noi galaxii şi roiuri de galaxii într-o zon
aglomerat şi dens de parc ar fi pozat licurici pe câmp. Galaxiile au fost
surprinse în diferite etape de evolu ie, de la momentul apari iei pân la
momentul stadiului C ii Lactee. Ici şi colo Hubble a surprins urmele unor
accidente: ciocnirea unor galaxii sau înghi irea unei galaxii de c tre alt galaxie
(canibalism galactic). Într-o singur imagine tip ,,deepfield“ s-a redat aproape
întreaga istorie a galaxiilor.
Astronomii au observat cu aceast ocazie şi alte ciud enii. Exist
grupuri de sute de mii de galaxii care continu s orbiteze, adic sunt ,,legate“.
Figura.11.11. Roiul de galaxii Abell 1687.
Credit imagine: NASA/ESA.
Când a fost definitivat imaginea acestui roi, s-a observat c
galaxiile centrale au o vitez mai mare decât cea normal şi atunci a ap rut
suspiciunea c acolo se întâmpl ceva.
,,De ce stau legate dup atâta timp ?“. Aceast întrebare trebuia s -şi
afle r spunsul, iar astronomii analizând mai mai îndeaproape o suprafa de cer
reconstituit din circa 600 de fotografii, care reprezentând circa 2 milioane de
galaxii, au observat un halo format dintr-o materie necunoscut împrejurul
156
galaxiilor, care ac ioneaz ca un ,,lipici“ ce leag inclusiv Universul. Aceast
materie necunoscut au numit-o materie neagr .
Dup Big Bang, structura gravita ional a materiei negre a pus baza
schimb rilor prin care a trecut Universul. Experien a noastr se datoreaz acestui
schelet de materie neagr , de la începutul Universului.
În ciuda importan ei ei, astronomii nu au identificat înc ,,materia
neagr “, mai precis ce este ea, deorece nu face parte din tabelul periodic al
elementelor chimice cunoscute, aşa cum le ştim noi c pot fi atinse, gustate sau
pip ite.
,,Din ce este f cut restul Universului ?“. Alt întrebare sup r toare
pentru to i nu numai pentru specialişti.
Echipele de astronomi au lucrat în acest sens şi dup ce au surprins
exploziile unor supernove îndep rtate au folosit lumina exploziei ca etalon
pentru a m sura distan a dintre P mânt şi galaxie. Au descoperit c acestea se
îndep rteaz în mod accelerat, fapt care i-a determinat s dea o altfel de
explica ie evolu iei Universului.
Dac la început for a gravita ional a jucat un rol decisiv în în
evolu ia Universului, ajutat de materia neagr care ine Universul ,,legat“, în
prezent exist ,,ceva“ care accelereaz expansiunea Universului, o for
nev zut pe care au numit-o energia întunecat . Energia întunecate este o alt
manifestare a for ei gravita ionale, iar în timp energia întunecat va fi chiar mai
puternic decât for ele care unesc atomii. În acest model, pe care l-au numit Big
Rip sau ,,Marea Ruptur “, energia întunecat va reuşi s înving for a
gravita ional şi atunci va avea loc Apocalipsa cosmic sau ,,Marea Falie“ când
se va dezintegra totul.
Dup cum ne-am dat seama munca telescopului spa ial Hubble a
dovedit capacitatea de necontestat a unui astfel de telescop. De aceea munca sa
va fi continuat de urm toarea genera ie de telescoape spa iale, iar primul din
noua genera ie, telescopul “James Webb”, va fi lansat în spa iu în anul 2013.
Acesta va fi dotat cu aparatur mai performant şi va ajunge mai departe decât
Hubble în încercarea de satisfacere a nevoilor de cunoaştere ale omenirii.
Cu toate aceste acestea, performan ele lui Hubble vor r mâne în
memoria colectiv pentru totdeauna, demonstrând c omenirea este capabil de
cooperare în în elegerea şi folosirea spa iului cosmic.
157
CAPITOLUL 12
ELEMENTE DE COSMOLOGIE
12.1. NAŞTEREA UNIVERSULUI
i)Ipoteze preliminare
Universul în care tr im şi evolu m este omogen şi izotrop deoarece
nu s-a observat un centru unic sau o direc ie privilegiat . În aceste condi ii
spa iul şi timpul sunt coordonatele de care depinde forma general a metricii
care satisface condi iile de omogenitate şi izotropie pentru metrica Robertson –
Walker, care este o ecua ie diferen ial de ordin doi, de forma:
ds2 = c2dt2–a2(t)[dx2+f(x)2(d 2+sin2 dφ2)],
unde func ia f(x) descrie geometria spa ial a Universului.
Func ia f(x) este parametrizat de o constant de curbur k care are
urm toarele expresii în func ie de parametrul k:
• Pentru k > 0 avem: f(x) =
sin k x
• Pentru k < 0 avem: f(x) =
sinh k x
, Universul este deschis.
• Pentru k = 0 avem: f(x) = x, Universul este plat.
k
, Universul este închis.
k
Coordonatele x, şi φ sunt coordonatele unui sistem numit în comişcare şi aflat în expansiune odat cu Universul, astfel încât distan a dintre
dou puncte fa de acest sistem r mâne constant în tot cursul evolu iei
Universului. Factorul de scal cosmic , a, face leg tura dintre coordonatele
sistemului în co-mişcare şi distan ele fizice prin rela ia d = a x.
În func ie de valorile lui a avem:
• Dac a > 0 atunci Universul este în expansiune.
• Dac a < 0 atunci Universul este în colaps.
Einstein a observat c materia şi energia ac ioneaz în sensul curb rii
spa iu-timpului şi a elaborat urm toarele ecua ii pentru câmpul gravita ional:
Rij -
8πG
1
Rgij - gij = 4 Tij ,
2
c
unde: gij este tensorul metric, Rij tensorul lui Ricci, R (scalarul de curbur )
reprezint tressul (urma) tensorului lui Ricci, este constanta cosmologic , G
este constanta gravita ional iar Tij este tensorul energie-impuls simetric.
Ecua iile lui Einstein sunt ecua ii tensoriale neliniare şi ne furnizeaz
informa ii asupra distribu iei de materie şi energie. Din mecanica cuantic ştim
c energia vidului este nenul (efectul Casimir) şi din acest motiv gravita ia
influen eaz o energie asociat st rii de vid (teoria infla ionar ).
158
Din cele de mai sus se poate deduce o ecua ie de evolu ie-ecua ia lui
Friedmann a Universului:
8πG
λ k
1da
H ≡ ⎛⎜ ⎞⎟ =
ρ+ - 2,
3
3 a
⎝ adt ⎠
2
2
unde în afar de m rimile introduse anterior, H, reprezint constanta lui Hubble
iar ρ reprezint densitatea de materie şi radia ie.
Ecua ia de mai sus este o ecua ie diferen ial care poate fi adus la o
form mai simpl :
⎛ da ⎞
-1
2
2
⎜ ⎟ = H 0 (Ωm0 a + a Ω
⎝ dt ⎠
2
8πG
unde s-au folosit urm toarele nota ii:
Ωm0=
3H 0
2
ρm0
;
Ω
0
=
0
+ Ωk0 ) ,
λ
3H 0
2
;
Ωk0 = -
k
H0
2
Ecua ia de mai sus admite urm toarea solu ie:
Ωm0 + Ω 0 + Ωk0 = 1.
Indicele 0 reprezint momentul actual iar a este normat astfel încât
s fie egal cu unu la acest moment. Indicele m se refer la distribu ia materiei şi
este dominant ast zi fa de contribu ia radia iei la densitate.
Dac definim m rimea:
Ωtotal,0= Ωm0 + Ω 0=1- Ωk0,
atunci membrul stâng (Ωtotal,0) ne d informa ii despre geometria spa ial a
Universului.
Astfel dac :
• Ωtotal,0 < 1, atunci Universul este spa ial deschis;
• Ωtotal,0 = 1, atunci Universul este spa ial plat;
• Ωtotal,0 > 1, atunci Universul este spa ial închis.
Problema formei Universului, este o problem mai veche ce este
asociat cu datele observa ionale şi metrica ecua iei Friedmann-LemaîtreRobertson-Walker. Universul poate avea o curbur spa ial pozitiv , negativ
sau cu valoare zero în func ie de densitatea total de energie. Curbura este
negativ dac este mai mic decât densitatea critic , pozitiv dac este mai mare
şi nul dac este egal , caz în care care spunem c Universul este plat.
Problema este c orice mic varia ie în timp fa de densitatea critic
face ca aceasta s -şi modifice valoarea şi în aceste condi ii Universul r mâne
foarte aproape de forma plat . De exemplu la câteva minute (era nucleosintezei),
densitatea Universului avea o valoare cu pu in peste a 1014 parte din valoarea
densit ii critice, altfel nu am exista azi.
159
Figura.12.1. Diagramele celor trei tipuri de Univers: închis, deschis şi plat, în
func ie de valorile parametrului densitate Ωtotal,0.Credit: Gary Hinshow-NASA.
O solu ie a acestei probleme este oferit de teoria infla ionar . În
perioada infla ionar continuul spa iu-timp s-a extins atât de mult încât curbura a
devenit mai lin . Din acest motiv se crede c în era infla ionar Universul era
plat şi avea o densitate aproape egal cu densitatea critic .
La mijlocul anilor '90 ai secolului trecut din observa iile roiurilor
globulare care au fost efectuate s-a dedus c acestea ar avea vârsta de 15
miliarde de ani, ceea ce contrazicea teoria Big Bang-ului care-i conferea
Universului vârsta de 13,7 miliarde de ani. Aceast neconcordan a fost
rezolvat mai târziu, la sfârşitul anilor '90 ai secolului trecut, atunci când noul
program de simulare pe calculator s-a inclus şi masa pierdut datorit vântului
solar, ceea ce a dus la o vârst mai mic a roiurilor. Totuşi r mâne o problem
care trebuie rezolvat printr-o m surare mai precis a vârstei roiurilor, dar este
clar c aceştia s-au format în Universul timpuriu.
160
ii)Modelul standard – Marea Explozie
Cerul i-a fascinat şi în acelaşi timp i-a ajutat s în eleag fenomenele
astronomice care au avut loc de-alungul vremii. Pe m sur ce s-au acumulat mai
multe cunoştin e şi-a pus întrebarea fireasc : ,,Cum s-a format Universul ? “.
Pân la inventarea instrumentelor astronomice, care au f cut ca
astronomii s poat ,,vedea” mai mult şi implicit s afle mai multe despre
structura Universului, ei considerau c sistemul nostru solar este centrul
Universului.
Odat cu inventarea lunetei şi a telescopului, marginea Universului
vizibil s-a ,,l rgit” în mod apreciabil, iar astronomii, şi nu numai ei, au g sit
r spunsuri din ce în ce mai pertinente la întrebarea de mai sus. Aşa s-a n scut un
nou capitol al fizicii cosmologia, care studiaz Universul ca întreg, istoria,
evolu ia şi tot ce-i apar ine.
Dintre toate modelele cosmologice privind originea Universului a
fost acceptat un model, numit Modelul Marii Explozii, ca model standard.
Acest model ne poate explica suficient de bine numai ce s-a întâmplat dup
Marea Explozie ( în limba englez Big Bang), atunci când, se presupune c toat
materia ar fi fost o ,,sup ” de particule elementare fundamentale, iar toate
interac iile erau unificate.
Dac s-ar putea derula înapoi un film care s reprezinte istoria
Universului, am putea în elege foarte multe despre starea sa timpurie, imediat
dup Marea Explozie. Totuşi, dup un milion de ani începe era recombin rii,
adic nucleele şi electronii se recombin pentru a forma atomii. Universul
devine astfel transparent, iar dup un miliard de ani începe era form rii
galaxiilor.
Prima întrebare a dat naştere la o alt întrebare: ,,Exist dovezi
concludente despre naşterea Universului în urma Marii Explozii ?”.
Un prim r spuns la aceast întrebare ni l-a dat Edwin Hubble. El a
descoperit c spectrul galaxiilor îndep rtate are o deplasare spre roşu, adic
aceste galaxii se îndep rteaz de observator. Acest fenomen este cunoscut sub
numele de ,,fuga galaxiilor”. Atunci când a descoperit acest fenomen a încercat
s calculeze viteza cu care se deplaseaz , cu ajutorul unei rela ii empirice :
v = H ·d
unde: v=viteza de deplasare, d=distan a iar H reprezint parametrul lui
Hubble. Huble a estimat valoarea lui H la aproximativ 20 (km/s)/106 anilumin , ceea ce l-a condus la o valoare de circa 15 miliarde de ani, a vârstei
Universului. Observa iile f cute cu ajutorul telescopului Hubble, care a fost
lansat în spa iu tocmai cu acest scop major, au condus la o valoare mai mic şi
anume de 13,7 miliarde de ani.
Un alt argument, în favoarea acestui model, este acela c în cele mai
multe locuri din Univers, unde se poate determina cantitatea de heliu, heliul se
161
afl într-o propor ie de 10% fa de hidrogen, care are o abunden covârşitoare
de 90%. Aceast observa ie este în acord cu teoria Marii Explozii, deoarece
cantitatea de heliu, din Universul Timpuriu, nu este sensibil la detaliile de
calcul.
În anul 1965 Arno Penzias şi Robert Wilson, folosind o anten cu o
form special de con, au abservat pentru prima dat radia ia de fond. Calculând
temperatura acestei radia ii de fond au ob inut o valoare de 3 K dovedind astfel
c radia ia constituie într-adev r o r m şi
a Marii Explozii. Pentru
descoperirea lor, Penzias şi Wilson au primit premiul Nobel pentru fizic în
1978. Cercet ri mai recente şi mai avansate în acest domeniu, originea
Universului, a galaxiilor şi a stelelor, au f cut fizicienii John C. Mather de la
NASA Goddard Space Flight Center Greenbelt, MD, USA şi George F. Smoot
de la University of California Berkeley, CA, USA, care pentru rezultatele
ob inute în urma prelucr rii m sur torilor f cute cu ajutorul satelitului Cobe,
lansat de NASA în 1989, au fost recompensa i cu premiul Nobel în 2006.
12.2. EVOLU IA UNIVERSULUI
La baza evolu iei Universului se afl interac iunea dintre substan ,
energie, informa ie , indiferent de cele dou teorii cosmogonice care sunt:
• Big Bang adic marea explozie ini ial ;
• Universul f r început exist un consens asupra evolu iei materiei de la
simplu la complex.
Figura 12.2.Diagrama evolu iei Universului.
Credit:NASA.
162
De la timpul 10 –35 la 10–32 secunde Universul s-a umflat cu un factor de
1050 (era infla ionar ). De la aceast er pân în zilele noastre expansiunea
(volumul) Universului s-a m rit cu un factor de 109 adic de un miliard de ori.
La 10–32 secunde for a tare (care asigur coeziunea nucleului atomic) se
detaşeaz de for a electro–slab (rezultat din fuziunea între for a
electromagnetic şi for a dezintegr rii radioactive) iar Universul m soar cam
300 metri de la un cap la altul, este întuneric absolut şi temperaturi de
neconceput.
La 10–11 secunde s-au n scut cele patru for e fundamentale care
interac ioneaz (gravita ia, for a electromagnetic , for a nuclear tare şi for a
dezintegr rii); fotonii nu mai pot fi confunda i cu alte particule.
Între 10–11 şi 10–5 secunde quarkurile se asociaz în neutroni şi protoni,
cea mai mare parte a antiparticulelor dispar; apar cinci popula ii de particulele
elementare: protoni, neutroni, electroni, fotoni, neutrini. Totul se petrece în
marea sup ini ial , la o temperatur de un miliard de grade. Dup o secund de
la Big Bang temperatura a coborât la aproximativ un miliard de grade.
Universul este spa iu-timp şi este în expansiune continu . Aceasta se
demonstreaz plecând de la teoria relativit ii generale, prin care se explic un
fenomen curios : spectrele galaxiilor îndep rtate prezint un decalaj spre roşu,
fenomen ce se produce atunci când sursa emi toare este în mişcare în raport cu
observatorul .
Întreaga materie este organizat pe sisteme:
• izolate care nu fac nici un schimb cu exteriorul sau unul foarte redus;
• închise care fac cu mediul lor numai schimb de energie;
• deschise ( cum sunt celula, molecula, organismul, biosfera, Universul)
care fac schimb de substan , energie şi informa ie cu mediul în care se
dezvolt .
La nivelul întregii materii din Univers exist o baz informa ional .
Informa ia, care exist pretutindeni, este inerent tuturor structurilor din Univers
şi reprezint o succesiune discret şi continu de evenimente m surabile,
repartizabile în timp. Structurile informa ionale cuprind programele şi legile
naturii, modelele interne ale omului şi celorlalte vie uitoare.
Solu iile evolu iei sunt date de modele informa ionale de organizare
şi func ionare a lumii. Un exemplu care ilustreaz aceste modele îl constituie
trecerile de la praful cosmic la aglomer rile de praf cosmic; de la aglomer ri de
praf cosmic la formarea corpurilor cereşti; de la corpuri cereşti la g uri negre
(care sunt o fantastic aglomerare de energie).
Ast zi datele observa ionale au condus la o ipoteza stranie şi anume
aceea c Universul nu numai c se dilat dar o face în mod accelerat.
163
Figura 12.3. Modelul actual de evolu ie a Universului. Credit: NASA.
Conform p rerilor lui Stephen Hawking, Universul a avut o evolu ie
foarte regulat , în conformitate cu anumite legi. Ast zi, oamenii de ştiin
descriu Universul în termenii a dou teorii par iale fundamentare–teoria general
a relativit ii şi mecanica cuantic .
Ceea ce ştim este c Universul se extinde cu 5 pân la 10 procente la
fiecare miliard de ani. Unele observa ii recente indic faptul c rata expansiunii
universului nu scade, ci creşte. Este foarte straniu, pentru c efectul materiei în
spa iu, fie c are densitate mic , fie c are densitate mare, poate doar s
încetineasc expansiunea. La urma urmei, gravita ia este atractiv . O expansiune
cosmic accelerat este ceva în genul suflului unei explozii care sporeşte în loc
s se disipeze dup explozie. Ce for ar putea fi responsabil pentru a împinge
tot mai rapid cosmosul c tre expansiune? Nimeni nu este înc sigur. În epoca
târzie: „Universul va continua să se extindă cu o rată mereu crescătoare”,
afirma Stephen Hawking.
Cauza expansiunii accelerate pare s fie din nou manifestarea
caracterului repulsiv al gravita iei; s-ar repeta astfel împrejurarea similar din
164
trecutul Universului când acesta a trecut printr-o perioad de dilatare gigantic .
For a care a determinat comportarea „infla ionar ” a Universului ar fi fost
gravita ia care, în acele condi ii, s-a manifestat repulsiv, creând o aşa-zis
„presiune negativ ”.
F r expansiunea Universului nu s-ar fi putut forma nicio leg tur
stabil , niciun sistem, nicio organizare a materiei/substan ei/energiei (atomi,
molecule, celule, stele, planete, galaxii).
Einstein aten iona mai demult c Universul are mai pu in materie în
compozi ia sa în raport cu volumul s u, mai precis densitatea sa presupune
existen a unei forme de materie necunoscute. Cercet rile actuale au demonstrat
c exist ,,ceva“ care se manifest conform unor legi ale fizici necunoscute, înc ,
nou . Acel ,,ceva“ a c p tat denumirea de materie întunecat iar opusul s u
energie întunecat .
Cosmologii s-au întrebat cum a ac ionat materia neagr asupra
evolu iei Universului. În acest sens o simulare computerizat efectuat de c tre
cercet torii din cadrul Universitatii Durham din Marea Britanie pare s indice c
principala condi ie a supravie uirii Universului a fost prezen a materiei negre.
Astrofizicianul Carlos Frenk din cadrul Universit ii Durham din
Marea Britanie a sus inut ipoteza conform c reia în interiorul norilor cosmici se
formeaz noi şi noi stele ca urmare a fuzionarii materiei normale, înv luit de
misterioasa materie neagr .
În cazul galaxiilor mari, aceast materie a fost îndeajuns de mult şi
de puternic , încât s protejeze stele abia formate sau în curs de formare.
Acestea au supravie uit. În schimb, cele mai multe galaxiile erau tinere, prin
urmare mai mici ca dimensiuni. Lipsa unor cantit i suficiente de materie neagr
a dus la evaporarea sub efectul bombardamentului cu radia ii puternice, a
stelelor tinere, dar şi a materiei normale care intr în compozi ia acestora , nu şi
a materiei negre, care se regrupa rapid sub forma unor mici norişori.
Figura 12.4.Masacrul cosmic. Credit: NASA.
165
Mult timp dup ceea ce astronomii au numit “masacru cosmic”, nu a
fost posibil formarea unor noi galaxii. În schimb, materia neagr a continuat s
fuzioneze şi s creasc , luând forma unor structuri uriaşe. Episodul urm tor s-a
petrecut în urm cu 10 pân la 12 miliarde de ani, atunci când norii de materie
neagr au devenit îndeajuns de mari încât s absoarb radia iile puternice venite
dinspre galaxiile supravie uitoare. Aceşti nori au format un scut de protec ie
pentru materia normal , şi astfel, noi galaxii au putut lua naştere.
Plecând de aici şi de la datele observa ionale primite de la Telescopul
Hubble, oamenii de ştiin au încercat s evalueze compozi ia actual a
Universului.
Ei au g sit c Universul are urm toarea compozi ie:
♦ energie întunecat : circa 74 % din totalul materiei Universului; aceasta este
tot o substan , o materie, foarte pu in cunoscut , doar c numele ei de „energie”
este impropriu;
♦ matrie întunecat : circa 22 % , la fel ca energia întunecat nu se ştiu prea
multe lucruri ;
♦ gaz intergalactic: circa 3,6 %;
♦ stele, planete, etc: circa 0,04 % din materia Universului.
Figura 12.5. Diagrama compozi iei Universului.
Credit: NASA.
166
12.3. GALAXIILE
Unele dintre nebuloase, care se v d ca fiind compuse din stele, s-au
dovedit a fi situate la distan e mult mai mari decât dimensiunile galaxiei noastre,
având o structur asem n toare cu a C ii Lactee, motiv pentru care aceste
obiecte extragalactice au fost numite galaxii.
i) Propriet i generale ale galaxiilor
Aspectul exterior al galaxiilor este foarte diferit, dar cu toate
acestea, pentru fiecare galaxie se poate g si o alt galaxie care s -i semene. În
vederea stabilirii unor tr s turi comune ale galaxiilor au fost catalogate în patru
categorii:
♦ galaxii eliptice;
♦ galaxii în spiral ;
♦ galaxii în spiral barat ;
♦ galaxii cu form neregulat .
Aceast clasificare s-ar putea modifica datorit faptului c în anul
2003 a fost descoperit un nou tip de galaxii, care au fost botezate de
descoperitorul lor, prof. Michael Drinkwater de la Universitatea din
Queensland–Australia, Galaxii Pitice Ultra Compacte.
♦ Galaxii eliptice
Acest tip de obiecte cereşti au aspectul unor elipse sau cercuri netede
în care str lucirea descreşte de la centru spre periferie (vezi figura 12.6). Cele
mai mici galaxii eliptice se aseam n cu un roi stelar globular (diferen a fiind c
galaxiile con in materie întunecat ). Ca mas , aceste galaxii pot avea între 10
pân la 1013 mase solare. Observa ii recente arat c în galaxiile eliptice exist
roiuri stelare tinere, formate probabil în urma coliziunii cu o alt galaxie.
♦ Galaxii spirale şi în spiral barat
Galaxiile spirale se deosebesc de galaxiile eliptice prin faptul c au o
structur bine determinat :
• au un nucleu asem n tor cu o galaxie eliptic (compus din stele b trâne);
• în centrul nucleului exist o gaur neagr supermasiv ;
• au bra e spirale, în care exist stele tinere şi mult praf şi gaz interstelar;
Aceste galaxii au primit numele de spirale datorit bra elor de stele
tinere ce se desf şoar în jurul nucleului. Bra ele se formeaz dup o spiral
logaritmic . Centrul galaxiilor spirale poate avea form sferic sau poate avea o
form de bar (galaxii spirale barate-SB).
167
Figura.12.6. Tipuri de galaxii.
•
•
•
•
•
•
•
•
Conform figurii 12.6 avem urm toarele tipuri de galaxii:
E0 - galaxie eliptic rotund (sferic );
E3- galaxie eliptic elipsoidal (mingea de rugby) ;
E7 - galaxie eliptic cu forma de disc;
S0 - are aspect de galaxie eliptic dar exist şi un disc ce con ine praf şi
gaz (galaxii lenticulare);
Sa - galaxie spiral clasic , cu o parte central sferic şi o structur spiral
strâns ;
Sc - galaxie spiral cu o parte central mic şi bra e spirale desf şurate;
SBa - spiral barat cu bra e spirale strânse;
SBc - spiral barat cu bra e spirale desf şurate .
♦ Galaxii neregulate
Aceste galaxii sunt compuse numai din stele tinere, graz şi praf
interstelar. Ele reprezint circa 3% din num rul galaxiilor cunoscute.
Ca aspect galaxiile neregulate nu se aseam n una cu alta, neavând
nucleu şi nici bra e spirale. Se crede c majoritatea acestor galaxii au fost galaxii
spirale sau eliptice, dar au fost deformate în urma întâlnirilor cu alte galaxii.
Exist dou tipuri de galaxii neregulate:
• Irr I - galaxie ce are o anumit structur , fie un nucleu sau un bra ;
• Irr II - galaxie f r structur .
Dup str lucirea absolut galaxiile se pot împ r i în :
─galaxii supergigante;
─galaxii gigante;
─galaxii pitice.
168
Magnitudinile absolute ale galaxiilor variaz iar dimensiunile
acestora difer de la un tip la altul. Cele eliptice au dimensiuni cuprinse între 3 şi
5 kiloparseci iar cele spirale au diametrele de la 7 kiloparseci pân la 20
kiloparseci.
ii)Probleme de evolu ie a galaxiilor
Dac în evolu ia stelelor avem rezultate ceva mai concludente, în
problema evolu iei galaxiilor lucrurile nu sunt aşa de limpezi. Din acest motiv
putem aminti doar dou ipoteze formulate de Hubble şi Oort:
♦ Formularea lui Hubble
Hubble a considerat c aspectul actual al galaxiilor se datoreaz
stadiului în care se afl în evolu ia lor. De aceea pornind de la datele
observa ionale, Hubble a determinat distan ele pân la galaxii şi a descoperit c
vitezele de îndep rtare sunt strict propor ionale cu distan ele. Acest rezultat a
condus la ideea expansiunii Universului, iar exprimarea sa matematic este
dezarmant de simpl :
v=H·r,
unde: v=viteza de îndep rtare, r=distan a, iar H=constanta lui Hubble care are
dimensiunea invers timpului şi o valoare determinat experimental de
aproximativ 20(km/s)/ 10 6ani-lumin .
Conform observa iilor, Hubble a presupus c galaxiile eliptice
reprezint fazele ini iale ale form rii galaxiilor , adic sunt tinere, iar galaxiile
spirale ar fi compuse în mare parte din stele b trâne. Pe scurt galaxiile s-ar
forma din nori imenşi de hidrogen cu forme sferice şi rota ie lent , iar cu timpul
aceşti nori ar fi supuşi contrac iei gravita ionale, m rindu-şi astfel rota ia şi
inevitabil forma lor s-a turtit.
♦ Formularea lui Oort
Oort a considerat c galaxiile s-au format dintr-un gaz care era
distribuit în Universul timpuriu, aflat în expansiune, prezentând densit i diferite
în locuri diferite. În conformitate cu ipoteza sa, în centrele de densitate mai mare
au ap rut galaxiile.
Galaxiile sferice sunt acelea care s-au format din centre care aveau
ini ial o rota ie mic , iar galaxiile turtite s-au format din centre care ini ial aveau
o rota ie mai mare. O astfel de protogalaxie, datorit for elor centrifuge, s-a
contractat perpendicular pe planul discului de rota ie.
Oricare ipotez teoretic trebuie verificat experimental şi de aceea
azi avem o alt dilem cu mult mai şocant , anume din datele observa ionale
recente, galaxiile nu numai c se îndep rteaz cu viteze ame itoare, dar o fac în
mod accelerat. Astfel a ap rut o nou ipotez şi anume c acest lucru se
datoreaz unei noi for e din Univers─energia întunecat . Energia întunecat ,
conform noilor teorii, tinde s ,,dezmembreze“ Universul, pe când ,,rivala“ ei
materia neagr , numit ,,lipici cosmic“ îl ine ,,legat“.
169
iii)Distribu ia galaxiilor
Galaxiile pot fi observate în orice direc ie pe bolta cereasc , excep ie
f când galaxiile aflate în spatele planului galactic al galaxiei noastre deoarece
vizibilitatea este afectat de prezen a materiei interstelare galactice.
Galaxiile se afl în interiorul unor forma iuni mai mari─ grupuri de
galaxii, deoarece distan a dintre obiectele componente este mult mai mic decât
distan a pân la obiectele situate în afara grupului.
Calea Lactee face parte din Grupul Local care cuprinde, pe lâng
galaxia noastr , Galaxia Andromeda, Norii lui Magellan şi Galaxia Triangulum
(M33), care formeaz structurile mari şi peste 35 de galaxii mai mici (vezi
figura 12.7), dintre care: peste patru galaxii neregulate, circa o duzin de galaxii
neregulate pitice, patru galaxii eliptice iar restul fiind galaxii eliptice pitice sau
pitice cu form relativ sferic . Grupul Local are o form relativ sferic cu un
diametru de circa 1 Mpc (1Mpc=1.000.000 parseci).
Figura 12.7. Grupul Local.
Credit: http://www.astro.princeton.edu/~clark/Back.html.
170
Grupurile de galaxii sunt concentrate în forma iuni mai mari şi mai
complexe în care pot intra sute sau mii de membri numite roiuri de galaxii
(cluster este termenul pentru roi în lb.englez ).
Roiurile de galaxii pot fi:
♦ Roiurile deschise care sunt situate în vecin tatea planului galactic,
motiv pentru care se mai numesc şi roiuri galactice. Se cunosc peste 800 de
astfel de roiuri, situate într-o sfer cu raza de la câ iva kiloparseci cubi în jurul
Soarelui, pân la distan e la care absorb ia luminii nu este suficient de mare
pentru a afecta acurate ea observa iilor. Se estimeaz c num rul total de roiuri
din galaxie este de câteva zeci de mii. Cele mai cunoscute roiuri deschise:
Pleiadele, Hyadele, roiul dublu din Perseu etc.
♦ Roiurile globulare care prezint o distribu ie sferic în jurul
centrului galaxiei. În num r de câteva sute, ele pot fi bine observate datorit
densit ii stelare mari (cu excep ia roiurilor aflate în apropierea planului galactic,
unde absorb ia luminii este mare). Distan ele la roiurile globulare se determin
pe baza distan elor la stelele str lucitoare con inute iar pentru dimensiunile lor
liniare se ob in valori cuprinse între 7 parseci şi 120 parseci. Aproximativ 2
parseci din diametru reprezint nucleul roiului, cu densit i dep şind uneori de
mii de ori densitatea stelar din zona Soarelui. Deşi numite globulare, în
realitate roiurile au form elipsoidal . Un exemplu în acest sens este M19,
pentru care raportul dintre axa mare şi axa mic este 4. În roiurile globulare s-au
descoperit multe surse de radia ie X, fapt care indic stele colapsate cu acre ie.
Roiurile de galaxii, la rândul lor, formeaz o structur mai complex
cunoscut sub denumirea de Superroi (nor de galaxii).
12.4. STRUCTURA UNIVERSULUI
LA SCAL MARE
Universul în care tr im are o structur complex şi bine elaborat
astfel c în analiza distribu iei la scal mare a galaxiilor au fost stabilite dou
legi empirice:
• distribu ia spa ial a galaxiilor şi roiurilor este caracterizat de mari goluri
înconjurate de pere i de galaxii pânî la limita regiunii în care avem date;
• legea liniar a lui Hubble care leag deplasarea spre roşu de distan , bine
stabilit pân - şi peste - 200 Mpc, ca o consecin strict a expansiunii
omogene a Universului.
Ipoteza de baz a cosmologiei standard este Principiul Cosmologic
care reprezint , de fapt, postularea omogenit ii şi izotropiei spa iale a
Universului la scal mare.
Omogenitatea distribu iei materiei joac un rol central în modelele de
univers în expansiune deoarece ea implic propor ionalitate exact între viteza
171
de recesie a galaxiilor şi distan , fapt în acord cu legea Hubble. În sens invers,
aceasta înseamn c legea lui Hubble este valabil la scale pentru care distribu ia
materiei poate fi considerat constant . Mult timp, astronomii au studiat modele
ale structurilor la scal mare utilizând proiec ii bidimensionale, f r observa ii
directe în a treia dimensiune.
În paralel cu ideea de omogenitate a Universului au existat în istoria
astronomiei alternative şi idei precum cea a structurii ierarhizate a Universului
lansat de Swedenborg, Kant şi Lambert. Ei au imaginat un tablou în care
ierarhizarea pornea de la stelele grupate în roiuri constituind la rândul lor
galaxii, acestea formând sisteme mai mari, totul continuând indefinit (Kant) sau
oprindu-se la un anumit nivel (Lambert). Aceast idee a fost reluat de Fournier,
d'Albe şi Charlier care au abordat o ierarhie determinat de propor ionalitatea
între mas şi distan .
În 1970, de Vaucouleurs a studiat (preluând o idee din 1938 a lui
Carpenter) posibilitatea existen ei unei rela ii de puteri între densitate şi distan ,
ca factor de baz în cosmologie, reflectând o distribu ie ierarhizat . El a sugerat
o lege de forma :
ρ (r)= ρ0 ⎛⎜⎜ r
⎝ r0
⎞
⎟⎟
⎠
−γ
în care ρ0 şi r0 reprezint raza şi densitatea la cel mai mic nivel al ierarhiei. γ este
un exponent de corelare. De remarcat este aici faptul c ecua ia lui de
Vaucouleurs e valabil pentru orice punct din Univers. Altfel spus, fa de orice
punct densitatea masic scade cu distan a.
A doua lege empiric considerat , legea lui Hubble, poate fi scris
sub forma:
υr = cz = Hr
în care
reprezint deplasarea relativ spre roşu a spectrului observat,
υr=viteza radial , iar H este constanta lui Hubble. Dac deplasarea spre roşu
este interpretat ca un efect al mişc rii relative, atunci legea lui Hubble poate fi
scris :
υ = Hr,
în care υ este viteza galaxiei-surs , iar r reprezint distan a.
De la descoperirea ei, legea lui Hubble a fost verificat pentru toate
intervalele de distan accesibile observa iilor (de la z=0,1 la z=1). S-a constatat
astfel c exist mici devia ii δυ de la viteza υH dat de legea lui Hubble, devia ii
legate de concentr ri de mas cum este marele Roi din Coma sau Pisces-Perseu.
M rimea acestor perturba ii nu este la prima vedere semnificativ , fiind de
ordinul δυ/υH ≅ 0,1 dar este interesant de comparat spectrul lor cu spectrul
clusteriz rii la scal . Ca şi legea Vaucouleur, legea lui Hubble nu este
particular galaxiei noastre, ci poate fi generalizat la orice punct din Univers.
Aceasta este de altfel ideea de baz a modelelor în expansiune. Ca rezultat,
172
micile fluctua ii trebuie s fie de asemenea o caracteristic general : structura şi
cinematica grupului local de galaxii trebuie s fie tipice şi pentru alte grupuri
mici.
Prin urmare, legile Hubble şi de Vaucouleurs, descriind aspecte
diferite ale Universului, au în comun universalitatea şi independen a fa de
observator; acest lucru le imprim caracter de legi fundamentale ale investiga iei
în cosmologie, dar cele dou legi trebuie corelate şi racordate. Exist propuneri
pentru o lege a lui Hubble neliniar , aşa cum exist şi încerc ri de a restrânge
caracterul universal al legii de Vaucouleur la anumite intervale de distan e, cu
alte cuvinte de a considera c , de la o scal dat , Universul devine omogen.
În Universul pe care îl putem observa, prin mijloacele şi
instrumentele pe care le avem la dispozi ie nu s-au descoperit structuri mai mari
decât roiurile şi superroiurile de galaxii , dar aceste modele se repet la infinit,
exact ca fagurii de miere dintr-un stup.
Grupurile de galaxii pot con ine pân la 50 de galaxii şi se întind pe
distan e cuprinse între câteva sute cuprinse între câteva sute de kpc (kiloparseci)
şi 2Mpc (Megaparseci). Viteza de recesiune a galaxiilor în interiorul unui grup
este de circa 54 ·10 4 km/h.
Roiurile de galaxii se întind pe distan e cuprinse între 2÷10 Mpc,
având viteza de recesiune a galaxiilor în interior cuprins între 800÷1000 km/s.
Masa acestor ,,monştri cosmici“ este mai mare de 1018 mase solare.
În vecin tatea C ii Lactee se afl dou roiuri de galaxii:
• Roiul Coma.
• Roiul Virgo.
♦ Roiul Coma. Este un roi aproape sferic ce prezint o puternic
concentrare de galaxii spre centru. Se întinde pe aproximativ 3 Mpc iar zona
central are circa 600 kpc.
Figura 12.8. Roiul Coma .
Credit foto: http://www.cosmiclight.com/imagegalleries/gclusters.html.
173
Roiul Coma con ine peste 1.000 de galaxii, centrul s u con inând
galaxii eliptice şi sferice cu o densitate de aproape 30 de ori mai mare decât cea
a Grupului Local, fiind un roi de dimensiuni mari. Roiul Coma se afl la o
distan de circa 99 Mpc în direc ia constela iei Coma Benenices.
Roiul Coma împreun cu Roiul Leo I, vecinul s u, formeaz
Superroiul Coma care este cea mai mare structur de acest tip din apropierea
C ii Lactee. Superroiul Coma este alc tuit din circa 3.000 de galaxii într-un
spa iu cu un diametru de 20 milioane ani-lumin .
♦ Roiul Virgo. Este un roi profund neregulat şi nu prezint o
aglomerare central distinct , întinzându-se pe un spa iu de 2,2 Mpc. Roiul
Virgo se afl la o distan de de aproximativ 18 Mpc în direc ia constela iei
Virgo, con ine pân la 1.500 de galaxii şi un gaz interstelar care are o mas de
10 ori mai mare decât întreaga mas vizibil a roiului ce emite radia ii X, fapt
ce ne indic temperatura sa destul de ridicat .
Figura.12.9. Roiul Virgo.
Credit: http://bojum.as.arizona.edu/~jill/NS102_2006/
Lectures/Lecture1/lecture1.html.
Roiul Virgo al turi de Grupul Local şi alte 100 de grupuri de galaxii
face parte din Superroiul Virgo care se întinde pe o distan de circa 33Mpc,
având circa 80% din întreaga materie în acelaşi plan.
Superroiul Virgo (Superroiul Local) este format din trei componente:
• Centrul format din 20% galaxii foarte str lucitoare (Roiul Virgo).
• Galaxii care se întind în planul discului galactic formate din dou grupuri
mari separate reprezentând 40%.
• Grupuri mici de galaxii împr ştiate care reprezint restul de 40%.
174
Figura.12.10. Superroiul Virgo.
Credit foto: http://en.wikipidia.org/wiki/Supercluster.
La scal mare Universul se structureaz sub forma roiurilor de galaxii
iar studiile asupra galaxiilor îndep rtate arat c , în Univers, exist multe
superroiuri separate de goluri imense. Distribu ia materiei în Univers atunci
cînd se vorbeşte de structuri de astfel de dimensiuni, 100 Mpc, este uniform şi
omogen .
Pentru a ne forma o idee mai clar asupra structurii Universului la
scal mare s ne imagin m un burete spongios în care es tura reprezint
superroiurile de galaxii iar g urile reprezint golurile dintre acestea. Golurile
sunt conectate între ele astfel încât dac se pleac de la un gol oarecare se poate
ajunge la altul f r a se traversa peretele buretelui (vezi figura 12.11).
175
Figura 12.11.Structura la scal mare a Universului.
Credit :http://weekly.ahram.org.eg/1999/462/sido.html.
În figura 12.12 fiecare punct luminos, din cele 9.325, reprezint o
galaxie similar C ii Lactee.
Figura 12.12. Harta Universului.
176
Cele dou arce de cerc care formeaz marginile celor dou sectoare
de spa iu se afl la circa 400 de milioane de ani-lumin de Soare. Sectoarele
negre din est şi vest care le despart sunt zonele obturate de planul galactic al
galaxiei noastre. Harta ne arat c exist anumite tipare la scar intergalactic
conform c rora sunt ordonate galaxiile.
Marele ,,zid“ reprezint o aglomerare de galaxii şi se întinde la
orizontal pe aproape întreaga zon de nord, iar un ,,zid“ similar se întinde pe
diagonal în regiunea sudic . ,,Zidurile“ delimiteaz imense goluri întunecate
unde concentra ia de galaxii este foarte mic sau este nul . Aceste goluri au
uneori chiar 150 de milioane de ani-lumin în diametru. Cele dou modele din
nord şi din sud sunt similare reprezentând adev rate matrici pentru dezvoltarea
ulterioar a modelelelor cosmologice.
12.4. SFÂRŞITUL UNIVERSULUI
Dac Universul evolueaz înc de la început, în acest mod, este de
aşteptat ca aceast evolu ie s aib şi un final. Cum se va întâmpla:
- Se va rupe în buc i într-o clipit ?
- Se va dezintegra ?
- Va înghe a treptat pân la moarte ?.
Astrofizicienii din toat lumea încearc s afle cum se va sfârşi
pentru c în spa iu, departe, se d o b t lie pe care deşi nu o vede nimeni,
rezultatul va fi unul singur: sfârşitul Universului.
Într-unul din scenarii, savan ii au presupus c aşa cum Universul s-a
dilatat tot aşa gravita ia urmeaz s trag Universul la loc, exact ca aerul care s-a
eliberat dintr-un balon umflat acesta revenind la forma ini ial . Aceast teorie
este numit Marea Contrac ie (Big Crunch) şi presupune c întreaga materie
se pr buşeşte sub ac iunea propriei greut i.
Cea de-a doua teorie presupune c Universul se va dilata pân la
epuizarea combustibilului reactoarelor nucleare ce-l alimenteaz iar apoi se va
r ci şi va muri prin Marele Înghe (Big Chiil).
A treia teorie presupune c Universul se va dilata cu o vitez atât de
mare încât continuul spa iu-timp nu va mai putea ine Universul legat şi va avea
loc Marea Ruptur (Big Rip).
Cosmologii cred c trebuie s existe ,,ceva“ care s opreasc la un
moment expansiunea Universului. Indicii în acest sens se afl în cele mai
puternice şi mai misterioase fenomene din cosmos: g urile negre. Tot
cosmologii au c utat s afle cu ce vitez se dilat Universul şi de aceea au folosit
telescoapele ca pe o maşin a timpului, studiind astfel galaxiile îndep rtate, aşa
cum erau demult, observând obiecte ce pot fi v zute doar prin tehnologia de
ultim or .
177
Aşa cum spunea şi Einstein c Universul are mai mult mas decât o
putem noi observa, descoperirea g urilor negre a generat ideea pe care se
bazeaz teoria Marii Contrac ii (Big Crunch), deoarece stelele când termin
combustibilul nuclear se n ruie devenind o pitic alb cu o mas mai mic şi mai
dens care atrage tot mai mult materie exact ca în modelul Big Crunch.
For a gravita ional devine aşa de mare încât orice se apropie de
gaura neagr este înghi it pe vecie astfel încât nici lumina nu are sc pare. Sigur
c este uimitor cum ,,ceva invizibil” poate fi detectabil, oferindu-ne astfel un
indiciu asupra evolu iei sor ii noastre.
Astfel dac toat materia din Univers s-ar pr buşi într-o singur
gaur neagr aceasta ar deveni o entitate singular , tot aşa cum am ap rut dintr-o
entitate singular tot acolo vom ajunge iar macanica cuantic ne spune c în
acest caz în timp totul va disp rea prin ,,evaporarea” particulelor constituente,
aceasta la nivel microscopic şi macroscopic.
Într-un fel g urile negre sunt o variant la scar mic a unei noi for e
numit de savan i ,,lipici cosmic”, adic materia neagr . Materia neagr atrage
obiectele, for a gravita ional fiind pozitiv . Înc nu se ştie precis ce este
energia întunecat care este asociat materiei întunecate, dar aceasta are un
efect de respingere care îndep rteaz galaxiile, iar Universul se pr buşeşte sub
ac iunea energiei întunecate.
Prezen a materiei reuneşte structurile din Univers, aşa cum s-a format
Calea Lactee odat cu dilatarea Universului, unde obiectele mici s-au unit cu
cele mari datorit for ei pozitive, constructiv a gravita iei. În acest caz for a
gravita ional s-ar opri şi Universul ar începe s se n ruiasc , iar gravita ia ar
înlocui dilatarea cu contrac ia prin Big Crunch.
Materia întunecat a produs galaxii într-un cadru temporar finit. Dac
doar gravita ia materiei atomice ar genera galaxii nu am fi existat ast zi pentru
c nu ar fi fost destul timp pentru ca gravita ia s fi condensat toat materia aşa
c este nevoie de materia întunecat pentru accelerarea procesului.
Dac Universul se dilat în continuare f r s dea semne de n ruire,
atunci înseamn c for a opus energiei întunecate este mai mare ca materia
întunecat . Indicii în acest sens s-au g sit studiind stelele la sfârşitul vie ii lor,
atunci când combustibilul din interiorul lor se epuizeaz , steaua se n ruie şi
exteriorul ei se dilat iar steaua devine într-un târziu o ,, pitic alb ”. ,,Piticii
albi” au adesea pe orbita lor alte stele, numite înso itoare. Dac resturile stelei
înso itoare cad pe ,,piticul alb”, apare o explozie ce provoac ,,un spectacol de
artificii” extraordinar în cosmos.
Cercet torii au analizat stelele care explodeaz , supernovele, ca pe
nişte indicii clare despre rapiditatea dilat rii Universului. Exploziile scurte şi
luminoase au permis savan ilor s monitorizeze dilatarea.
Astronomii au determinat distan a şi viteza acestor supernove prin
m surarea cantit ii de lumin roşie emis . Cu cât se dep rteaz mai repede de
noi, cu atât este mai roşie lumina. Astfel efectuând analiza spectral a
178
supernovei s-au ob inut indicii asupra compozi iei sale chimice şi vitezele
caracteristice atunci când scoar a supernovei se dilat ca urmare a exploziei
ini iale.
Sigur c sunt multe fenomene fizice de studiat despre evenimente
separate dar ritmul dilat rii galaxiilor ce con in supernove este folosit în
interpretarea modului în care înainteaz restul Universului. Se pot compara
vitezele galaxiilor cu distan ele dintre ele, iar aceste indicii sugereaz
astronomilor când îşi va schimba Universul direc ia, n ruindu-se în Big Crunch.
Dr. Ellis de la Observatorul Keck din Hawaii şi Johan Reshar de la
Institutul de Tehnologie din Pasadena-California au evaluat lumina dintr-o
galaxie îndep rtat , captat de telescop, şi au înncercat s interpreteze cum se
dilat întregul Univers. Ei au ajuns la concluzia c schimbarea culorii galaxiilor
este mai mare decât se credea şi anume c Universul se dilat în mod accelerat.
Acest lucru presupune c exist o for invizibil care lucreaz împotriva
gravita iei pe care cosmologii au numit-o energie întunecat .
Când Universul era mai tân r, acum 7 miliarde de ani, gravita ia era
for a dominant iar galaxiile erau unite de gravita ie existând un echilibru între
energia întunecat şi gravita ie.
Prin dilatarea sa continu Universul îşi micşoreaz densitatea astfel
c energia întunecat preia controlul, iar Universul începe s accelereze. Energia
întunecat este acum proprietatea dominant a spa iului.
Istoria Universului nu este altceva decât o lupt între materia şi
energia întunecat , acestea fiind în opozi ie, aşadar soarta Universului va fi
determinat de rezultatul competi iei dintre materia şi energia întunecat .
Teoria Marii Contrac ii a rezultat din ipoteza c materia întunecat
este for a dominant , dar astronomii b nuiesc c energia întunecat este mai
puternic , iar în acest caz sfârşitul poate fi dramatic şi violent: de la
dezintegrarea sistemelor stelare pân la dezintegrarea materiei prin ruperea
leg turilor şi dezintegrarea în atomi reducându-se totul la particule fundamentale
având ca punct terminus sfârşitul Universului.
Lupta dintre materia întunecat (for a ce ine Universul legat) şi
energia întunecat (for a ce tinde s -l „rup “) face ca distrugerea Universului
s fie inevitabil . Dac materia întunecat învinge, Universul se va n rui, iar
dac energia întunecat domin cosmosul, el s-ar putea dezintegra, dilatarea
devenind atât de puternic încât dezintegreaz întreg Universul. Noi nu putem
decât s anticip m soarta bizar a Universului, deoarece energia întunecat care
a format din materie superbul Univers în care tr im, continu s -l împing
înainte, ducându-l la pieire.
Pentru a afla dac energia întunecat va câştiga, savan ii trebuie s
afle cât de repede se extinde Universul pentru c dilatarea Universului este
accelerat şi astfel se poate dezintegra în mod dramatic respectând scenariul
Marii Rupturi sau Big Rip. În acest caz stelele, planetele şi chiar atomii se vor
dezintegra chiar înainte de sfârşitul Universului.
179
Astronomul Robert Caldwell a prev zut în cadrul acestui model
urm torul scenariu: dac am fi pe P mânt sau pe o alt planet vecin , am putea
vedea un fel de “zid de întuneric” care se apropie astfel c pe m sur ce acest zid
se apropie , stelele şi galaxiile se sting iar în cele din urm , zidul de întuneric
înconjoar planeta şi curând înşişi atomii se dezintegreaz astfel c zidul negru
se reduce la un punct şi... gata. Dar tot potrivit lui Caldwell acel moment va fi
peste miliarde de ani aşa c oamenii au suficient timp pentru a-şi perfec iona
cercet rile.
Autorul acestei acceler ri este energia întunecat dar fizica energiei
întunecate este înc o necunoscut şi avem nevoie de noi informa ii. Dac am şti
ce o produce şi cum ac ioneaz atunci am putea afla care va fi soarta final a
Universului.
Marea Ruptur (Big Rip) este una din teorii dar informa iile primite
datorit telescopului Hubble indic un sfârşit al Universului mai pu in violent,
îns inevitabil, oferind indicii despre Marele Înghe şi alte teorii despre sfârşitul
Universului.
Interesant este faptul c atunci când a fost lansat telescopul Hubble în
1990 pentru a diagnostica vârsta Universului, ast zi a identificat un „ingredientcheie“ în existen a Universului, materia neagr , care reprezint în opinia
savan ilor substan a-liant a Universului, ceea ce poate împiedica Marea
Ruptur .
Existen a materiei întunecate este probat de imaginile galaxiilor
vecine surprinse de Hubble, care uneori pare c sunt înconjurate de alte galaxii,
deşi acestea nu exist , fiind reflexii ale galaxiilor îndep rtate ce vin din spate.
Astronomii cred c iluzia optic este materia întunecat ce provoac o deformare
a luminii prin aşa-numitul efect lenticular gravita ional. Lumina de la
galaxiile îndep rtate este îndoit de curbura spa iului, provocat de stele şi
materia întunecat . Cu cât este mai mult materie întunecat între P mânt şi
galaxia respectiv cu atât va fi mai curbat lumina şi mai tare for a Marelui
Înghe . Efectul lenticular gravita ional constituie un instrument de lucru
excep ional deoarece permite m surarea deforma iei în galaxiilor, trasând
distribu ia materiei întunecate la diferite sc ri de m sur . Dac se va putea
cartografia curbura atunci se va putea cartografia materia întunecat .
Determinarea echilibrului dintre for a întunecat şi materia întunecat
va înclina balan a c tre Marele Înghe sau Marea Ruptur . Energia întunecat
este for a propulsatoare iar materia întunecat este for a care încetineşte
procesul.
Dac Universul continu s se dilate atunci toate sursele de energie
se vor epuiza şi vor muri, iar Universul se va r ci prin Marele Înghe . În acest
scenariu P mântul devine o planet rece şi izolat odat cu dilatarea Universului.
Distan ele dintre stele devin tot mai mari , disp rând aproape din câmpul vizual,
iar în timp ele se sting. În cele din urm întregul Univers va înghe a.
Ideile de mai sus au reieşit şi din lucr rile lui Einstein şi Hubble dar
niciunul nu a tr it suficient pentru a verifica rezultatele.
Oricare ar fi sfârşitul Universului din perspectiva planetei noastre
lumina Soarelui va disp rea prima, iar la miliarde de ani de la dispari ia
oamenilor cosmosul nu va mai exista.
180
CAPITOLUL 13
PROBLEMA VIE II ÎN UNIVERSCIVILIZA II COSMICE
Înc din timpuri str vechi, omenirea a vrut s ştie dac exist via
pe alte planete ale sistemului nostru solar, şi de asemenea, dac exist via în
alte sisteme planetare din Univers. Neg sind nici un r spuns favorabil oamenii
şi-au creat propriile divinit i la care s se închine şi în care sperau protec ie şi
în elegere. Aşa au ap rut astrologii, oracolele şi celelalte de forme de
supranatural, f r o încercare de în elegere ştiin ific a unor fenomene
astronomice obişnuite: eclipse, apari ii de comete, ş. a.
Dup ce tehnologia de scrutare a cerului s-a diversificat şi a devenit
mai performant s-au reluat cercet rile în explorarea vie ii oriunde în Univers.
Cercet tori de diferite specialit i şi-au dat mâna pentru a colabora în aceast
încercare.
Ne intereseaz condi iile necesare pentru a putea exista via pe unele
planete ce orbiteaz în jurul stelelor din galaxia noastr , dar şi forme incipiente,
sau condi ii necesare şi suficiente în sistemul nostru solar.
R mâne memorabil clipa când însuşi preşedintele american în
func ie atunci, Bill Clinton, a anun at cu emfaz c s-au descoperit posibile urme
de via pe planeta Marte. Aceast clip a fost sugerat de faptul c în urma
cercet rii meteoritului mar ian ALH84001 s-au descoperit nişte urme de
carbona i care sem nau cu fosilele unor bacterii microscopice.
Figura 13.1. Imaginea ob inut în urma micrografiei electronice a meteoritului
mar ian ALH84001. Credit: NASA.
Aici putem s amintim cu mândrie c în echipa de cercet tori a fost şi
un român, dr. Radu Popa, biolog cooptat în proiecte microbiologice şi
astrobiologice pentru NASA şi JPL (Jet Propulsion Laboratory). A contribuit la
descoperirea bacteriilor în cristalele de olivin şi în prezent lucreaz la studiul
existen ei unor forme de via consumatoare de silica i (nu numai sulf), posibil
prezente şi în meteori i.
181
13.1. PROBLEMA VIE II ÎN SISTEMUL NOSTRU SOLAR
O planet este un corp ceresc de mas considerabil care orbiteaz în
jurul unei stele şi care nu produce energie prin fuziune nuclear . Din aceast
cauz planetele sunt mult mai reci decât stelele, nu au şi nu emit lumin proprie,
ci doar pot reflecta lumina stelelor. În principiu, planetele ar putea oferi condi ii
pentru apari ia vie ii şi în afara P mântului.
La cercetarea factorilor favorabili pentru apari ia şi dezvoltarea vie ii
pe o planet , a sistemului nostru solar , se ia în considera ie no iunea de
ecosfer , care defineşte spa iul din jurul unui astru (Soarele în cazul nostru) în
interiorul c ruia exist condi iile necesare pentru apari ia, dezvoltarea şi
reproducerea organismelor vii.
Figura 13.2. Ecosfera sistemului nostru solar. Credit: NASA.
Acest spa iu este cuprins între dou sfere concentrice, grosimea
ecosferei fiind astfel egal cu diferen a cu diferen a dintre razele celor dou sfere
considerate. În cazul Soarelui, ecosfera se situeaz între sferele cu razele de 0,61
şi 1,81 unit i astronomice.
Delimitarea ecosferei are în vedere temperatura astrului ,,central“ şi
distan a de la acesta pân la planetele care graviteaz în jurul lui. În plus, printre
182
factorii care condi ioneaz apari ia şi dezvoltarea vie ii se g sesc rota ia şi masa
planetei respective.
Noua defini ie dat la 24 august 2006 de Uniunea Astronomic
Interna ional termenului de "planet " este ca acesta s fie un corp ceresc care
îndeplineşte urm toarele condi ii:
• s orbiteze în jurul unei stele centrale, de exemplu în jurul Soarelui nostru,
• s aib o mas suficient astfel încât for a gravita ional s îi confere o
form aproximativ sferic ,
• s nu sufere în interiorul s u reac ii de fuziune nuclear ,
• şi "s cur e" spa iul cosmic din vecin tatea orbitei sale.
Corpurile cereşti care îndeplinesc primele trei condi ii dar nu şi pe a
patra, şi nu sunt sateli i, sunt planete pitice. Ca una din urm ri, Pluto, care era
considerat pân acum cea de-a noua planet a sistemului solar, şi-a pierdut
statutul de planet , fiind acum considerat planet pitic .
Figura 13.3. Planetele: 1-Mercur, 2-Venus, 3-Terra, 4-Marte, 5-Jupiter, 6-Saturn,
7-Uranus, 8-Neptun. Credit imagine:Solare Planeten99.jpg de Horst Frank.
183
Multe corpuri din sistemul nostru solar au ,,sugerat“ c ar fi fost
capabile s g zduiasc via a organic conven ional . Cele mai importante
corpuri care prezint astfel condi ii sunt:
♦ Marte. Via a pe Marte a fost mult timp speculat . Apa lichid se
pare c a existat în trecut pe Marte. Se crede c şi ast zi exist ap pe Marte în
solul mar ian. În iulie 2008 sonda robot Phoenix Mars Lander a identificat
existen a apei într-o monstr de sol mar ian. Bra ul robotului a supus proba unei
analize prin care s-a înc lzit proba, iar în urma înc lzirii au rezultat vapori de
ap . Acest lucru i-a f cut pe specialişti s fie mai optimişti şi s continue
cercet rile, ceea ce a f cut şi Mars Global Surveyor, care prin imaginile trimise,
a pus în eviden faptul c apa a curs pe suprafa a planetei pân în trecutul
apropiat , iar metanul exist în atmosfera mar ian , ceea ce eviden iaz urmele
lasate de o activitate microbian .
♦ Mercur. Misiunea sondei spa iale Messenger a scos la iveal faptul
c în atmosfera planetei exist o mare cantitate de ap .
♦ Europa. Satelitul lui Jupiter a atras aten ia cercet torilor prin faptul
c sub crusta sa de ghea ar putea con ine un ocean de ap lichid . Este posibil
ca în acest ocean s existe microbi şi alte forme de via microscopic , exact ca
în perioada hidrotermal a P mântului, sau aşa cum exist microorganisme sub
calota polar .
♦ Jupiter. În anii 60' şi 70' ai secolului trecut, astronomul Carl Sagan
împreun cu echipa sa a calculat condi iile ca via a microbacterian bazat pe
amino-acizi s existe în atmosfera jupiterian . Cercet rile s-au bazat pe
observa iile asupra condi iilor atmosferice ale planetei. Aceste rezultate au
inspirat câteva din poveştile science – fiction.
♦ Callisto şi Ganymede. Ca şi Europa este posibil s aib un ocean
sub crust .
♦ Endelaus. Prezint jeturi de vapori (gheizere) care tr deaz o
activitate geotermic . Aceast activitate este posibil , cred specialiştii, datorit
atrac iei puternice pe care o exercit Saturn asupra scoar ei satelitului s u
natural. Deasemenea este posibil ca sub crusta de la suprafa s existe un un
ocean de ghea a c rui înc lzire s produc aceste efecte .
♦ Titan. Cel mai important satelit al lui Saturn este şi corpul cu cea
mai semnificativ atmosfer . Cercet rile realizate , în urma observa iilor sondei
spa iale Huygens , asupra acestui satelit au ar tat c acesta are la suprafa a sa un
,,lac“ sezonier de hidrocarbona i lichizi. Este singurul lac lichid descoperit pe un
alt corp ceresc din sistemul nostru solar , în afara P mântului.
♦ Venus. Specialiştii au emis o ipotez conform c reia ar putea exista
microbi în straturile de nori situa i la o altitudine de 50 de km, fireşte dac se
presupune c acolo ar exista un climat favorabil.
Numeroase corpuri prezint aspectele unor condi ii de baz pentru
existen a vie ii. Fred Hoyle a formulat o ipotez prin care via a ar putea exista şi
184
pe comete aşa cum microbii p mânteni au rezistat pe câteva probe în ,,atmosfera
lunar “, timp de mai mul i ani.
Oricum este improbabil ca organismele multicelulare, bazate pe
chimia conven ional a vie ii terestre (de exemplu plante şi animale), s existe în
condi iile unui vid înaintat, deoarece cometele nu au o atmosfer propriu-zis .
13.2. SISTEME PLANETARE ÎN UNIVERS
În anul 1963, Peter van Kamp de la Observatorul Sproul a anun at c
steaua Barnard are pe bolta cereasc o foarte mic mişcare oscilatorie. Efectul
este atât de mic încât au fost necesare peste 2000 de observa ii fotografice dealungul unui sfert de secol. În acest fel s-a ajuns la concluzia c steaua Barnard
efectueaz o mişcare în spa iu pe o orbit excentric cu o perioad de 26 de ani.
Aceast mişcare este cauzat de faptul c steaua Barnard este legat fizic fie de
un corp invizibil cu masa de 1,8 ori din masa lui Jupiter, fie de dou corpuri cu
orbite coplanare şi aproape circulare. În cea de-a doua variant corpul interior ar
trebui s aib 0,8 din masa lui Jupiter şi perioada de revolu ie de 12 ani iar
corpul exterior ar avea o perioad de 26 de ani şi 1,1 din masa lui Jupiter.
Potrivit Conven iei Nomenclatoarelor Astronomice, pentru numele
oficial al planetelor care orbiteaz o stea, aceste corpuri cereşti sunt numite cu
litere. Astfel steaua este notat cu litera a iar corpurile care o orbiteaz sunt
notate cu literele b, c, etc. Unele planete extrasolare au nume neoficiale, dar care
sunt acceptate de c tre Uniunea Interna ional a Astronomilor.
i)Sisteme planetare singulare în ordine cresc toare dup
acestora:
Stea
HD 4308
Gl 581
GJ 436
HD 49674
83 Leonis B
HD 102117
HD 76700
54 Piscium
HD 117618
Planet
b
b
b
b
b
b
b
b
b
Distan a
orbital
(× P mânt)
0.047 (14 MP) 0.114
0.056 (17 MP) 0.041
0.067 (21 MP) 0.0278
0.12
0.0568
0.122
0.119
0.18
~0.15
0.197
0.049
0.2
0.284
0.22
0.28
Masa minimǎ
(× Jupiter)
185
Perioada
orbital
(zile)
15.56
5.366
2.6441
4.948
17.038
20.8
3.971
62.23
52.16
masa
HD 168746
79 Ceti
HD 46375
HD 88133
HD 101930
HD 149026
HD 93083
HD 63454
HD 83443
HD 108147
HD 75289
HD 208487
51 Pegasi
BD-10°3166
HD 2638
HD 6434
HD 187123 (3)
OGLE-TR-111
(3)
OGLE-TR-10
HD 27894
HD 216770
HD 209458
b
b
b
b
b
b
b
b
b
b
b
b
b
"Bellero
phon"
b
b
b
b
0.23
0.23
0.249
0.29
0.30
0.36 (1)
0.37
0.38
0.41
0.41
0.42
0.43
0.065
0.35
0.041
0.046
0.302
0.042
0.477
0.036
0.04
0.104
0.046
0.52
6.403
75.560
3.024
3.415
70.46
2.8766
143.58
2.81782
2.985
10.901
3.51
128.8
0.468
0.052
4.23077
0.48
0.48
0.48
0.52
0.046
0.044
0.15
0.042
3.487
3.4442
22.09
3.097
b
0.53 (1)
0.047
4.02
b
b
b
b
"Osiris"
b
0.57 (1)
0.62
0.65
0.04162
0.122
0.46
3.101386
17.991
118.45
0.69 (1)
0.045
3.524738
0.72
0.15
24.348
0.75 (1)
0.0393
3.030065
0.76
0.80
0.82
0.84
0.86
0.89
0.043
1.67
2.08
0.045
3.3
0.32
3.369
812.197
1131.478
3.093
2502.1
64.6
HD 192263
GSC
02652TrES-1
01324
HD 330075
b
HD 4208
b
HD 114729
b
HD 179949
b
Eridani
b
HD 121504
b
186
HD 114783
b
1
q Eridani
b
HD 45350
b
HD 114386
b
HD 147513
b
HD 150706
b
OGLE-TR-132 b
ρ
Coronae
b
Borealis
HD 20367
b
HD 130322
b
HD 52265
b
HD 188753
b
HD 189733
b
HD 65216
b
HD 188015
b
HD 177830
b
HD 210277
b
Reticuli A
b
OGLE-TR-113 b
HD 142
b
OGLE-TR-56
b
1
Gruis
b
OGLE
2003BLG-235
(MOA
2003BLG-53)
23 Librae
b
Errai
A
b
( Cephei A)
HD 142415
b
HD 4203
b
16 Cygni B
b
HD 154857
b
HD 196885 A
b
0.9
0.91
0.98
0.99
1.
1.0
1.01 (1)
1.20
2.10
1.77
1.62
1.26
0.82
0.0306
501.0
1040
890.76
872
540.4
264.9
1.69
1.04
0.22
39.845
1.07
1.08
1.13
1.14
1.15 (1)
1.21
1.26
1.28
1.28
1.28
1.35 (1)
1.36
1.45 (1)
1.49
1.25
0.088
0.49
0.05
0.0313
1.37
1.19
1.00
1.097
1.18
0.0228
0.980
0.0225
2.7
500
10.724
118.96
3.35
2.219
613.1
456.46
391
437
423.841
1.43
338.0
1.2
1442.919
1.5 - 2.5 (2)
2.8 (6)
necunoscut
1.58
0.78
260
1.59
2.03
902.96
1.62
1.65
1.69
1.80
1.84
1.05
1.09
1.67
1.11
1.12
386.3
400.944
798.938
398
386
187
HD 73256
HD 68988
Horologii
GQ Lupi
94 Ceti A
HD 70642
HD 117207
ρ Indi
HD 118203
HD 8574
HD 41004 A
HD 72659
HD 23079
OGLE-2005BLG-071
HD 37605
1
Aquarii
HD 73526
HD 196050
GJ 3021
HD 40979 A
HD 80606 A
HD 195019 A
HD 183263
HD 92788
Gliese 86 A
Boötis A (3)
HD 142022 A
HD 213240
14 Herculis
HD 2039
HD 50554
HD 47536
b
b
b
b
b
b
b
b
b
b
b
b
b
1.85
1.90
1.94
2 (4)
2.0
2.0
2.06
2.1
2.13
2.23
2.3
2.55
2.61
0.037
0.071
0.91
103 ± 37 (6)
1.3
3.3
3.78
2.7
0.07
0.76
1.31
3.24
1.65
2.54863
6.276
311.288
~1200 ani
454
2231
2627.08
1294
6.1335
228.8
655
2185
738.459
b
2.7 (2)
3 (6)
2920
b
b
b
b
b
b
b
b
b
b
b
b
"Millenn
ium"
b
b
b
b
b
b
2.85
2.9
3.0
3.0
3.21
3.32
3.41
3.43
3.69
3.8
4.
0.26
~0.3
0.66
2.5
0.49
0.811
0.439
0.14
1.52
0.94
0.11
55.2
182
190.5
1289
133.82
267.2
111.78
18.3
634
340
15.78
4.13
0.0462
3.3128
4.4
4.5
4.74
4.85
4.9
4.96 - 9.67
2.8
2.03
2.80
2.19
2.38
1.61 - 2.25
1923
951
1796.4
1192.582
1279.0
712.13
188
HD 190228
HD 222582
HD 28185
109 Piscium
HD 178911 B
HD 104985
HD 59686
HD 111232
HD 106252
HD 23596
70 Virginis
HD 89744
Edasich
( Draconis)
HD 33564
HD 30177
HD 33636
HD 141937
π Mensae
HD 114762
HD 136118
HD 162020
b
b
b
b
b
b
b
b
b
b
b
"Goldilo
cks"
b
4.99
5.11
5.6
6.12
6.292
6.3
6.5
6.8
6.81
7.19
2.31
1.35
1.0
2.13
0.32
0.78
~0.8
1.97
2.61
2.72
1127
572.0
385
1077.906
71.487
198.2
303
1143
1500
1558
7.44
0.48
116.689
7.99
0.89
256.6
b
8.64
1.34
550.651
b
b
b
b
b
b
b
b
9.1
9.17
9.28
9.7
10.35
11.
11.9
13.75
1.1
3.86
3.56
1.52
3.29
0.3
2.335
0.072
388
2819.654
2447.292
653.22
2063.818
84.03
1209.6
8.428198
ii) Sisteme planetare multiple în ordine alfabetic :
Stea
47 Ursae
Majoris
55 Cancri A
(ρ1 Cancri A)
Distan a
Planet
orbital
(× P mânt)
b
2.41
2.10
c
0.76
3.73
e
0.045 (14 MP) 0.038
b
0.784
0.115
c
0.217
0.24
Masa minim
(× Jupiter)
189
Perioada
orbital
(zile)
1095
2594
2.81
14.67
43.93
Gliese 777 A
d
c
b
d
Gliese 876
b (1)
b
HD 12661
c
b
HD 37124
c
d
b
HD 38529
c
b
HD 74156
c
b
HD 82943
c
b
HD 108874
c
b
HD 128311
c
b
HD 168443
c
b
HD 169830
c
b
HD 217107
c
d
Arae
b
c
b
υ Andromedae A c
d
3.92
0.057 (18 MP)
1.502
0.023 (7 MP)
0.56
1.98
2.30
1.57
0.61
0.6
0.66
0.78
12.70
1.86
> 6.17
0.88
1.63
1.36
1.018
2.58
3.21
7.7
16.9
2.88
4.04
1.37
2.1
0.044 (14 MP)
1.7
3.1
0.69
1.19
3.75
190
5.257
0.128
3.92
0.021
0.13
0.21
0.83
2.56
0.53
1.64
3.19
0.129
3.68
0.294
3.40
0.73
1.16
1.051
2.68
1.02
1.76
0.29
2.85
0.81
3.60
0.074
4.3
0.09
1.5
4.17
0.059
0.829
2.53
4517.4
17.1
2891
1.94
30.1
61.02
263.6
1444.5
152.46
843.6
2295
14.309
2174.3
51.643
2025
221.6
444.6
395.4
1605.8
420.514
919
58.116
1739.50
225.62
2102
7.1269
3150
9.55
638
2986
4.6170
241.5
1284.
Planetele sunt indicate cu o mas aproximativ cu referin la masa
planetei Jupiter: (MJ=1,898×1027 kg) sau masa P mântului (MP=5,9737×1024 kg)
şi au o distan
aproximativ
m surat
în Unit i Astronomice
8
(1u.a=1,496×10 km, distan a dintre P mânt şi Soare).
13.3. PROBLEMA VIE II ÎN UNIVERS
Via a extraterestr este definit ca fiind acea via care nu-şi are
originea pe P mânt. Este o ipotez pe care marea majoritate a exper ilor în
astrobiologie o accept , cu toate c un astfel de tip de via nu a fost pus înc în
eviden .
Ipotezele care sus in originea vie ii extraterestre, dac ea exist întradev r, sunt urm toarele:
• via a a ap rut în diferite locuri în Univers, în mod independent;
• panspermia–adic via a a migrat în habitaturile cu ecosfer .
Cele dou ipoteze nu se exclud reciproc şi reprezint ideea de baz a
cercet rilor în: astrobiologie, exobiologie sau xenobiologie, în func ie de
domeniul de cercetare.
În încercarea de a oferi o baz ştiin ific de cercetare a vie ii în
Univers, de a explica ce înseamn o planet locuibil , în anii 60' ai secolului
trecut, sir James Lovelock a propus o ipotez revolu ionar la acea vreme, care
s-a dezvoltat, mai târziu, într-o teorie coerent numit teoria Gaia.
Teoria Gaia presupune c via a, în ansamblul ei, interac ioneaz cu
mediul fizic în aşa fel încât nu numai c men ine P mântul locuibil dar şi ajut la
îmbun t irea condi iilor de via , având la baz urm toarele ipoteze care au
condus la fundamentarea teoriei:
• ipoteza optimiz rii–via a pe P mânt controleaz factorii climaterici:
temperatura, compozi ia atmosferei, aciditatea oceanelor, ş.a., astfel încât
condi iile pe P mânt s r mân optime pentru via ;
• ipoteza autoregl rii–adic via a ar r spunde negativ la schimb rile
climatice, men inând condi iile optime (homeostazie);
• ipoteza superorganismului Gaia– adic însuşi P mântul se comport ca
un organism uriaş.
Ca orice teorie a avut parte de critici dintre care cea a lui Peter
Douglas Ward, paleontolog la Universitatea din Seatle-SUA, care a venit cu un
contraargument materializat printr-o teorie nou numit teoria Medeea.
Teoria Medeea presupune c via a este produsul unui şir de
evenimente ,,sinucigaşe“ ale planetei care, de fapt departe de a reprezenta o
protec ie a viului, mai degrab reprezint o întoarcere la starea sa originar ,
adic o planet lipsit de via .
191
Cele dou teorii: Gaia (Gaia, în mitologia greac , reprezenta Zei a
Mam a P mântului) şi Medeea (Medeea, tot în mitologia greac , fiind so ia lui
argonautului Iason cea care şi-a ucis pruncii), sunt dou teorii care încearc s
explice apari ia, evolu ia şi sfârşitul vie ii pe P mânt.
Ast zi se fac eforturi deosebite pentru a descoperi sisteme planetare
similare sistemului nostru pentru c sunt mai uşor de examinat datorit analogiei
cu ecosfera noastr .
Pân în prezent s-a confirmat descoperirea a peste 340 de planete
extrasolare orbitând în jurul unor stele din secven a principal . Majoritatea au
mase comparabile cu cea a lui Jupiter sau mai mari. Cele mai mici planete
extrasolare descoperite orbiteaz în jurul r m şi elor unor foste stele numite
pulsari, cum ar fi PSR B1257+12.
S-au descoperit planete cu mase mai mari decât ale P mântului, care
au primit denumiri diferite în func ie de marimea lor:
• Neptunice deoarece au masele cuprinse între 10 şi 20 de mase p mânteşti.
• Super- P mânturi cu mase cuprinse de la 1 la 10 mase p mânteşti.
Savan ilor le este greu de explicat structura sistemelor respective
deoarece unele planete gazoase gigant orbiteaz foarte aproape de astrul central,
ceea ce nu se întâmpl în sistemul nostru solar.
Cel mai nou sistem planetar descoperit este o stea pitic roşie, Gliese
581 situat la 20,3 ani-lumin înspre constela ia Balan a, care are urm toarea
configura ie:
Figura 13.4. Sistemul planetar JD2453152.0. Fiecare p trat are latura de 0.1 u.a.
Steaua şi planetele nu sunt reprezentate la scal . Credit: ESO (European
Southern Observatory).
192
Dintre corpurile care orbiteaz în jurul astrului central a atras aten ia
Gliese 581c deoarece orbiteaz în ecosistemul stelei respective (conform cu
standardele noastre), are o temperatur calculat la suprafa cuprins între 00C
şi 400C ceea ce face posibil existen a apei în stare lichid la suprafa şi s
existe condi ii pentru a putea g zdui organisme extremofile. Cercet ri mai
aprofundate asupra noului sistem planetar au ar tat c Gliese 581d ar întruni
condi iile necesare g zduirii vie ii. Cele dou planete au masele mai mari decât
masa P mântului: Gliese 581c are masa de 5.36 de ori mai mare şi Gliese 581d
de 7,7 ori mai mare. Planeta Gliese 581e are masa de 1,9 ori mai mare decât cea
terestr , fiind dealtfel şi cea mai mic planet cunoscut pân acum care
orbiteaz în jurul unei planete din secven a principal .
Figura 13.5. Imaginea lui Gliese 581c conceput de descoperitori .
Credit: Hervé Piraud, membru al echipei.
Acest sistem planetar prezint destule provoc ri pentru studiu şi pe
m sur ce se va dezvolta tehnica observa ional vom avea noi date. Acesta este
şi motivul pentru care marile puteri spa iale şi-au dat mâna în efortul de trimite
în spa iu un telescop ,,Terrestrial Planet Finder“ (care în limba român înseamn
C ut torul de Planete) cu un el clar şi anume acela de a g si astfel de planete
telurice, dar exploatarea lui nu va fi mai devreme de anul 2020, an în care se
preconizeaz şi începerea coloniz rii Lunii.
193
13.4. PROBLEMA CIVILIZA IILOR COSMICE
ŞI A COMUNICA IILOR CU ELE
C utarea vie ii extraterestre la început s-a bazat pe existen a vie ii
inteligente, aşa cum o percepem noi. Din acest motiv a ap rut programul SETI
(Search for Extraterrestrial Intelligence) care are la baz celebra Ecua ie Drake
formulat în anii 60' ai secolului trecut de dr. Frank Drake, profesor emerit de
astronomie şi astrofizic la Universitatea din California – Santa Cruz.
Ecua ia Drake statueaz urm toarele:
unde:
N = num rul de civiliza ii din Galaxie care pot comunica;
R* = ritmul form rii stelelor anual în Galaxie;
fp = propor ia sistemelor planetare;
ne = num rul planetelor aflate în ecosistem;
fℓ = propor ia planetelor care şi-au dezvoltat via a;
fi = propor ia civiliza iilor inteligente;
fc = propor ia civiliza iilor comunicative;
L = intervalul de timp ca astfel de civiliza ii s emit semnale detectabile în
spa iu.
Analizând Ecua ia Drake pentru cel mai pesimist caz de 0,01 rata de
apari ie a noi civiliza ii care se nasc în fiecare an şi presupunând c le trebuie
cel pu in 500 de ani pentru a se tehnologiza atunci vom avea oricând 5
civiliza ii.
Originala Ecua ie Drake poate fi extins într-un model mai realistic,
care nu foloseşte num rul de stele tinere, ci num rul de stele care au vârsta de
câteva miliarde de ani. În cazul Soarelui au fost necesari cam trei miliarde de ani
ca s apar forme complexe de via şi peste patru miliarde de ani ca s apar o
civiliza ie tehnologic .
inând cont de cele de mai sus Ecua ia Drake devine :
unde termenii noi înseamn :
nr = num rul de reapari ii ale civiliza iilor datorit faptului c unele mor iar
altele abia se nasc;
fm = propor ia de civiliza ii comunicative care s-au angajat în mod deliberat în
comunic ri intergalactice.
Ecua ia poate fi multiplicat în continuare cu num rul de reapari ii al
unei civiliza ii inteligente. Chiar dac o civiliza ie inteligent s-a sfârşit, de
exemplu dup 10.000 de ani, totuşi via a poate exista în continuare milioane de
194
ani pân când o alta s se dezvolte. Atunci câteva civiliza ii alterneaz în timpul
existen ei aceleiaşi planete.
Dac nr este num rul de reapari ii a noi civiliza ii, în timp pe una şi
aceeaşi planet , atunci num rul total al unor astfel de civiliza ii pe aceste
planete va fi (1+nr), termen care reprezint un factor adi ional de reapari ie.
Acest factor depinde de cauzele extinc iei civiliza iei, astfel:
• este mare dac planeta prezint condi ii care o face nelocuibil (de
exemplu o iarn nuclear );
• este redus, aproape nul, dac este permanent nelocuibil ca în cazul unei
evolu ii stelare.
În cazul unei extinc ii totale se poate aplica factorul fℓ, care exprim
timpul ca via a s mai apar înc o dat pe planeta respectiv . În cazul nostru au
avut loc 5 extinc ii majore la un interval de timp de circa 62 de milioane de ani,
deoarece în mişcarea de revolu ie a sistemului nostru solar pe orbit în jurul
centrului galactic iese pu in din planul orbital galactic şi nu mai este protejat de
radia iile extragalactice. Excep ie face extinc ia de acum 65 de milioane de ani,
atunci când au disp rut dinozaurii, care s-a datorat cel mai probabil ciocnirii
unui asteroid cu P mântul.
Factorul fm, în opinia lui Alexander Zaitsev, nu este relevant deoarece
luând tot cazul nostru, al oamenilor, care deşi suntem într-o faz comunicativ
incipient nu suntem o civiliza ie comunicativ capabil s transmit mesaje
intergalactice. Acesta este motivul pentru care Alexander Zaitsev a sugerat
denumirea METI (Messaging to Extra-Terrestrial Intelligence) a factorului fm
din Ecua ia Drake, adic propor ia de civiliza ii extraterestre care comunic la
nivel galactic şi extragalactic.
Problema comunica iilor cu o civiliza ie extratererestr , cel pu in
ipotetic , este foarte complicat pentru c singura modalitate de comunicare
rapid cunoscut de omenire se bazeaz pe undele electromagnetice sau lumin ,
iar viteza luminii c=300.000 km/s=1,08 miliarde km/h în raport cu distan ele
astronomice este totuşi limitat pentru comunicarea în timp real. Dac totuşi am
reuşi s comunic m cu o civiliza ie extraterestr ipotetic am avea de întâmpinat
o alt barier în ceea ce priveşte contactul cu aceasta. Dac civiliza ia este destul
de avansat tehnologic şi doreşte s ne cunoasc , ca s ne viziteze trebuie s aib
o posibilitate de deplasare superioar vitezei luminii.
Albert Einstein şi Nathan Rosen au sugerat o astfel de posibilitate
printr-o ipotez numit gaur de vierme (Poduri Einstein-Rosen), în anul
1935. Numele de gaur de vierme provine de la analogia cu un vierme care, în
loc s se deplaseze la suprafa a m rului, se deplaseaz prin m r, deci o ia pe o
scurt tur numit gaur de vierme.
Teoria general a relativit ii extinde spa iul euclidian al experien ei
umane cu un spa iu mai general cu o curbur . Cauza acestei curburi este masa
obiectelor, sau - ceea ce este echivalentul acesteia în teoria relativit ii - energie.
Ecua iile teoriei generale a relativit ii ne ofer solu ii care pentru noi pot avea şi
195
propriet i neobişnuite. G urile de vierme sunt construc ii topologice, care
„leag ” zone îndep rtate ale Universului printr-o „scurt tur ”.
Figura 13.6. Model tridimensional de gaur de vierme.
Credit: www.wikipidia.ro.
Sfârşitul unei g uri de vierme îi apare unui observator drept un glob,
care îi arat mediul care înconjoar cel lalt cap t. Deşi un c l tor care se
deplaseaz printr-o gaur de vierme nu poate dep şi viteza luminii, totuşi, relativ
la punctele de plecare, respectiv de sosire, a avut loc o c l torie la vitez
superioar celei a luminii. Deoarece c l torul s-a deplasat dintr-un loc în altul,
f r a exista în punctelele intermediare dintre ele, o astfel de c l torie satisface
ipoteza defini iei de teleportare.
Tehnologia actual ne permite s atingem viteza luminii doar cu
ajutorul undelor electromagnetice sau a razei laser. Dac am detecta o civiliza ie
extraterestr în jurul nostru, pe o distan de pân la 50 de ani lumin , poate c
am reuşi s facem un schimb de informa ii. Distan a de 50 de ani lumin pare
plauzibil , deoarece acum o sut de ani oamenii au construit primele emi toare
pe frecven e radio, iar dac presupunem c exist o civiliza ie tehnologic în
aceast sfer de comunicare, care ar fi recep ionat semnalele şi ar fi r spuns
imediat, atunci am fi primit mesajul lor.
La distan e mai mari lucrurile se complic şi mai mult, iar dac
inem cont c distan a dintre dou stele care ar putea avea societ i comunicative
este estimat la cel pu in 300 de ani-lumin , atunci este mai mult ca sigur c
trebuie s mai aştept m cam tot atât pân s detect m mesajul unei civiliza ii
extraterestre.
Cu toate aceste probleme, a c ror rezolvare nu se întrevede într-un
viitor apropiat, oamenii de ştiin nu dezarmeaz şi scruteaz mereu cerul
deoarece într-o zi, cine ştie, poate... .
196
BIBLIOGRAFIE
I. SCRIS :
[1]ALEXESCU, Matei –CERUL, o carte pentru to i,
Editura Albatros –Timişoara-1974.
[2]ALEXESCU, Matei-Laboratorul astrofizicianului amator,
Editura Albatros –Bucureşti -1986.
[3]ARDITTI, David –Setting-up a Small Observatory,
Editura Springer +Bussness Media, LLC-New York-2008.
[4]BARROW, D. John- Originea Universului,
Editura Humanitas, Bucureşti,1994.
[5]BERNHARD,Helmut;LINDER,Klaus&SCHUKOWKI,ManfredCompendiu de astronomie,
Editura ALL EDUCATIONAL-Bucureşti,2001.
[6]COOKE, Antony-The Hatfield Sct Lunar Atlas,
Editura Springer-Verlagen,London-2004.
[7]COOKE, Antony-Visual Astronomy Under Dark Skies,
Editura Springer-Verlagen,London-2005.
[8]CUSTING,T.James –Concepte filozofice în fizic ,
Editura Tehnic ,Bucureşti-2000.
[9]DAVIES, Paul-Ultimele trei minute:ipoteze privind soarta final a
universului, Editura Humanitas, Bucureşti, 1994.
[10]DUMITRESCU, Sorin Petrişor- Corec ii ale fenomenelor astronomice,
Editura Rotomat, Craiova– 2009.
[11]FILIPAŞ,Titus–De la mitul astral la astrofizic ,
Editura Scrisul Românesc – Craiova-1984.
[12]FOLESCU, Cecil- Ce este Universul ?,
Editura Albatros, Bucureşti– 1989.
[13]GOGA, Nicu– Elemente de astronomie,
Editura Sitech, Craiova–2008.
[14]GOGA, Nicu– Geneza,evolu ia şi sfârşitul Universului,
Editura Scorilo, Craiova–2009.
[15]GRIGORE, Valentin & MITRU , Dan–Meteorii: c l tori gr bi i pe bolta
cereasc , Editura Sfinx, Târgovi te–2000.
[16]HAWKING, Stephen–Scurt istorie a timpului. De la Big Bang la g urile
negre, Editura Humanitas, Bucureşti- 2001.
[18]HAWKING, Stephen şi MLODINOW, Leonard-O mai scurt istorie a
timpului-Editura Humanitas, Bucureşti, 2007, postfa de Gheorge Stratan.
[19]IONESCU-PALLAS, Nicolae – Relativitate general şi cosmologie,
Editura Ştiin ific şi enciclopedic , Bucureşti -1980.
[20]KALER, B. James–Astronomy: Earth, Skay, and Planetes;
Editura Cambridge University Press-2003.
197
[21]KARTTUNEN,Hannu;KR GER,Pekka;OJA,Heikki;POUTAHNEN,Marku,
DONNER,J.Karl–Fundamental Astronomy-Fifth Edition;
Editura Springer-Heidelberg, Berlin-2007.
[22]KERNBACH, Victor–Dic ionar de mitologie general ,
Editura Ştiin ific şi Enciclopedic – Bucureşti 1989.
[23]KUN, N. A-Legendele şi miturile Greciei Antice,
Editura Lider–Bucureşti 2003.
[24]MATZNER, A. Richard–Dictionary of Geographycs,Astrophysics, and
Astronomy, Editura CRC Press LLC –New York -2001.
[25]MERLEAU-PONTY, Jacques-Cosmologia secolului XX. Studiu
epistemologic şi istoric al teoriilor cosmologice contemporane, Ed. Ştiin ific şi
enciclopedic , Bucureşti 1978.
[25]MIOC,Vasile&MIOC,Damaschin-Cronica observa iilor române ti,
Editura tiin ific i Enciclopedic ,Bucure ti-1977.
[26]PATI IA, Silvestru-De la P mânt la stele,
Editura Ion Creang ,Bucure ti-1983.
[26]SANDU, Mihail- Astronomie,
Editura Didactic şi Pedagogic R.A, Bucureşti-2003.
[27]SANDU,Mihail-Teoria relativit ii,
Editura Didactic şi Pedagogic R.A, Bucureşti-2005.
[28]SCURTU, V. Virgil-Observatorul astronomului amator,
Editura Ştiin ific şi enciclopedic , Bucureşti -1980.
[29]TEODORESCU, Nicolae şi CHIŞ, Gheorghe - Cerul o tain descifrat ...,
Editura Albatros, Bucureşti - 1982.
[30]TOMA, Eugeniu – Introducere în astrofizic ,
Editura Tehnic , Bucureşti- 1980.
[31]TUDORAN, Ioan –Astronomia invizibilului,
Editura Albatros,Bucureşti – 1989.
[32]TUDORAN, Ioan –Cartea astronomului amator,
Editura Albatros ,Bucureşti– 1989 .
[33]ULMSCHNEIDER, Peter-Intelligent Life In The Univers,
Editura Springer-Verlagen,Berlin-Heidelberg-2003.
[34]URECHE, Vasile-Universul,
Editura Cluj-Napoca-1982.
[35] WEINBERG,Steven–Gravitation and Cosmology:Principles and aplications
of the General Theory of Relativity,
Editura John Whiley & Sons, Inc., New York, London, Toronto-1972.
[36] WEINBERG,Steven-Primele trei minute ale universului. Un punct de
vedere modern asupra originii universului, Ed. Politic , Bucureşti 1984.
198
II.ON-LINE:
http://www.astroclubul.ro/vega.htlm
http://www.astronomy.ro/
http://crcpress.com
http://www.descopera.ro/
http://www.geocities.com/ovidiuv/astrsoft.htm
http://www.stiinta.info
http://science.nasa.gov/
http://www.universetoday.com/
http://en.wikipedia.org/wiki/Astronomy
http://ro.wikipedia.org/wiki/Astronomie
http://sarm.astroclubul.org/carti/
http://www.romaniaeuropa.com/cartionline/carti_astronomie/
http://www.windows.ucar.edu/
199
CARTE DE ASTRONOMIE
CUVÂNT ÎNAINTE....................................................................................................................................5
INTRODUCERE ........................................................................................................................................7
CAPITOLUL 1. BOLTA CEREASC . SFERA CEREASC
1.1.Bolta cereasc ..........................................................................................................................................9
1.2.Sfera cereasc ..........................................................................................................................................9
1.3.Constela ii..............................................................................................................................................10
1.4.Constela ii zodiacale..............................................................................................................................20
CAPITOLUL 2. ORIENTAREA PE BOLTA CEREASC
2.1.Orientarea cu ajutorul gnomonului........................................................................................................34
2.2.No iuni elementare despre str lucirea,magnitudinea şi luminozitatea stelelor......................................36
2.3.Elemente de trigonometrie sferic .........................................................................................................44
2.4.Coordonate astronomice........................................................................................................................48
2.5.Refrac ia astronomic . Abera ia astronomic ........................................................................................53
CAPITOLUL 3. MIŞCAREA ANUAL APARENT A SOARELUI
ŞI MIŞCAREA REAL A P MÂNTULUI ÎN JURUL SOARELUI
3.1.Mişcarea aparent a Soarelui pe sfera cereasc .....................................................................................60
3.2.Consecin ele mişc rii anuale aparente a Soarelui..................................................................................61
3.3.Mişcarea de revolu ie a P mântului: orbita, precesia şi nuta ia.............................................................63
CAPITOLUL 4. TIMPUL SI CALENDARUL
4.1.M surarea timpului................................................................................................................................70
4.2.Calendarul .............................................................................................................................................74
CAPITOLUL 5. NO IUNI ELEMENTARE DE MECANIC CEREASC
5.1.Mişcarea aparent a planetelor si explicarea acestei mişc ri.................................................................77
5.2.Mişcarea real a planetelor....................................................................................................................79
5.3.Legea atrac iei universale ......................................................................................................................80
5.4.Probleme de mecanic cereasc ............................................................................................................81
5.5.Descoperirea planetelor transsaturniene................................................................................................82
CAPITOLUL 6. METODE ŞI INSTRUMENTE PENTRU STUDIUL UNIVERSULUI
6.1.Instrumente optice .................................................................................................................................83
6.2.Metode de cercetare ale astrofizicii .......................................................................................................85
6.3.Radioastronomia....................................................................................................................................86
6.4.Observatoare astronomice .....................................................................................................................88
CAPITOLUL 7. SISTEMUL SOLAR
7.1.Formarea sistemului solar. Compozi ia sistemului solar.......................................................................89
7.2.Soarele ...................................................................................................................................................90
7.2.1.Metode de observare. Observarea suprafe ei Soarelui .......................................................................91
7.2.2.Date fizice ale Soarelui.......................................................................................................................92
7.2.3.Structura Soarelui:atmosfera solar , interiorul Soarelui ...................................................................93
7.2.4.Energia si temperatura Soarelui..........................................................................................................94
7.2.5.Activitatea Soarelui ............................................................................................................................95
7.3.Planete interioare ...................................................................................................................................97
7.3.1.Mercur ................................................................................................................................................97
7.3.2.Venus..................................................................................................................................................98
7.4. P mântul.............................................................................................................................................100
7.4.1.Formarea P mântului şi a continentelor ...........................................................................................100
7.4.2.Forma P mântului şi dimensiunile lui ..............................................................................................102
7.4.3.Structura P mântului ........................................................................................................................104
7.4.4.Magnetismul terestru ........................................................................................................................105
200
7.5.Planete exterioare ................................................................................................................................106
7.5.1.Marte ................................................................................................................................................107
7.5.2.Centura de asteroizi ..........................................................................................................................108
7.5.3.Jupiter ...............................................................................................................................................110
7.5.4.Saturn................................................................................................................................................112
7.5.5.Uranus ..............................................................................................................................................114
7.5.6.Neptun ..............................................................................................................................................115
7.6.Materia interplanetar ..........................................................................................................................117
7.6.1.Meteori şi meteori i ..........................................................................................................................117
7.6.2.Comete..............................................................................................................................................122
7.7.Marginile sistemului solar ...................................................................................................................124
CAPITOLUL 8. LUNA
8.1.Formarea Lunii ....................................................................................................................................128
8.2.Mişcarea real şi aparent ale Lunii ....................................................................................................129
8.3.Configura iile Lunii .............................................................................................................................130
8.4.Cercurile de vizibilitate si iluminare ale Lunii ...................................................................................131
8.5.Fazele Lunii.........................................................................................................................................131
8.6.Rota ia proprie si libra iile Lunii .........................................................................................................132
CAPITOLUL 9. ECLIPSELE
9.1.Eclipsele de Soare................................................................................................................................133
9.2.Eclipsele de Lun ................................................................................................................................135
9.3.Periodicitatea eclipselor.......................................................................................................................136
CAPITOLUL10. GALAXIA NOASTR -CALEEA LACTEE ..........................................................137
10.1.Structura Galaxiei..............................................................................................................................138
10.2.Compozi ia Galaxiei..........................................................................................................................140
10.3.Popula ii stelare .................................................................................................................................140
10.4.Galaxii vecine....................................................................................................................................141
CAPITOLUL 11.CERCETAREA DIRECT A SPA IULUI COSMIC
11.1.Necesitatea cercet rii spa iului cosmic..............................................................................................146
11.2.Astronomia invizibilului....................................................................................................................146
11.3.Telescopul spa ial Hubble.Ultima frontier .......................................................................................149
CAPITOLUL 12. ELEMENTE DE COSMOLOGIE
12.1.Naşterea Universului .........................................................................................................................158
12.2.Evolu ia Universului..........................................................................................................................162
12.3.Galaxiile ............................................................................................................................................167
12.4.Structura Universului la scal mare...................................................................................................171
12.5.Sfârşitul Universului..........................................................................................................................177
CAPITOLUL 13. PROBLEMA VIE II IN UNIVERS-CIVILIZA II COSMICE .........................181
13.1. Problema vie ii în sistemul nostru solar ...........................................................................................182
13.2. Sisteme planetare in Univers ............................................................................................................184
13.3. Problema vie ii în Univers................................................................................................................185
13.4. Problema civiliza iilor cosmice şi a comunica iilor cu ele ...............................................................191
BIBLIOGRAFIE .....................................................................................................................................197
201