sistemul solar a. planetele de tip terestru şi planetele gigante. sateliţii planetelor. planetele pitice Caracteristici generale. Soarele și toate corpurile care se mișcă în jurul lui – planetele cu sateliţii lor, asteroizii, cometele, precum și materia inter plane tară, formează Sistemul Solar (fig. VI, planșa color, p. 162). Aproape întreaga masă a Sistemului Solar (99,87%) este concentrată în Soare. Ca mărime, Soa rele este de 109 ori mai mare în diametru și aproxi mativ de 333 000 de ori mai masiv decât Pământul. În jurul Soarelui orbitează următoarele planete (în ordi nea creșterii distanţei de la Soare): Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun (vezi tab. 1, p. 157). Orbitele planetelor sunt situate aproximativ în același pla n cu orbita Pământului. Între orbitele planetelor Marte și Jupiter, în jurul Soarelui gravitează asteroizii, formând așa-numita centură princi pală a asteroizilor.
Centura asteroizilor separă sistemul planetar în două grupuri: planetele terestre sau telurice, de tipul Pământului (Mercur, Venus, Pământ și Marte), în interiorul centurii, și planetele gigante gazoase sau joviene (Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun), în afara orbitelor asteroizilor. Planetele telurice sunt asemănătoare între ele, fiind relativ mici, cu diametrul sub 13 000 km. Ele au supra faţa so lidă și densitatea medie cuprinsă între 3,9 și 5,5 g/cm3. Aceste planete se caracterizează prin rotaţie axială lentă, număr mic de sateliţi naturali (Pământul cu Luna și Marte cu sateliţii săi Phobos și Deimos). Pla netele terestre sunt compuse, în prin cipal, din rocă și metal. Planetele gigante se caracterizează prin dimensiuni mari (diametre de peste 48 000 km), densitate mică (0,7–1,8 g/сm3), rotaţie axială rapidă, lipsa suprafeţei solide, atmosferă densă și extinsă, bogată în hidrogen și heliu. Aceste planete au mulţi sateliţi și inele de praf și gaz. În jurul Soarelui mai gravitează cometele și nenu mărate corpuri me teo rice, de la mărimea unui firicel de nisip până la câţiva kilometri. Aste roizii,
136
cor purile meteorice și cometele fac parte din categoria cor pu rilor mici ale Sistemului Solar. Spaţiul dintre planete este ocupat de gaz și praf cosmic extrem de rarefiat.
planeta mercur Mercur este planeta cea mai apropiată de Soare. Această planetă nu are sateliţi. Având raza de 2 439 km, este doar cu puţin mai mare decât Luna. Densi tatea medie a pla netei este aproape ca a Pămân tului. Axa de rotaţie este practic perpen diculară pe pla nul orbitei sale și de aceea pe Mercur nu există anotim puri. Perioada de revolu ţie – anul mercurian – este de circa 88 de zile terestre, iar perioada de rotaţie în jurul axei este de 58,6 zile terestre. Mercur are câmp magnetic propriu, însă acesta este de 300 de ori mai slab decât cel al Pământului. Planeta Mercur poate fi văzută timp de cel mult o oră, aproape de orizont, fie seara la vest după apusul Soare lui, fie dimineaţa la est înainte de răsăritul Soarelui. Suprafaţa planetei Mercur (fig. 8.29) este foarte ase mănătoare cu suprafaţa Lunii. La fel ca și Luna, ea este acoperită de cratere de diferite dimensiuni. Planeta este practic lipsită de atmosferă. Pe suprafaţa ei la ecuator temperatura atinge ziua circa 700 K, iar pe partea nocturnă scade până la 100 K. Aceste condiţii fac imposibilă existenţa vieţii pe Mercur. planeta venus Venus (cunoscută sub denumirea populară de Lucea făr) (fig. 8.30) este a doua planetă de la Soare. Planeta Venus nu are sateliţi. Ea poate fi văzută pe cer ca o stea strălucitoare dimineaţa înainte de răsăritul Soare lui ori seara după apusul Soarelui. Venus pre zintă faze la fel ca și Luna. În ceea ce privește masa, raza și alte caracteristici, Venus nu se deosebește mult de Pământ. Venus, ca și Pământul, are atmosferă densă. Totuși, condiţiile fizice pe suprafaţa acesteia dife ră în mod radical de cele de pe Pământ. Date despre suprafaţa planetei au fost obţinute cu ajutorul staţiilor automate care au coborât pe solul venusian (fig. 8.31). Aici au fost descoperite circa 1 000 de cratere, lanţuri de munţi și văi asemănătoare cu cele de pe Pământ. Măsurările directe efectuate de staţiile „Venera” și „Mariner-2” au demonstrat că în atmosfera venusiană predomină dioxidul de carbon. Datele transmise de aceste aparate cosmice au arătat că temperatura medie la suprafaţa planetei atinge circa 460 oC, iar presiunea este de 90 atm. Tempe ra tura înaltă de la suprafaţă este rezul tatul efectului de seră provocat de dioxidul de carbon din atmosferă. Anul venusian s-a dovedit a fi egal cu circa 225 de zile terestre, iar perioada de rotaţie în jurul axei pro
Fig. 8.31. Imagine a suprafeţei planetei Venus (staţia „Venera14”, a. 1981)
Fig. 8.30. Planeta Venus
Fig. 8.29. Suprafaţa planetei Mercur
137
prii – cu aproximativ 243 de zile terestre, adică mai lungă decât cea de revoluţie. S-a constatat că rota ţia axială a planetei Venus este retrogradă, adică are loc în sens opus mișcării ei orbitale. Axa de rotaţie este aproape perpendiculară pe planul orbitei și de aceea pe planetă nu are loc succesiunea anotim pu rilor. Planeta Venus totdeauna este acoperită cu un strat gros de nori, care nu permit observarea directă a supra feţei ei prin telescopul optic. De aceea pe rioada și sensul rotaţiei axiale ale lui Venus au fost determinate prin me tode radar. Măsurările magnetometrice au arătat că Venus nu are câmp magnetic propriu. Din cauza temperaturii și presiunii extrem de înalte, viaţa sub orice formă pe planeta Venus e prea puţin probabilă. planeta marte Marte este a patra planetă de la Soare și gravitează în jurul acestuia la o distanţă de 1,52 ori mai mare decât Pământul. Planeta este de două ori mai mică în diametru și de nouă ori mai puţin masivă decât Pământul (fig. VII, planșa color, p. 162). Densitatea medie a planetei este de 3,9 · 103 kg/m3. Planul ecua to rului este încli nat cu aproape același unghi faţă de planul orbitei, ca și la Pămân t. Aceasta înseamnă că pe Marte are loc succesiunea anotimpurilor. Perioada de revoluţie în jurul Soarelui este de 1,88 de ani. Cercetările arată că Marte are un câmp magnetic propriu foarte slab. Prin telescop pe suprafaţa planetei se pot vedea regiuni luminoase de culoare portocalie-roșiatică, numite continente, regiuni întunecate sub formă de pete numite mări, precum și pete albe care se formează la poli, numite calote polare. Acestea reprezintă un condensat de CO2 cu mici cantităţi de gheaţă de H2O. Ele se formează toamna și dispar la începutul verii. Unele regiuni reprezintă albii de râuri secate, o dovadă că miliarde de ani în urmă planeta Marte a avut, probabil, o atmosferă mai densă și apă lichidă. În condiţiile existente azi, atmosfera planetei este extrem de rarefiată și de aceea prezenţa apei pe suprafaţa marţiană este imposibilă. Componentele predominante ale atmosferei sunt dioxidul de carbon și azotul. Presiunea atmosferică la suprafaţă este de 160 de ori mai joasă ca pe Pământ. Temperatura medie a suprafeţei este de circa –70 oC. Marte are doi sateliţi, Phobos și Deimos, descoperiţi în 1877. Sa teliţii au forma neregulată și se aseamănă mai mult cu doi asteroizi. Phobos are mărimea de 22–25 km (fig. 8.32), iar Deimos – de circa 13 km. Începând cu anul 1960, spre Marte au fost lansate zeci de aparate cosmice (fig. 8.33). Aceste misiuni au avut drept scop colectarea de date despre suprafața și condiţiile fizice de pe Marte (fig. VIII, planșa color,
p. 163). Rezultatele cercetă rii planetei ar putea să contribuie la elucidarea originii și a evolu ţiei Pământului. planeta Jupiter Jupiter este cea mai mare planetă din Sistemul Solar. Masa acestei pla nete gigantice este de 2 ori mai mare decât masa totală a tuturor celorlalte planete (fig. IX, planșa color, p. 163). Jupiter are perioada mică de 9h 55m 40s și deci viteză mare de rotaţie axială. Rotaţia rapidă face ca planeta să fie puternic turtită la poli. Axa de rotaţie fiind aproape perpendiculară pe planul orbi tei, pe Jupiter practic nu are loc succesiunea anotimpurilor.
Fig. 8.32. Satelitul Phobos al planetei Marte
Fig. 8.33. Aparat robotizat marţian de teren (NASA, 2003)
138
Jupiter este aproximativ de cinci ori mai departe de Soare decât Pământul, de aceea primește de 27 de ori mai puţină căldură decât planeta noastră. Temperatura pe suprafaţa aparentă a planetei este de –145 oC. Este de menţionat că Jupiter are un câmp magnetic de 50 de ori mai intens decât cel al Pământului. Jupiter este o planetă gazoasă. Densitatea medie a planetei este puţin mai mare decât densi tatea apei. Din observaţii s-a stabilit că atmosfera planetei se compune predominant din hidrogen mo lecular și heliu. În atmosferă s-au pus în evidenţă benzi roșiatice întunecate de nori, paralele cu ecuatorul, și pete de diferite dimensiuni, printre care este și renumita pată roşie, ale cărei dimensiuni depășesc diametrul Pământului. Ea pare a fi un vârtej enorm și stabil în atmosferă. În jurul lui Jupiter orbitează 62 de sateliţi cunoscuţi (2004), dintre care patru cei mai mari, numiţi și sateliţi galileeni – Io, Europa, Ganymede și Callisto, au fost descoperiţi în 1610 de Galileo Galilei (fig. X, planșa color, p. 163). Ceilalţi sateliţi sunt mult mai mici. planeta saturn Saturn este a doua planetă ca mărime în Sistemul Solar. Ea are masa de 95 de ori mai mare decât a Pământului. Densitatea medie a planetei este mai mică decât cea a apei. Datorită rotaţiei axiale rapide, Saturn este turtit la poli chiar mai puternic decât Jupiter. Ca și pe Jupiter, diverse zone ale planetei au viteze de rotaţie diferite, din care cauză perioada de rotaţie crește de la ecuator spre poli (fig. XI, planșa color, p. 163). Saturn este aproximativ de două ori mai departe de Soare decât Jupiter, de aceea temperatura la suprafaţa atmosferei este de circa –170 oC. Atmos fera este formată din hidrogen și metan, dar, spre deosebire de Jupiter, nu conţine amoniac. O particularitate caracteristică a planetei Saturn o constituie inelele sale, observate pentru prima dată de Galileo Galilei. S-a constatat că inelele se rotesc în planul ecuatorului și sunt despărţite prin intervale întunecate numite „diviziuni” (Cassini, Encke etc.). Inelele au lăţimea de zeci de mii de kilometri, iar grosimea de la 2 până la ~20 km. Acestea sunt alcătuite dintr-un număr enorm de particule solide, praf și gaze. Până în prezent, în jurul lui Saturn au fost descoperiţi 62 de sateliţi. Cel mai mare satelit este Titan, al doilea ca mărime în Sistemul Solar după satelitul Ganymede al lui Jupiter. El are diametrul mai mare decât cel al planetei Mercur. Titan este unicul satelit în Sistemul Solar care are o atmosferă foarte densă, constituită preponderent din azot și hidrocarburi (metan,
etan etc.). Date extrem de preţioase despre Titan a furnizat nava spaţială „Cassini”, lansată în 1997 cu sonda „Huygens” (pron. höihәns) la bord. În 2005, aparatul Huygens a atins suprafaţa lui Titan și a transmis primele imagini ale suprafeţei (fig. 8.34), precum și date despre temperatură, presiune, compoziţia atmos ferei. planeta uranus Planeta Uranus a fost descoperită în 1781 de astronomul englez William Herschel. Ea este la limita vizibilităţii cu ochiul liber și poate fi observată
Fig. 8.34. Suprafaţa satelitului Titan (NASA/ESA, a. 2005)
139
numai prin telescop unde apare ca un mic disc verzui (fig. XII, planșa color, p. 163). Uranus are perioada de revoluţie de 84 de ani. Masa planetei este de 14,6 ori mai mare decât masa Pământului. Ca și celelalte planete gazoase, Uranus se deosebește prin rotaţia sa rapidă în jurul axei, cu perioada de 10h49m. Planul ecuatorului este înclinat cu 98o faţă de planul eclipticei, din care cauză Uranus are sensul retrograd de rotaţie și produce impresia că se rostogolește pe orbita sa. Datele demonstrează că în compoziţia atmosferei planetei predo mină hidrogenul. Temperatura la suprafaţa vizibilă a norilor este de circa 55 K. Planeta Uranus are un sistem de inele subţiri. În jurul lui Uranus gravitează 27 de sateliţi cunoscuţi, ale căror orbite se situează în planul ecuatorului plane tei și deci sunt practic perpendicu lare pe planul orbitei sale. Cel mai mare satelit este Titania, cu diametrul aproximativ de două ori mai mic decât al Lunii. planeta neptun Planeta Neptun a fost descoperită pe cale teoretică de către Le Verrier și Adams și observată pe cer, în 1846, de astronomul german Galle. Ea poate fi văzută numai prin telescop. Masa ei este egală cu 17,2 mase terestre. Perioada de revoluţie a planetei este de aproape 165 de ani. Perioada de rotaţie axială este de 16h6m. Neptun are structura internă și atmosfera foarte asemă nătoare cu ale lui Uranus. Densitatea medie a lui Neptun este de 1,7 g/cm3.
Atmosfera lui Neptun este alcătuită din hidro gen, heliu și metan. Metanul absoarbe intens razele de culoare roșie și galbenă, de aici și culoarea albăs truie a planetei. Pe planetă a fost identificată o pată neagră (fig. XIII, planșa color, p. 163), asemănătoare cu pata roșie de pe Jupiter, care peste un timp a dispărut. Se presupune că sub învelișul atmosferic ar putea să existe gheaţă și cel mai mare ocean din Sistemul Solar. Câmpul magnetic este ceva mai intens ca al Pămân tului. Neptun are 13 sateliţi cunoscuţi. Cel mai mare dintre ei, Triton, descoperit în 1846, depășește după mărime planeta pitică Pluto. Neptun, de asemenea, are un sistem de inele de gaz și praf. În 2006 a fost adoptată o nouă clasificare a planetelor și introdusă categoria planetelor pitice. Din acestea fac parte: Pluto, Haumeea, Makemake, Eris și asteroidul Ceres (vezi tab. 2, p. 157).
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Unde trebuie căutate pe cer planetele Mercur şi Venus? 2. Cât timp şi la ce înălţime maximă pot fi observate pe cer planetele Mercur şi Venus la Chişinău? 3. Explicaţi succesiunea fazelor planetei Venus. 4. Care sunt consecinţele efectului de seră pe planeta Venus?
5. Ce reprezintă renumita „pată roşie” de pe Jupiter? 6. Descrieţi şi explicaţi ce reprezintă inelele plane tei Saturn. 7. Care este particularitatea mişcării de rotaţie a planetei Uranus? 8. Descrieţi cum a fost descoperită planeta Neptun.
e bine să mai ştiţi • În anul 1986, nava spaţială „Voya ger-2” a transmis imagini ale planetei Uranus, sate liţilor şi inelelor ei. Câmpul magnetic al lui Uranus este ceva mai slab decât al Pământului. • Aproape toate cunoştinţele noastre despre planeta Neptun se bazează pe datele furnizate de sonda spaţială „Voyager2” în 1989.
Fig. 8.35. Centura asteroizilor
Marte
PământVenus
Asteroizi troieni
Centura principală de asteroizi
Mercur
Jupiter
Unităţi astronomice
b. Corpurile mici ale sistemului solar • Asteroizii. În decursul secolului XIX au fost descoperite numeroase corpuri cerești de dimensiuni mici, denumite asteroizi sau planete minore.
În prezent se cunosc cca 18 000 de asteroizi catalogați, inclusiv peste 3 000 de asteroizi cu dimensiuni mai mari de 0,5 km. Majoritatea asteroizilor sunt concentraţi între orbitele planetelor Marte și Jupiter, formând centura principală a asteroizilor (fig. 8.35). Există și asteroizi
140
Fig. 8.38. Cometa Halley, a. 1986
ale căror orbite se extind dincolo de centura asteroizilor. De exemplu, aste roidul Icarus la periheliu este mai aproape de Soare decât Mercur. Asteroizii apar pe cer ca niște stele slabe ce se deplasează foarte lent pe bolta cerească, descriind bucle aparente, asemenea planetelor superioare. Masa totală a asteroizilor cunoscuţi este ≈ 4 · 1021 kg sau de aproximativ 20 de ori mai mică decât masa Lunii și împreună ar forma o planetă cu diametrul de numai circa 1 500 km. Asteroizii au formă neregulată (cu excepţia lui Ceres) și sunt lipsiţi de atmosferă. Forma neregulată a asteroizilor ar putea însemna că ei reprezintă fragmente rezultate în urma unor coliziuni (fig. 8.36). Asteroizilor li se atribuie nume proprii din mitologia greco-romană, dar și nume de personalităţi marcante, denumiri geografice etc. De exemplu, există asteroidul „Moldova” având magnitudinea aparentă de 16,5m, asteroizii „Transilvania”, „Danubia”, „Eminescu”, „Donici” ș.a. Astronomul Alexandru Deutsch, activând la Observato rul Pulkovo din St.-Petersburg (Rusia), a descoperit asteroidul „Reni”. • Cometele. Aceste corpuri mici ale Sistemului Solar reprezintă un amestec de gheaţă (apă și gaze îngheţate), particule de rocă și praf care din anumite cauze nu au fost înglobate în planete atunci când s-a format Sistemul Solar. Cometele devin vizibile doar atunci când se apropie de Soare. În această perioadă ele sunt active și prezintă o anumită structură cu următoarele părţi distincte: nucleul, coma, coada (fig. 8.37). Nucleul solid, relativ stabil, cu dimensiuni de la câteva sute de metri la câteva zeci de kilometri, este alcătuit preponderent din gheaţă de metan, amoniac, apă, cian, dioxid de carbon, azot, cu o mică cantitate de praf şi fragmente de rocă. Coma reprezintă un nor rarefiat în jurul nucleului, constituit din vapori de apă, dioxid de carbon şi alte gaze neutre, sublimate din nucleu. Coada de praf, de până la 10 milioane de kilometri lungime, este formată din particule de praf ejectate din nucleu.
e bine să mai ştiţi Mişcarea cometelor a fost explica tă pentru prima dată în anul 1705 de astro nomul englez Edmond Halley care a descoperit, de asemenea, co meta ce îi poartă numele, cu perioa da de 76 de ani (fig. 8.38). Ultima tre cere a co metei Halley la periheliu a avut loc în 1986, când ea a fost cercetată cu ajutorul unor aparate cosmice auto mate. Data viitoare această cometă va putea fi obser va tă în anul 2061.
Coada de plasmă (de ioni), de câteva sute de milioane de kilo metri lungime, este formată din plasmă sub formă de raze şi jeturi generate de interacţiunea cu vântul solar. Datorită presiunii luminii și vântului solar, coada cometei este orientată totdeauna în direcţie opusă Soarelui. Coada poate avea diferite
Fig. 8.36. Asteroizi
Ida
Eros
Mathilde
Caspra
Fig. 8.37. Structura cometei Coada de praf
Direcţia de mişcare a cometei
Soarele
Vântul solar
Coroana de hidrogen Coma Nucleul Coada de plasmă
Unda de şoc
141
forme în funcţie de raportul dintre forţele de gravitaţie solară, orien tate spre Soare, și forţele de presiune ale luminii și vântului solar, orientate în direcţie opusă Soarelui. Majoritatea cometelor se mișcă pe orbite eliptice extrem de întinse sau parabolice. Perioadele de revoluţie ale acestor comete în jurul Soarelui se presupune că ar atinge milioane de ani. Mai puţin numeroase sunt cometele cu orbite eliptice și perioade mai mici de 200 de ani numite scurtperiodice. Un grup numeros de comete scurtperiodice cu perioada de 3-10 ani, cunoscut sub denumirea de „familia lui Jupiter”, se depărtează de Soare în afeliu până la orbita lui Jupiter. Având în vedere masa extrem de mică a cometelor în comparaţie cu masa Pământului, ele nu pre zintă un pericol prea mare pentru planeta noastră. În anul 1910, Pământul a trecut prin coada cometei Halley. Cu toate acestea, la suprafaţa Pământului nu s-au înre gistrat urme de gaze nocive – oxid de carbon și cian, prezente în coada cometei. Altă situaţie ar crea ciocnirea Pămân tului cu nuc leul unei comete care ar provoca o explozie grandioasă și o undă de șoc distrugătoare ce ar produce mari dezastre. Se pre supune că un eveniment similar, cunoscut ca „feno me nul Tunguska”, ar fi avut loc în 1908 în Siberia Centrală, când unda de șoc, generată de explozia unui corp neidentificat, a produs „culcarea” arborilor din taiga pe o rază de 30 km. • Obiectele transneptuniene. Corpurile mici și îndepărtate care gravi tează în jurul Soarelui dincolo de orbita planetei Neptun sunt numite obiecte trans neptuniene (fig. 8.39). O parte din ele au fost desco perite abia recent. Primul corp transneptunian, pla neta pitică Pluto, a fost identificat în 1930. Începând din 1992, au fost descoperite aproape o mie de obiecte transneptuniene. Unele din acestea au nume proprii, cum ar fi Ixion, Varuna, Quaoar, Eris, Sedna ș.a. Observarea obiectelor transneptuniene a de venit posibilă datorită utilizării telescoapelor spa ţiale, precum și a celor mai performante telescoape terestre. • Centura Kuiper. În zona influenţei gravitaţionale a lui Neptun, cuprinsă între 30 și 50 UA de la Soare, se află așa-numita Centură Kuiper, formată din obiecte pe orbite aproape circulare situate aproape de planul Sistemului Solar. În prezent se cunosc circa 10 000 de obiecte, ce reprezintă corpuri înghe
e bine să mai ştiţi • Ce consecinţe ar avea impactul unei comete cu Pământul? O cometă a cărei orbită este foarte aproape de Soare ar putea ori să lovească o planetă, ori să fie aruncată în afara Sistemului Solar. Un asemenea fenomen sa produs în 1994 când nucleul cometei Shoemaker–Levy9 sa dezintegrat în zeci de fragmente care apoi sau ciocnit cu Jupiter. • Una dintre problemele care îi frământă mult pe astronomi este originea cometelor. Potrivit ipotezei emise de astronomul olandez Oort în 1950, Sistemul Solar este înconjurat de un nor sferic uriaş de nuclee cometare, cunoscut ca „norul lui Oort”. Acesta conţine miliarde de nuclee şi se întinde până la distanţe de circa 100–150 mii UA* de la Soare. * 1 UA (unitate astronomică) = 149,6 mil. km – distanţa medie Pământ–Soare.
• Conform noilor definiţii adoptate de Uniunea Astronomică Internaţională în 2006, patru dintre obiectele transneptuniene – Pluto, Haumea, Makemake şi Eris – sunt considerate planete pitice din categoria plutoizilor, deci ele nu fac parte din clasa corpurilor mici ale Sistemului Solar.
Fig. 8.39. Obiecte transneptuniene
ţate mai mari de 50 km aparţi nând Centurii Kuiper. Printre acestea sunt Varuna, având circa 500 km în diame t ru, descoperită în anul 2000, Quaoar de circa 1 250 km (a. 2002), Sedna – 1 700 km (a. 2003) ș.a.
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Pot fi observaţi asteroizii pe cer cu ochiul liber? 2. Cum se poate deosebi pe cer un asteroid de o stea? 3. Care este numărul aproximativ şi masa totală a asteroizilor cunoscuţi astăzi?
142
e bine să mai ştiţi Forma şi dimensiunile Pământului au fost stabilite cu mare precizie, prin metoda măsurărilor de grad utilizată încă în secolul III î.Hr. de către matema ticianul şi astronomul antic grec Eratostene (cca 276–194 î.Hr.). Eratostene ştia că la Siena (acum localitatea Asuan, Egipt), situată mai la sud de Alexandria pe acelaşi meridian, la amiază Soarele este în zenit şi luminează fundul celor mai adânci fântâni. În aceeaşi zi, la Alexandria distanţa zenitală a Soarelui este egală aproxi mativ cu 7,2o. Ştiind distanţa dintre Alexandria şi Siena egală cu 5 000 de stadii egiptene, el a determinat raza Pă mân tului. Lungimea stadiei egiptene nu se cunoaşte astăzi cu precizie, de aceea nu poate fi apreciată exact valoarea razei obţinute de Eratostene.
c. pământul. structura internă, hidrosfera, atmosfera şi magnetosfera pământului. luna. mareele • Pământul. Încă în Antichitate babilonienii și indie nii, observând cum dispar treptat corăbiile la orizont, își dădeau seama că Pământul este convex. Mai târziu, ideea sfericităţii Pământului a fost susţinută și de grecii antici în școlile de filosofie ale lui Pitagora și Platon. Aristotel (384–322 î.Hr.) a fundamentat teoretic această idee folosind drept dovadă eclipsele de Lună, în timpul cărora pe discul lunar se vede marginea rotundă a umbrei Pământului. Astăzi, imaginile fotografice, realizate cu aju torul sateliţilor artificiali și al navelor cosmice, arată clar că Pământul are forma aproape sferică și privit din cosmos prezintă faze asemănătoare cu cele ale Lunii. Raza ecuatorială a Pământului determi nată cu ajutorul sateliţilor artificiali este egală cu 6 378,14 km. • Structura internă. Pământul are o structură internă stratificată. El este format din crustă (scoarţă), manta și nucleu (fig. XIV, planșa color, p. 163). Crusta terestră este stratul exterior solid al Pământului. Grosimea crustei variază de la 5 km în oceane la 30–50 km în partea continentală. Tem peratura crustei crește rapid cu adâncimea, aproxi mativ cu 20 oC la kilometru. Astfel, la adâncimea de 10 km temperatura atinge 180 oC. Vârsta crustei terestre se estimează la aproximativ 4,5 miliarde de ani. Mantaua constituie 67% din masa Pământului și circa 83% din volumul său. Ea reprezintă un înveliș în jurul nucleului, de la suprafaţa exterioară a nucleului până la partea inferioară a scoarţei, cu gro simea de 2 890 km.
Mantaua superioară și crusta terestră formează învelișul superior solid al Pământului, numit litosferă. Grosimea medie a litosferei este de cca 100 km. Litosfera e fragmentată în platforme solide, numite plăci tectonice, care se deplasează indepen dent una faţă de alta. În regiunea faliilor dintre plăci se pot produce cutremure de pământ și se intensifică activitatea vulcanică. Se presupune că sursele de căldură din interiorul Pământului sunt concentrate în nucleu și determinate de dezintegrarea radioactivă a elementelor. Nucleul este constituit dintr-un aliaj de fier și nichel cu impurităţi de alte elemente. Analiza propagării undelor seismice arată că Pământul are un nucleu interior solid, încon jurat de nucleul exterior fluid. Nucleul interior are raza de 1 225 km și densitatea de 12,5 g/cm3. Nucleul exterior are grosimea de circa 2 245 km și densitatea de 1 000 kg/m3. Materia din acest strat vâscos este un bun conductor electric. • Hidrosfera. Oceanele acoperă 71% din suprafaţa Pământului și formează hidrosfera terestră. Pămân tul este unica planetă din Sistemul Solar care are hidrosferă. Ea influenţează considerabil clima de pe Pământ. • Atmosfera. Pământul are o atmosferă stratificată pe verticală (fig. 8.40). Gazele componente ale atmos ferei sunt azotul, N2 (78%), oxigenul, O2 (21%) și alte gaze în cantităţi foarte mici (dioxid de carbon, gaze inerte, hidrogen, ozon ș.a.), precum și vaporii de apă. Atmosfera terestră are un rol extrem de important pentru existenţa vieţii pe Pământ, deoarece ne pro tejează de radiaţiile cosmice distrugătoare, de vântul solar format din protoni de înaltă energie, precum și de micrometeoriţi. Studiul atmosferei terestre ne permite să înţelegem mai bine proprietăţile atmosfe relor de pe alte planete. • Câmpul magnetic şi magnetosfera Pământu lui. Conform concepţiilor actuale, câmpul magnetic terestru este generat de nucleul lichid și cel solid al Pămân tului în urma unor procese fizice complexe. Pământul, rotindu-se în jurul axei sale, antrenează în această mișcare și nucleul. Ca urmare, în nucleu ia naștere un curent electric circular care generează câmpul magnetic. Câmpul magnetic al Pământului reprezintă un dipol, a cărui axă formează un unghi de 11o cu axa
143
e bine să mai ştiţi În prezent, polaritatea câmpului magnetic terestru este opusă polarităţii geografice. Polul nord magnetic e situat la sud, aproape de Antarctida, iar polul sud – la nord, în Canada. Deci acul busolei nu indică direcţia spre nordul geografic, ci spre polul sud magnetic. Polii geomagnetici îşi schimbă lent poziţia, deplasânduse pe suprafaţa Pământului cu aproximativ 55 km pe an. Există dovezi arheologice că în trecutul îndepărtat câmpul geomagnetic şia schimbat polaritatea şi că acest fenomen ar avea un caracter periodic.
de rotaţie și nu trece prin centrul geometric de rotaţie al Pământului. Câmpul geomagnetic protejează Pământul împotriva razelor cosmice – particule încărcate electric de înaltă energie (protoni și nuclee de elemente grele) – care vin din spaţiul cosmic îndepărtat, precum și împotriva vântului solar – particule încărcate, ex pul zate de Soare în timpul erupţiilor cromosferice. Spaţiul ocupat de câmpul magnetic terestru este numit magnetosferă (fig. 8.41). Aceasta este puternic deformată în partea dinspre Soare din cauza vântului solar care o comprimă, reducând dimen siunile ei la circa 70 000 km. În partea opusă, adică nocturnă, magnetosfera este foarte alungită extin zân du-se până la orbita Lunii. Frontiera dintre magneto sferă și spaţiul cosmic este numită magnetopauză. În urma cercetării spaţiului cosmic circumterestru cu ajutorul aparatelor cosmice s-a constatat că în magnetosferă există regiuni sub formă de inele ce înconjoară Pământul și în care sunt concentrate fluxuri enorme de protoni și electroni captaţi din vântul solar. Aceste regiuni au denumirea centuri de radiaţie ale Pământului (fig. 8.41). Fluxul de particule din vântul solar care se mișcă cu viteze de 400–1 000 km/s, ajungând la Pământ, pertur bează câmpul geomagnetic, pro vocând așanumitele furtuni magnetice. Acestea dau naștere aurorelor polare și pot deregla comunica ţiile radio în regiunile polare. • Luna. Unicul satelit natural al Pămân tului, Luna, este și cel mai strălucitor corp ceresc după Soare
(fig. 8.42). Masa Lunii este de 81,3 ori mai mică decât cea a Pământului. Perioada de rotaţie a Lunii în jurul axei este de 27,3 zile fiind egală cu perioada de revoluţie a ei în jurul Pământului. Drept conse cinţă, Luna este orientată mereu cu aceeași parte spre Pământ. Luna nu are atmosferă. Lipsa atmosferei face ca temperatura pe Lună să varieze considerabil de la +130 oC ziua la –173 oC noaptea. Pământul văzut de astronauţi pe cerul Lunii este un disc cu diametrul unghiu lar aparent de 3,5 ori mai mare decât cel al Soarelui și prezintă faze la fel ca și Luna privită de pe Pământ (fig. 8.43). Privind Luna cu ochiul liber, putem observa pe suprafaţa ei regiuni mai întunecate denumite „mări” ce reprezintă depresiuni enorme cu adân cimea de
Fig. 8.40. Structura atmosferei Pamântului şi variaţia temperaturii ei în funcție de înălțime
Altitudinea, km
Temperatura oC
Aurore polare Termosfera (ionosfera)
Mezopauza
Mezosfera Stratopauza
Stratosfera
Tropopauza TroposferaEverest Stratul de ozon
Meteori
până la 3 km, acoperite cu lavă vulcanică de culoare întu necată, și regiuni mai luminoase numite „continente”.
Fig. 8.41. Magnetosfera şi centurile de radiaţie ale Pamântului: 1 – centura interioară; 2 – centura exterioară
Vântul solar
2
1
144
Pe Lună se află și lanţuri de munţi cu înălţimea de până la 6 km. Suprafaţa Lunii este acoperită cu un strat de regolit, un amestec de praf fin și granule de rocă. Luna suportă bombardările fără încetare ale corpurilor meteorice, în urma cărora s-au format cratere de impact de diverse dimensiuni și forme. Unele cratere sunt de origine vulcanică (fig. 8.44). Pe acest astru nu a fost găsită apă, însă datele furnizate de sondele selenare (lunare) arată totuși că gheaţa este prezentă pe fundul unor cratere adânci din regiunile polare unde nu ajung razele solare. Prima hartă a emisferei vizibile a Lunii cu denumirile mărilor și munţilor lunari a fost întocmită în secolul XVII de către astronomul polonez Jan Hevelius (1611–1687). Harta exactă a întregii suprafeţe selenare a putut fi întocmită abia după ce partea invizibilă a Lunii a fost fotografiată pentru prima dată în 1959 de către staţia interplanetară sovietică „Luna-3”. Structura internă a Lunii a fost pusă în evidenţă prin intermediul undelor seismice. Scoarţa Lunii are grosimea de circa 60 km pe partea vizibilă și 100 km în emisfera invizibilă de pe Pământ. Sub scoarţă se află mantaua cu grosimea de până la 1 000 km. Luna are un nucleu mic solid cu raza de câteva sute de kilometri. Luna nu are un câmp magnetic global, deși o parte din rocile de la suprafaţă prezintă urme de magnetism. Luna a fost și este studiată intens cu ajutorul staţiilor automate și al navelor spaţiale. La 20 iulie 1969 pe suprafaţa selenară au pășit primii oameni, astronauţii americani Neil Armstrong și Edwin Aldrin în cadrul misiunii „Apollo-11” (fig. 8.45). • Mareele. Forţele gravitaţionale exercitate de Lună și Soare acţionează nu numai asupra centru lui Pământului, dar și a celorlalte învelișuri compo nente ale lui, inclusiv asupra oceanelor și atmos ferei. De exemplu, aceeași masă de substanţă, aflată în centrul Pământului, este atrasă de Lună mai slab decât pe suprafaţa terestră îndreptată spre Lună. Pămân tul nu este un corp absolut solid, iar acţiunea diferită a forţelor gravitaţionale asupra diverselor puncte ale Pământului provoacă fenomenul mareelor. Ca rezultat, Pământul și îndeosebi învelișul său de apă se alungește puţin pe direcţia Pământ–Lună, formând două proeminenţe: una pe partea îndrep tată spre Lună și alta pe partea opusă (fig. 8.46).
În punctele situate pe linia Pământ–Lună nivelul apei crește atingând cote maxime. Astfel se produce fenomenul numit flux. În punctele situate la 90o faţă de direcţia Pământ–Lună, nivelul apei scade până la cote minime, produ cându-se fenomenul denumit reflux. Datorită rotaţiei diurne a Pământului, zonele de flux și reflux cuprind, pe rând, diverse regiuni ale suprafeţei terestre. Astfel, în decurs de 24h50m au loc două fluxuri și două refluxuri. Fenomenele mareice se manifestă și în scoarţa terestră care se înalţă și coboară de două ori pe zi cu câţiva decimetri. Acestea au loc și în atmosfera terestră, ele provocând variaţia presiunii atmosferice. Atracţia Soarelui generează, de asemenea, maree în învelișul de apă al Pământului, însă ele sunt de 2,2 ori mai mici decât cele provocate de Lună din cauza distanţei foarte mari de la Soare. Mareele generează așa-numita fre care mareică care frânează rotaţia Pământului și duce la creșterea duratei zilei.
Fig. 8.42. Luna
Fig. 8.43. Pamântul pe cerul Lunii (Foto „Apollo11”)
Fig. 8.44. Cratere pe Lună
Fig. 8.45. Astronaut pe Lună. Misiunea „Apollo11”
Fig. 8.46. Mareele
145
Fig. 8.47. Formarea Sistemului Solar
a)
b)
c)
d)
e)
d. noţiuni de cosmogonie. originea şi evoluţia sistemului solar Problema originii și evoluţiei corpurilor cerești constituie obiectul de studiu al unui capitol special al astronomiei numit cosmogonie. Originea și evoluţia Sistemului Solar este o problemă extrem de complicată. Ea poate fi abordată pe cale pur teoretică prin aplicarea legilor generale ale fizicii. Acest fapt este necesar pentru a pune în evidenţă condiţiile ce tre buiau să fi existat în trecut, pentru ca Soarele și planetele să treacă prin anumite faze de evoluţie și să obţină caracteristicile pe care le au în prezent. Potrivit ipotezelor cosmogonice moderne, Soarele împreună cu planetele s-au format din una și aceeași nebuloasă primară de gaz și praf în stare de rotaţie. Deși nu există încă o teorie definitivă, în prezent se conturează totuși următoarele etape principale în evoluţia timpurie a Sistemului Solar (fig. 8.47): a) Iniţial a existat un nor uriaș de materie interstelară constituit din molecule de gaz (H2, H2O, OH ș.a.) și praf în stare de rotaţie; b) În unele regiuni ale norului apar neomogenităţi care, depășind o anumită valoare critică a masei, încep să se contracte sub acţiunea forţelor de gravitaţie. În consecinţă, norul se descompune în fragmente, unul dintre care ulterior dă naștere Soarelui și Sistemului Solar; c) Peste aproximativ 10 mii-100 mii de ani de la începutul contracţiei, masa nucleului fragmentului atinge circa 0,1 din masa Soarelui actual și materia devine netransparentă. Într-un timp foarte scurt, de 10-100 de ani, nucleul central se contractă și mai mult formând o protostea – protosoarele. Ca urmare a instabilităţii de rotaţie, în jurul protosoarelui se formează discul unei nebuloase protoplanetare de gaz și praf. Peste aproximativ 100 mii de ani protosoarele atinge masa Soarelui actual, însă raza e cam de 100 de ori mai mare. La această etapă începe stadiul de contracţie gravitaţională a proto soarelui. Nebuloasa protoplanetară capătă o structură inelară și în regiunile ei periferice se declanșează procesul de formare a planetelor gigante. Discul de gaz și praf din jurul acestor planete mai târziu a dat naștere sistemelor de sateliţi; d) Etapa următoare are durata de circa 100 milioane de ani, în care continuă contracţia gravitaţională a protosoarelui. Dimensiunile lui se micșorează până aproape de cele actuale. Compo nenta de praf a nebuloasei protoplanetare se concentrează preponderent spre centrul discului protoplanetar. Particulele de praf, ciocnindu-se între ele, formează parti cule mai mari care, la rândul lor, prin agregare dau naștere unor corpuri solide. Masa corpurilor mai mari crește pe seama celor mai mici. Astfel apar corpuri masive asemănătoare cu aste roizii, numite planetezimale. Numărul lor fiind foarte mare, ele suferă ciocniri, în urma
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Explicaţi mecanismul de generare a câmpului mag netic al Pământului. 2. Ce reprezintă aurorele polare şi ce factori determină intensitatea lor? 3. Cum ar fi anotimpurile pe Terra dacă axa de rota ţie a Pămân tului ar fi perpendiculară pe planul eclip ticei?
4. Pe Pământ e văzută mereu aceeaşi emisferă a Lunii. Cum se explică acest fapt? 5. Descrieţi şi explicaţi fenomenul luminii cenuşii de pe Lună. 6. De ce pe suprafaţa Lunii temperatura la umbră e mai joasă cu zeci de grade faţă de locurile iluminate de Soare?
146
e bine să mai ştiţi În secolul XVII (a. 1644), Descartes, pentru prima dată a emis ipoteza că Sistemul Solar sa format dintrun nor de gaz şi praf. Această ipoteză a fost dezvoltată de Kant (a. 1755), care a presupus că în centrul noru lui sa format Soarele, iar la perife rie – planetele. În anul 1796, Laplace a exprimat ipote za că în procesul de formare a planetelor un rol important îl are mişcarea de rotaţie a nebuloasei primare în stare de contracţie gravi taţională şi forţa centrifugă de inerţie. Nebu loasa ia forma de disc, iar materia de la ecuatorul discului se desprinde de nebuloasă, formând în jurul ei inele asemănătoare cu cele ale planetei Saturn. Condensarea ulterioară a gazului din aceste inele duce la formarea planetelor (fig. 8.47). Cu toate că ipotezele lui Kant şi Laplace par a fi verosimile, ele însă nu pot explica faptul că 98% din momentul impulsului total al Sistemului Solar revine planetelor, iar Soarelui – doar 2%.
Fig. 8.48. Mişcarea retrogradă a planetei Marte
cărora unele se contopesc, altele se distrug dând naștere corpurilor meteorice. Câteva corpuri deosebit de mari devin nuclee ale viitoarelor planete de tip terestru; e) Pământul, a cărui vârstă se estimează la 4,5 mi liarde de ani, a atins dimensiunile sale actuale, probabil, în decursul unei perioade cuprinse între 100 mii și 100 milioane de ani.
8.4. elemente de meCaniCă CereasCă a. mişcarea aparentă a planetelor. Concepţia heliocentrică a universului • Mişcarea aparentă a planetelor pe sfera cerească se deosebește de mișcarea aparentă a stelelor și a Soa relui. Planetele ale căror orbite se află în interiorul orbitei terestre sunt numite planete inferioare (Mercur și Venus), iar planetele ale căror orbite se află în exteriorul orbitei terestre – planete superioare (celelalte planete). Mercur și Venus se mișcă pe cer în apropiere de Soare, fie la est de Soare când sunt observate seara după apusul lui, fie la vest de el când pot fi văzute dimineaţa înainte de răsăritul Soarelui. Unghiul dintre direcţiile Pământ–Soare și Pământ–planetă inferioară este numit unghi de elonga ţie sau elon gaţie. Elongaţia poate atinge valoarea maximă de 18–28o pentru Mercur și 45–48o pentru Venus. În popor, planeta Venus, cel mai stră lucitor corp ceresc după Soare și Lună, este cunos cută ca Luceafăruldedimineaţă sau -deseară. Mișcarea aparentă a unei planete de la vest la est poartă numele de mișcare directă, iar cea de la est spre vest – mișcare retrogradă. Planetele un timp sunt în miș care directă, apoi se opresc (sta ţio nează), după care își reiau deplasarea în sens opus – mișcare retrogradă, descriind pe cer niște bucle (fig. 8.48). În mișcarea lor de revoluţie în jurul Soarelui, pla netele ocupă diverse poziţii relative faţă de Pământ și Soare (fig. 8.49). În cazul când planetele inferioare sunt între Pământ și Soare, se spune că ele se află în conjuncţie inferioară cu Soarele. În această poziţie planetele se află la cea mai mică distanţă de Pământ. În cazul în care planeta inferioară, Soarele și Pământul se situează pe aceeași linie, are loc tranzitul planetei pe discul Soarelui, ea fiind observată ca un cerculeţ întunecat pe discul solar. Când planeta inferioară este dincolo de Soare, în conjuncţie superioară, ea se află la distanţa maximă de Pământ și este invizibilă. Observate de pe Pământ, planetele inferioare pre zintă faze ca și Luna, în funcţie de poziţia lor faţă de Soare. Planetele superioare, de asemenea, se pot afla în diferite poziţii relative faţă de Pământ și Soare (fig. 8.49). Dacă, de exemplu, Pământul este între planeta superioară și Soare, atunci planeta se află în opoziţie cu Soarele. Opoziţiile oferă cele mai favo rabile con di ţii pentru observaţii. În aceste perioade planetele superioare se apropie cel mai mult de Pământ. Ele trec prin culminaţia superioară aproximativ la miezul nopţii, fiind
Fig. 8.49. Poziţiile relative şi fazele planetelor
Conjuncţie Conjuncţie superioară
Elongaţie estică
Conjuncţie inferioară
Elongaţie vestică
Pământul
Planetă superioară Opoziţie
Planetă inferioară
147
vizibile pe parcursul întregii nopţi. Când planeta se află dincolo de Soare în raport cu Pământul, ea este în conjuncţie cu Soarele și nu poate fi observată. • Concepţia heliocentrică a Universului. Marele astronom al Anti chităţii Aristarh din Samos (320–~250 î.Hr.), pentru prima dată, a enunţat ideea că în centrul lumii se află Soarele, iar planetele se rotesc în jurul lui. Contemporanii săi însă nu au acceptat această ipoteză, preferând concepţiile geocentrice ale lui Aristotel. Concepţiile astronomilor antici despre Univers au fost sinte tizate, în anul ~150 d.Hr., de către astronomul grec Claudiu Ptolemeu (~87–165 d.Hr.) din Alexandria (Egipt) în tratatul său de matematică și astronomie „Megale Syntaxis” (tradus în limba arabă ca Almagest). Pe măsură ce precizia măsurărilor astronomice creștea, se constatau neconcordanţe dintre teoria lui Ptolemeu și observaţii. Marele astronom polonez Nico laus Copernic (1473–1543) a pus la îndoială consistenţa principiilor fundamentale ale sistemului geocentric ptolemeic. În lucrarea sa „De revolutionibus Orbium Coelestium”, publicată în 1543, Copernic a elaborat sistemul heliocentric al Universu lui. La baza acestui sistem au fost puse următoarele principii: 1) în centrul Universului se află Soarele; 2) Pământul sferic se rotește în jurul axei proprii; 3) Pământul, ca și celelalte planete, se mișcă în jurul Soarelui pe orbită circulară. Luna se mișcă în jurul Pământului; 4) toate mișcările reprezintă combinaţii de mișcări circulare uniforme; 5) mișcările aparente directe și retrograde ale planetelor rezultă din mișcarea Pământului. Copernic pentru prima oară a argumentat structura corectă a Sistemului Solar, calculând distanţele relative ale planetelor de la Soare și perioa dele lor de revoluţie. El a explicat corect mișcările aparente complicate, directe și retrograde, ale planetelor ca o combinaţie a două mișcări reale în jurul Soarelui a planetei și a Pământului.
e bine să mai ştiţi • Concepţia geocentrică. La baza sistemului ptolemeic al Univer sului, cunoscut ca sistemul geocentric al lumii, stau patru principii: 1) Pământul este sferic şi se află în centrul Universului; 2) Pământul este ne mişcat; 3) toate corpurile cereşti, inclu siv Soarele şi Luna, se mişcă în jurul Pă mân tului; 4) planetele se mişcă uniform pe epicicluri, ale căror centre orbitează pe deferente în jurul Pământului (fig. 8.50). Sistemul ptolemeic permitea astronomilor să explice mişcă rile aparente ale planetelor şi să precalculeze poziţiile lor cu o precizie satisfăcătoare pentru observaţiile cu ochiul liber. Fig. 8.50. Sistemul geocentric al lui Ptolemeu
• Heliocentrismul submina dominaţia religiei, care susţinea dogma privind imobilitatea şi poziţia deosebită a Pământului în centrul Universului. De aceea la începutul sec. al XVIIlea inchiziţia a declanşat o luptă necruţătoare împotriva teoriei lui Copernic şi a susţinătorilor ei. Astfel, în anul 1600 la Roma a fost ars pe rug Giordano Bruno (1548–1600), un susţinător înflăcărat al ideilor lui Nicolaus Copernic, care promova ideea existenţei mai multor civilizaţii în Univers. Un alt adept al concepţiilor lui Copernic a fost marele fizician şi astronom italian Galileo Galilei (1564–1642), primul om care în 1609 a îndreptat telescopul spre cer şi prin descoperirile sale a confirmat teoria lui Copernic. Galileo a descoperit fazele planetei Venus, munţi pe Lună şi a calculat înălţimea acestora, a descoperit patru sateliţi ai planetei Jupiter care acum îi poartă numele. Observând pete pe Soare şi deplasarea acestora, Galileo a tras concluzia că Soarele se roteşte în jurul axei sale. Privind prin telescop CaleaLactee, Galileo a stabilit că ea este constituită dintro mulţime de stele.
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. O planetă e văzută pe cer la distanţa de 110o de la Soare. Este această planetă superioară ori infe rioară? 2. Poate fi văzut Luceafărul (planeta Venus) seara în partea de est a cerului? Argumentaţi.
3. La 1 mai Jupiter sa aflat în opoziţie cu Soarele. În ce constelaţie putea fi observată planeta? 4. Ar putea avea Pământul, observat de pe Marte, o mişcare retrogradă, apoi una directă?
Renunţând la teza dogmatică despre imobilitatea Pământului, care secole de-a rândul stăpânea spi ri tele umane, Copernic a produs o revoluţie nu nu mai în astronomie, dar și în concepţia știinţifică despre lume.
148
Fig. 8.51. Legea I a lui Kepler Ra = a (1 + e) Rp = a (1 – e)
Soarele c Ra AП Rp c a Periheliu
Semiaxa mare a elipsei
Semiaxa mică a elipsei
Afeliu
Planetă
Focar
b
Fig. 8.52. Legea a IIa a lui Kepler
SП F A M2
M1
M3
M4
b. perioada siderală şi perioada sinodică de revoluţie a planetelor. Legile lui Kepler • Perioada siderală şi perioada sinodică. Perioada de revoluţie a unei planete în jurul Soarelui faţă de stele este nu mită perioadă siderală, T. Perioada siderală a Pământului este numită an sideral (T = 1 an). Intervalul de timp dintre două poziţii relative identice ale unei planete în mișcarea ei aparentă se numește perioadă sinodică, S, a planetei. Între aceste trei perioade există o relaţie simplă, numită ecuaţia mișcării sinodice care poate fi ușor dedusă. Pentru planetele inferioare ecuaţia mișcării sinodice are forma: , iar pentru cele superioare: . Direct din observări poate fi determinată numai perioada sinodică a planetelor, S, și anul sideral, T . Perioada side rală a planetelor T se calculează folosind ecuaţia mișcării sinodice respective. • Legile lui Kepler. În sistemul heliocentric al lui Copernic orbitele planetelor reprezintă aceleași cercuri considerate „curbe ideale”, ca și în sistemul geocentric al lui Ptolemeu. Studiind mișcarea planetei Marte în jurul Soarelui, astronomul german Johannes Kepler (1571– 1630) a constatat existenţa unei neconcordanţe între poziţiile calculate și cele observate ale acestei pla nete. După mai mulţi ani de muncă asiduă și calcule anevoioase, Kepler a ajuns la concluzia că orbitele planetelor nu sunt circulare, iar mișcarea lor nu este uniformă și astfel a enunţat cele trei legi fundamen tale ale mișcării planetelor care îi poartă numele. legea i: Fiecare planetă se mişcă pe o orbită eliptică, având Soarele în unul dintre focare (legea elipselor) (fig. 8.51). Forma elipsei este caracterizată de o mărime numită excentricitate, e = , unde c este distanţa de la centrul elipsei până la focarul său; a – semiaxa mare a elipsei. Excentricitatea arată cât de mult elipsa diferă de circumferinţă. În cazul când c = 0, avem e = 0 și elipsa se transformă într-un cerc cu raza a. Excentricitatea orbitei Pământului e = 0,017.
Punctul cel mai apropiat de Soare al orbitei planetei se numește periheliu, iar punctul cel mai îndepărtat de Soare se numește afeliu (fig. 8.51). Punctul cel mai apropiat de Pământ al orbitei Lunii sau al unui satelit artificial este numit perigeu, iar punctul cel mai îndepărtat – apogeu. Se poate demonstra că semiaxa mare a orbitei planetei, a, este egală cu distanţa medie a planetei de la Soare. Semiaxa mare a orbitei Pământului, adică distanţa medie de la Pământ la Soare este luată drept unitate de distanţă în astronomie, numită unitate astronomică (UA): a =1 UA = 149,6 mil. km. legea a ii-a: Raza vectoare a planetei descrie arii egale în intervale de timp egale (legea ariilor egale).
Raza vectoare este segmentul de dreaptă care pornește din centrul Soarelui (focarul orbitei) către centrul planetei. Conform legii a II-a, ariile M1SM2 și M3SM4 sunt egale (fig. 8.52). Arcele M1M2 și M3M4, parcurse de planetă în intervale de timp egale, au lungimi diferite, M1M2 > M3M4. Deci mișcarea planetei în jurul Soarelui nu este uniformă. Cu cât planeta este mai aproape de Soare, cu atât viteza ei este
149
ror pla netelor pot fi exprimate în unităţi astronomice. Dacă vom exprima perioadele de revoluţie în ani, atunci pentru Pământ a = 1 UA și T = 1 an. În acest caz perioada de revoluţie în jurul Soarelui a oricărei pla nete exprimată în ani este: T = . Legile lui Kepler au fost descoperite în baza datelor observa ţionale și deci sunt legi empirice. Pe baza legii gravitaţiei universale, New ton a precizat și a generalizat legile lui Kepler. Legea a III-a generalizată, aplicată la două sisteme formate din corp ceresc central și satelit, se scrie sub forma: . Aici M1 și M2 reprezintă masele corpurilor centrale, iar m1, T1, a1 și m2, T2, a2 sunt masa, perioada siderală și semiaxa mare a orbitei sateliţilor respectivi. Legea a III-a generalizată are o importanţă deosebită în astro nomie, deoarece permite determi narea maselor corpurilor cerești.
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Folosind ecuaţia mişcării sinodice, determinaţi pe rioada de revoluţie a plane tei Venus. Se ştie că perioa da sinodică a acestei planete este de 584 de zile.
2. Asteroidul Vesta are perioada de revoluţie în jurul Soarelui de 3,63 de ani. De câte ori Vesta este mai departe de Soare decât Pământul?
8.5. soarele a. structura internă şi atmosfera soarelui Caracteristici generale. În centrul Sistemului nostru planetar este situat Soarele, o stea obișnuită cu diametrul de 109 ori și masa de 333 000 de ori mai mare decât ale Pământului. Soarele se află la circa 150 mil. km de Pământ și este unica stea al cărei disc e vizibil de pe Pământ. Celelalte stele, aflându-se la distanţe enorme, apar ca puncte luminoase chiar și în cele mai mari telescoape. Soarele reprezintă o sferă de plasmă având densitatea medie de 1 410 kg/m3. Temperatura la suprafaţa aparentă vizibilă a Soarelui este de circa 6 000 K. În compoziţia Soarelui se regăsesc practic toate elementele chimice din sistemul periodic, însă predo mină hidrogenul (circa 70%), după care urmează heliul (circa 29%). Celorlalte elemente le revine circa 1%.
Soarele se rotește în jurul axei sale în același sens ca și Pământul. Deoarece Soarele nu este un corp solid, regiunile ecuatoriale ale lui au viteze de rotaţie mai mari decât cele polare. Perioada siderală de rotaţie a regiunilor ecuatoriale este de circa 25 de zile, iar în apropiere de poli atinge 30 de zile. Conform modelelor actuale de evoluţie a stelelor, Soarele are vârsta de 4,6 miliarde de ani și este la mijlocul duratei sale de viaţă. • Structura internă şi atmosfera Soarelui. Astrofi zica modernă demonstrează că sursa principală de ener gie care poate să întreţină radiaţia observată a Soare lui o constituie reacţiile termonucleare de fuziune a nucleelor de hidrogen – de transformare a hidrogenului în heliu. Ele au loc în nucleul Soarelui având raza egală cu 0,3 din raza solară. Aici presiunea atinge 2·1012 Pa, iar temperatura – circa 1,55·107 K. La asemenea temperaturi și presiuni materia este total ionizată. Reacţiile termonucleare din nucleul Soarelui sunt însoţite de degajarea unor cantităţi uriașe de energie.
mai mare. De exemplu, atunci când Pământul se află la periheliu, adică la distanţa minimă de Soare (în jurul datei de 3 ianuarie), viteza lui orbitală este maxi mă, 30,29 km/s, viteza medie fiind de 29,7 km/s. legea a iii-a: Pătratul perioadei siderale de revo luţie a planetei este proporţional cu cubul semiaxei mari a orbitei (legea armoniilor). Legea a III-a a lui Kepler stabilește legătura dintre perioadele siderale și distanţele medii ale planetelor de la Soare. Dacă notăm cu a1 și a2 semiaxele mari ale orbitelor a două planete, iar cu T1 și T2 perioadele lor siderale de revoluţie, atunci legea a III-a se scrie sub forma:
.
Legea a III-a a lui Kepler, la fel ca și celelalte două legi, se aplică nu numai la mișcarea planetelor, ci și la mișcarea sateliţilor lor naturali și artificiali. Folosind legea a III-a, semiaxele mari ale orbitelor tutu
150
Pentru a ajunge la suprafaţă, energia, degajată în urma reacţiilor de fuziune termonucleară din nucleul Soarelui, are de străbătut straturi enorme de plasmă incandescentă. În zona cuprinsă între 0,3 și 0,7 raze solare, numită zonă radiativă, energia se transmite de la strat la strat prin procese de absorbţie și radiaţie. În regiunile situate la aproximativ 0,3 raze solare de la suprafaţa Soarelui, energia este transmisă spre suprafaţă prin procese de convecţie, adică prin deplasarea straturilor de substanţă solară. Aceasta este zona convectivă care se extinde până la suprafaţa vizibilă a Soarelui. Granulaţia observată la suprafaţa Soarelui este o dovadă a proceselor de convecţie. Radiaţia solară aproape în întregime este emisă de învelișurile exterioare ale Soarelui care formează atmosfera solară: fotosfera, cromosfera și coroana solară (fig. XV, planșa color, p. 163). Fotosfera constituie învelișul gazos netransparent al atmosferei solare ce radiază practic toată energia solară cu spectru continuu care ajunge și la Pământ. În timpul observaţiilor acest strat este văzut ca supra faţa aparentă a Soarelui. Grosimea fotosferei este de aproape 200 km. Densitatea gazului în fotosferă este de mii de ori mai mică decât densitatea aerului la suprafaţa Pămân tului. Strălucirea discului solar nu e uni formă, fiind în des creș tere de la centru spre marginile lui. Fotosfera are o structură granulară, mărimea medie a granule lor fiind de aproximativ
1 000 km. Granulele sunt for ma ţiuni insta bile, cu durata de 7-10 min., după care dispar, iar în locul lor apar altele noi. Un alt tip de formaţiuni ale fotosferei sunt petele solare care, de regulă, apar în grupuri formate din perechi de pete. Diame trul unei pete solare tipice este ceva mai mare ca Pământul și există câteva săptă mâni. Partea centrală a petei, umbra, pare mai întu necată decât fotosfera străluci toare, pen tru că tempe ra tura ei e mai joasă decât a fotosferei – aproximativ 4 100 K. În jurul petelor văzute la marginea discului solar pot fi obser vate formaţiuni luminoase numite facule fotosferice. Faculele sunt mai fierbinţi cu 200–300 K faţă de regiu nile înconjurătoare și reprezintă formaţiuni relativ stabile care pot exista câteva săptămâni. Deasupra fotosferei se află un strat de 12 000– 15 000 km al atmosferei solare numit cro mosferă. Densitatea substanţei în cromosferă este mult mai mică decât în fotosferă. Strălucirea cromo sferei este de sute de ori mai slabă decât a fotosferei, de aceea ea poate fi observată doar în timpul eclipse lor totale de Soare ca o fâșie inelară strălu citoare de culoa
re roz. Cromosfera are o structură neomogenă mult mai pronunţată decât granulaţia fotosferei. Cele mai mici formaţiuni ale ei, numite spicule, se văd bine la marginea discului solar sub formă de jeturi de câteva mii de kilometri lungime. Coroana solară este partea exterioară extrem de rarefiată a atmosferei solare, care trece treptat în me diul interplanetar sub forma vântului solar care se pro pagă de la Soare. Ea poate fi observată cu ochiul liber numai în timpul eclipselor totale de Soare când apare ca o auroră sidefie în jurul discului solar. În coroană sunt observate formaţiuni active nu mite protuberanţe, ce reprezintă nori denși de plasmă. De cele mai multe ori protuberanţele au aspec tul unor structuri verticale arcuite (fig. XV, planșa color, p. 163). Coroana de plas mă a Soarelui este un generator continuu de particule încărcate (electroni și protoni) care formează vântul solar. b. activitatea solară şi relaţiile soare–pământ Numărul de pete solare în fotosfera Soarelui variază în limite foarte largi. În unii ani ele pot fi nume roase, alteori suprafaţa Soarelui este absolut curată luni la rând. La fel variază și aria acoperită cu facule. Acest fenomen de variaţie a numărului de pete solare are perioada medie de 11,1 ani, numită ciclu de acti vitate solară. Cercetările arată că de la un ciclu la altul petele își schimbă polaritatea magnetică, astfel încât ciclul complet de activitate a Soarelui constituie 22,2 ani. O altă manifestare a activităţii solare sunt erupţiile solare – explozii extrem de violente cu durata de până la două ore care se produc în cromosferă și coroa nă, într-o mică regiune dintre petele solare în dezvol tare. Fluxul de electroni și protoni generat de ase menea erupţii ajunge la Pământ în câteva zile. Fenomenele care se produc în Soare au o influenţă nemijlocită asupra Pământului. Particulele vântului solar, protonii și electronii, se mișcă cu viteze de 400– 1 000 km/s și pătrund în spaţiul circumterestru peste 1-2 zile după erupţiile solare. Ele provoacă fenomenele geofizice care se produc pe Pământ, cum ar fi aurorele polare (fig. XVI, planșa color, p. 163), furtunile geomagnetice etc. Aurorele polare sunt generate de particule încărcate ce pătrund în atmosferă în regiunile polare mișcân du-se în spirală de-a lungul liniilor de inducţie ale câmpului magnetic al Pământului. Vântul solar, generat de o erupţie solară puternică, perturbează câmpul magnetic al Pământului, fenomen cunoscut ca furtună geomagnetică care poate
151
afecta grav liniile de telecomunicaţie și radiocomunicaţie, reţelele electroenergetice terestre, funcţionarea apara telor cosmice, precum și sănătatea oamenilor. Datorită energiei solare, atmosfera, oceanele și continentele terestre se încălzesc. Există o legătură directă dintre ciclurile de activitate solară și clima pe Pământ. Energia solară, fiind cea mai ecologică, este utilizată pe scară tot mai largă în instalaţiile heliotehnice (centralele electrice solare, serele, instalaţiile de încălzire a apei și a locuinţelor etc.). Bateriile solare servesc drept surse de energie electrică la bordul sateliţilor artificiali ai Pământului și al staţiilor cosmice. O importanţă deosebită are stratul de ozon din atmosfera terestră, care se formează sub acţiunea razelor solare ca produs al reacţiilor fotochimice din stratosferă. Stratul de ozon protejează viaţa terestră de acţiunea radiaţiei ultraviolete. Căldura și lumina emise de Soare fac posibilă existenţa vieţii pe planeta n
Centura asteroizilor separă sistemul planetar în două grupuri: planetele terestre sau telurice, de tipul Pământului (Mercur, Venus, Pământ și Marte), în interiorul centurii, și planetele gigante gazoase sau joviene (Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun), în afara orbitelor asteroizilor. Planetele telurice sunt asemănătoare între ele, fiind relativ mici, cu diametrul sub 13 000 km. Ele au supra faţa so lidă și densitatea medie cuprinsă între 3,9 și 5,5 g/cm3. Aceste planete se caracterizează prin rotaţie axială lentă, număr mic de sateliţi naturali (Pământul cu Luna și Marte cu sateliţii săi Phobos și Deimos). Pla netele terestre sunt compuse, în prin cipal, din rocă și metal. Planetele gigante se caracterizează prin dimensiuni mari (diametre de peste 48 000 km), densitate mică (0,7–1,8 g/сm3), rotaţie axială rapidă, lipsa suprafeţei solide, atmosferă densă și extinsă, bogată în hidrogen și heliu. Aceste planete au mulţi sateliţi și inele de praf și gaz. În jurul Soarelui mai gravitează cometele și nenu mărate corpuri me teo rice, de la mărimea unui firicel de nisip până la câţiva kilometri. Aste roizii,
136
cor purile meteorice și cometele fac parte din categoria cor pu rilor mici ale Sistemului Solar. Spaţiul dintre planete este ocupat de gaz și praf cosmic extrem de rarefiat.
planeta mercur Mercur este planeta cea mai apropiată de Soare. Această planetă nu are sateliţi. Având raza de 2 439 km, este doar cu puţin mai mare decât Luna. Densi tatea medie a pla netei este aproape ca a Pămân tului. Axa de rotaţie este practic perpen diculară pe pla nul orbitei sale și de aceea pe Mercur nu există anotim puri. Perioada de revolu ţie – anul mercurian – este de circa 88 de zile terestre, iar perioada de rotaţie în jurul axei este de 58,6 zile terestre. Mercur are câmp magnetic propriu, însă acesta este de 300 de ori mai slab decât cel al Pământului. Planeta Mercur poate fi văzută timp de cel mult o oră, aproape de orizont, fie seara la vest după apusul Soare lui, fie dimineaţa la est înainte de răsăritul Soarelui. Suprafaţa planetei Mercur (fig. 8.29) este foarte ase mănătoare cu suprafaţa Lunii. La fel ca și Luna, ea este acoperită de cratere de diferite dimensiuni. Planeta este practic lipsită de atmosferă. Pe suprafaţa ei la ecuator temperatura atinge ziua circa 700 K, iar pe partea nocturnă scade până la 100 K. Aceste condiţii fac imposibilă existenţa vieţii pe Mercur. planeta venus Venus (cunoscută sub denumirea populară de Lucea făr) (fig. 8.30) este a doua planetă de la Soare. Planeta Venus nu are sateliţi. Ea poate fi văzută pe cer ca o stea strălucitoare dimineaţa înainte de răsăritul Soare lui ori seara după apusul Soarelui. Venus pre zintă faze la fel ca și Luna. În ceea ce privește masa, raza și alte caracteristici, Venus nu se deosebește mult de Pământ. Venus, ca și Pământul, are atmosferă densă. Totuși, condiţiile fizice pe suprafaţa acesteia dife ră în mod radical de cele de pe Pământ. Date despre suprafaţa planetei au fost obţinute cu ajutorul staţiilor automate care au coborât pe solul venusian (fig. 8.31). Aici au fost descoperite circa 1 000 de cratere, lanţuri de munţi și văi asemănătoare cu cele de pe Pământ. Măsurările directe efectuate de staţiile „Venera” și „Mariner-2” au demonstrat că în atmosfera venusiană predomină dioxidul de carbon. Datele transmise de aceste aparate cosmice au arătat că temperatura medie la suprafaţa planetei atinge circa 460 oC, iar presiunea este de 90 atm. Tempe ra tura înaltă de la suprafaţă este rezul tatul efectului de seră provocat de dioxidul de carbon din atmosferă. Anul venusian s-a dovedit a fi egal cu circa 225 de zile terestre, iar perioada de rotaţie în jurul axei pro
Fig. 8.31. Imagine a suprafeţei planetei Venus (staţia „Venera14”, a. 1981)
Fig. 8.30. Planeta Venus
Fig. 8.29. Suprafaţa planetei Mercur
137
prii – cu aproximativ 243 de zile terestre, adică mai lungă decât cea de revoluţie. S-a constatat că rota ţia axială a planetei Venus este retrogradă, adică are loc în sens opus mișcării ei orbitale. Axa de rotaţie este aproape perpendiculară pe planul orbitei și de aceea pe planetă nu are loc succesiunea anotim pu rilor. Planeta Venus totdeauna este acoperită cu un strat gros de nori, care nu permit observarea directă a supra feţei ei prin telescopul optic. De aceea pe rioada și sensul rotaţiei axiale ale lui Venus au fost determinate prin me tode radar. Măsurările magnetometrice au arătat că Venus nu are câmp magnetic propriu. Din cauza temperaturii și presiunii extrem de înalte, viaţa sub orice formă pe planeta Venus e prea puţin probabilă. planeta marte Marte este a patra planetă de la Soare și gravitează în jurul acestuia la o distanţă de 1,52 ori mai mare decât Pământul. Planeta este de două ori mai mică în diametru și de nouă ori mai puţin masivă decât Pământul (fig. VII, planșa color, p. 162). Densitatea medie a planetei este de 3,9 · 103 kg/m3. Planul ecua to rului este încli nat cu aproape același unghi faţă de planul orbitei, ca și la Pămân t. Aceasta înseamnă că pe Marte are loc succesiunea anotimpurilor. Perioada de revoluţie în jurul Soarelui este de 1,88 de ani. Cercetările arată că Marte are un câmp magnetic propriu foarte slab. Prin telescop pe suprafaţa planetei se pot vedea regiuni luminoase de culoare portocalie-roșiatică, numite continente, regiuni întunecate sub formă de pete numite mări, precum și pete albe care se formează la poli, numite calote polare. Acestea reprezintă un condensat de CO2 cu mici cantităţi de gheaţă de H2O. Ele se formează toamna și dispar la începutul verii. Unele regiuni reprezintă albii de râuri secate, o dovadă că miliarde de ani în urmă planeta Marte a avut, probabil, o atmosferă mai densă și apă lichidă. În condiţiile existente azi, atmosfera planetei este extrem de rarefiată și de aceea prezenţa apei pe suprafaţa marţiană este imposibilă. Componentele predominante ale atmosferei sunt dioxidul de carbon și azotul. Presiunea atmosferică la suprafaţă este de 160 de ori mai joasă ca pe Pământ. Temperatura medie a suprafeţei este de circa –70 oC. Marte are doi sateliţi, Phobos și Deimos, descoperiţi în 1877. Sa teliţii au forma neregulată și se aseamănă mai mult cu doi asteroizi. Phobos are mărimea de 22–25 km (fig. 8.32), iar Deimos – de circa 13 km. Începând cu anul 1960, spre Marte au fost lansate zeci de aparate cosmice (fig. 8.33). Aceste misiuni au avut drept scop colectarea de date despre suprafața și condiţiile fizice de pe Marte (fig. VIII, planșa color,
p. 163). Rezultatele cercetă rii planetei ar putea să contribuie la elucidarea originii și a evolu ţiei Pământului. planeta Jupiter Jupiter este cea mai mare planetă din Sistemul Solar. Masa acestei pla nete gigantice este de 2 ori mai mare decât masa totală a tuturor celorlalte planete (fig. IX, planșa color, p. 163). Jupiter are perioada mică de 9h 55m 40s și deci viteză mare de rotaţie axială. Rotaţia rapidă face ca planeta să fie puternic turtită la poli. Axa de rotaţie fiind aproape perpendiculară pe planul orbi tei, pe Jupiter practic nu are loc succesiunea anotimpurilor.
Fig. 8.32. Satelitul Phobos al planetei Marte
Fig. 8.33. Aparat robotizat marţian de teren (NASA, 2003)
138
Jupiter este aproximativ de cinci ori mai departe de Soare decât Pământul, de aceea primește de 27 de ori mai puţină căldură decât planeta noastră. Temperatura pe suprafaţa aparentă a planetei este de –145 oC. Este de menţionat că Jupiter are un câmp magnetic de 50 de ori mai intens decât cel al Pământului. Jupiter este o planetă gazoasă. Densitatea medie a planetei este puţin mai mare decât densi tatea apei. Din observaţii s-a stabilit că atmosfera planetei se compune predominant din hidrogen mo lecular și heliu. În atmosferă s-au pus în evidenţă benzi roșiatice întunecate de nori, paralele cu ecuatorul, și pete de diferite dimensiuni, printre care este și renumita pată roşie, ale cărei dimensiuni depășesc diametrul Pământului. Ea pare a fi un vârtej enorm și stabil în atmosferă. În jurul lui Jupiter orbitează 62 de sateliţi cunoscuţi (2004), dintre care patru cei mai mari, numiţi și sateliţi galileeni – Io, Europa, Ganymede și Callisto, au fost descoperiţi în 1610 de Galileo Galilei (fig. X, planșa color, p. 163). Ceilalţi sateliţi sunt mult mai mici. planeta saturn Saturn este a doua planetă ca mărime în Sistemul Solar. Ea are masa de 95 de ori mai mare decât a Pământului. Densitatea medie a planetei este mai mică decât cea a apei. Datorită rotaţiei axiale rapide, Saturn este turtit la poli chiar mai puternic decât Jupiter. Ca și pe Jupiter, diverse zone ale planetei au viteze de rotaţie diferite, din care cauză perioada de rotaţie crește de la ecuator spre poli (fig. XI, planșa color, p. 163). Saturn este aproximativ de două ori mai departe de Soare decât Jupiter, de aceea temperatura la suprafaţa atmosferei este de circa –170 oC. Atmos fera este formată din hidrogen și metan, dar, spre deosebire de Jupiter, nu conţine amoniac. O particularitate caracteristică a planetei Saturn o constituie inelele sale, observate pentru prima dată de Galileo Galilei. S-a constatat că inelele se rotesc în planul ecuatorului și sunt despărţite prin intervale întunecate numite „diviziuni” (Cassini, Encke etc.). Inelele au lăţimea de zeci de mii de kilometri, iar grosimea de la 2 până la ~20 km. Acestea sunt alcătuite dintr-un număr enorm de particule solide, praf și gaze. Până în prezent, în jurul lui Saturn au fost descoperiţi 62 de sateliţi. Cel mai mare satelit este Titan, al doilea ca mărime în Sistemul Solar după satelitul Ganymede al lui Jupiter. El are diametrul mai mare decât cel al planetei Mercur. Titan este unicul satelit în Sistemul Solar care are o atmosferă foarte densă, constituită preponderent din azot și hidrocarburi (metan,
etan etc.). Date extrem de preţioase despre Titan a furnizat nava spaţială „Cassini”, lansată în 1997 cu sonda „Huygens” (pron. höihәns) la bord. În 2005, aparatul Huygens a atins suprafaţa lui Titan și a transmis primele imagini ale suprafeţei (fig. 8.34), precum și date despre temperatură, presiune, compoziţia atmos ferei. planeta uranus Planeta Uranus a fost descoperită în 1781 de astronomul englez William Herschel. Ea este la limita vizibilităţii cu ochiul liber și poate fi observată
Fig. 8.34. Suprafaţa satelitului Titan (NASA/ESA, a. 2005)
139
numai prin telescop unde apare ca un mic disc verzui (fig. XII, planșa color, p. 163). Uranus are perioada de revoluţie de 84 de ani. Masa planetei este de 14,6 ori mai mare decât masa Pământului. Ca și celelalte planete gazoase, Uranus se deosebește prin rotaţia sa rapidă în jurul axei, cu perioada de 10h49m. Planul ecuatorului este înclinat cu 98o faţă de planul eclipticei, din care cauză Uranus are sensul retrograd de rotaţie și produce impresia că se rostogolește pe orbita sa. Datele demonstrează că în compoziţia atmosferei planetei predo mină hidrogenul. Temperatura la suprafaţa vizibilă a norilor este de circa 55 K. Planeta Uranus are un sistem de inele subţiri. În jurul lui Uranus gravitează 27 de sateliţi cunoscuţi, ale căror orbite se situează în planul ecuatorului plane tei și deci sunt practic perpendicu lare pe planul orbitei sale. Cel mai mare satelit este Titania, cu diametrul aproximativ de două ori mai mic decât al Lunii. planeta neptun Planeta Neptun a fost descoperită pe cale teoretică de către Le Verrier și Adams și observată pe cer, în 1846, de astronomul german Galle. Ea poate fi văzută numai prin telescop. Masa ei este egală cu 17,2 mase terestre. Perioada de revoluţie a planetei este de aproape 165 de ani. Perioada de rotaţie axială este de 16h6m. Neptun are structura internă și atmosfera foarte asemă nătoare cu ale lui Uranus. Densitatea medie a lui Neptun este de 1,7 g/cm3.
Atmosfera lui Neptun este alcătuită din hidro gen, heliu și metan. Metanul absoarbe intens razele de culoare roșie și galbenă, de aici și culoarea albăs truie a planetei. Pe planetă a fost identificată o pată neagră (fig. XIII, planșa color, p. 163), asemănătoare cu pata roșie de pe Jupiter, care peste un timp a dispărut. Se presupune că sub învelișul atmosferic ar putea să existe gheaţă și cel mai mare ocean din Sistemul Solar. Câmpul magnetic este ceva mai intens ca al Pămân tului. Neptun are 13 sateliţi cunoscuţi. Cel mai mare dintre ei, Triton, descoperit în 1846, depășește după mărime planeta pitică Pluto. Neptun, de asemenea, are un sistem de inele de gaz și praf. În 2006 a fost adoptată o nouă clasificare a planetelor și introdusă categoria planetelor pitice. Din acestea fac parte: Pluto, Haumeea, Makemake, Eris și asteroidul Ceres (vezi tab. 2, p. 157).
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Unde trebuie căutate pe cer planetele Mercur şi Venus? 2. Cât timp şi la ce înălţime maximă pot fi observate pe cer planetele Mercur şi Venus la Chişinău? 3. Explicaţi succesiunea fazelor planetei Venus. 4. Care sunt consecinţele efectului de seră pe planeta Venus?
5. Ce reprezintă renumita „pată roşie” de pe Jupiter? 6. Descrieţi şi explicaţi ce reprezintă inelele plane tei Saturn. 7. Care este particularitatea mişcării de rotaţie a planetei Uranus? 8. Descrieţi cum a fost descoperită planeta Neptun.
e bine să mai ştiţi • În anul 1986, nava spaţială „Voya ger-2” a transmis imagini ale planetei Uranus, sate liţilor şi inelelor ei. Câmpul magnetic al lui Uranus este ceva mai slab decât al Pământului. • Aproape toate cunoştinţele noastre despre planeta Neptun se bazează pe datele furnizate de sonda spaţială „Voyager2” în 1989.
Fig. 8.35. Centura asteroizilor
Marte
PământVenus
Asteroizi troieni
Centura principală de asteroizi
Mercur
Jupiter
Unităţi astronomice
b. Corpurile mici ale sistemului solar • Asteroizii. În decursul secolului XIX au fost descoperite numeroase corpuri cerești de dimensiuni mici, denumite asteroizi sau planete minore.
În prezent se cunosc cca 18 000 de asteroizi catalogați, inclusiv peste 3 000 de asteroizi cu dimensiuni mai mari de 0,5 km. Majoritatea asteroizilor sunt concentraţi între orbitele planetelor Marte și Jupiter, formând centura principală a asteroizilor (fig. 8.35). Există și asteroizi
140
Fig. 8.38. Cometa Halley, a. 1986
ale căror orbite se extind dincolo de centura asteroizilor. De exemplu, aste roidul Icarus la periheliu este mai aproape de Soare decât Mercur. Asteroizii apar pe cer ca niște stele slabe ce se deplasează foarte lent pe bolta cerească, descriind bucle aparente, asemenea planetelor superioare. Masa totală a asteroizilor cunoscuţi este ≈ 4 · 1021 kg sau de aproximativ 20 de ori mai mică decât masa Lunii și împreună ar forma o planetă cu diametrul de numai circa 1 500 km. Asteroizii au formă neregulată (cu excepţia lui Ceres) și sunt lipsiţi de atmosferă. Forma neregulată a asteroizilor ar putea însemna că ei reprezintă fragmente rezultate în urma unor coliziuni (fig. 8.36). Asteroizilor li se atribuie nume proprii din mitologia greco-romană, dar și nume de personalităţi marcante, denumiri geografice etc. De exemplu, există asteroidul „Moldova” având magnitudinea aparentă de 16,5m, asteroizii „Transilvania”, „Danubia”, „Eminescu”, „Donici” ș.a. Astronomul Alexandru Deutsch, activând la Observato rul Pulkovo din St.-Petersburg (Rusia), a descoperit asteroidul „Reni”. • Cometele. Aceste corpuri mici ale Sistemului Solar reprezintă un amestec de gheaţă (apă și gaze îngheţate), particule de rocă și praf care din anumite cauze nu au fost înglobate în planete atunci când s-a format Sistemul Solar. Cometele devin vizibile doar atunci când se apropie de Soare. În această perioadă ele sunt active și prezintă o anumită structură cu următoarele părţi distincte: nucleul, coma, coada (fig. 8.37). Nucleul solid, relativ stabil, cu dimensiuni de la câteva sute de metri la câteva zeci de kilometri, este alcătuit preponderent din gheaţă de metan, amoniac, apă, cian, dioxid de carbon, azot, cu o mică cantitate de praf şi fragmente de rocă. Coma reprezintă un nor rarefiat în jurul nucleului, constituit din vapori de apă, dioxid de carbon şi alte gaze neutre, sublimate din nucleu. Coada de praf, de până la 10 milioane de kilometri lungime, este formată din particule de praf ejectate din nucleu.
e bine să mai ştiţi Mişcarea cometelor a fost explica tă pentru prima dată în anul 1705 de astro nomul englez Edmond Halley care a descoperit, de asemenea, co meta ce îi poartă numele, cu perioa da de 76 de ani (fig. 8.38). Ultima tre cere a co metei Halley la periheliu a avut loc în 1986, când ea a fost cercetată cu ajutorul unor aparate cosmice auto mate. Data viitoare această cometă va putea fi obser va tă în anul 2061.
Coada de plasmă (de ioni), de câteva sute de milioane de kilo metri lungime, este formată din plasmă sub formă de raze şi jeturi generate de interacţiunea cu vântul solar. Datorită presiunii luminii și vântului solar, coada cometei este orientată totdeauna în direcţie opusă Soarelui. Coada poate avea diferite
Fig. 8.36. Asteroizi
Ida
Eros
Mathilde
Caspra
Fig. 8.37. Structura cometei Coada de praf
Direcţia de mişcare a cometei
Soarele
Vântul solar
Coroana de hidrogen Coma Nucleul Coada de plasmă
Unda de şoc
141
forme în funcţie de raportul dintre forţele de gravitaţie solară, orien tate spre Soare, și forţele de presiune ale luminii și vântului solar, orientate în direcţie opusă Soarelui. Majoritatea cometelor se mișcă pe orbite eliptice extrem de întinse sau parabolice. Perioadele de revoluţie ale acestor comete în jurul Soarelui se presupune că ar atinge milioane de ani. Mai puţin numeroase sunt cometele cu orbite eliptice și perioade mai mici de 200 de ani numite scurtperiodice. Un grup numeros de comete scurtperiodice cu perioada de 3-10 ani, cunoscut sub denumirea de „familia lui Jupiter”, se depărtează de Soare în afeliu până la orbita lui Jupiter. Având în vedere masa extrem de mică a cometelor în comparaţie cu masa Pământului, ele nu pre zintă un pericol prea mare pentru planeta noastră. În anul 1910, Pământul a trecut prin coada cometei Halley. Cu toate acestea, la suprafaţa Pământului nu s-au înre gistrat urme de gaze nocive – oxid de carbon și cian, prezente în coada cometei. Altă situaţie ar crea ciocnirea Pămân tului cu nuc leul unei comete care ar provoca o explozie grandioasă și o undă de șoc distrugătoare ce ar produce mari dezastre. Se pre supune că un eveniment similar, cunoscut ca „feno me nul Tunguska”, ar fi avut loc în 1908 în Siberia Centrală, când unda de șoc, generată de explozia unui corp neidentificat, a produs „culcarea” arborilor din taiga pe o rază de 30 km. • Obiectele transneptuniene. Corpurile mici și îndepărtate care gravi tează în jurul Soarelui dincolo de orbita planetei Neptun sunt numite obiecte trans neptuniene (fig. 8.39). O parte din ele au fost desco perite abia recent. Primul corp transneptunian, pla neta pitică Pluto, a fost identificat în 1930. Începând din 1992, au fost descoperite aproape o mie de obiecte transneptuniene. Unele din acestea au nume proprii, cum ar fi Ixion, Varuna, Quaoar, Eris, Sedna ș.a. Observarea obiectelor transneptuniene a de venit posibilă datorită utilizării telescoapelor spa ţiale, precum și a celor mai performante telescoape terestre. • Centura Kuiper. În zona influenţei gravitaţionale a lui Neptun, cuprinsă între 30 și 50 UA de la Soare, se află așa-numita Centură Kuiper, formată din obiecte pe orbite aproape circulare situate aproape de planul Sistemului Solar. În prezent se cunosc circa 10 000 de obiecte, ce reprezintă corpuri înghe
e bine să mai ştiţi • Ce consecinţe ar avea impactul unei comete cu Pământul? O cometă a cărei orbită este foarte aproape de Soare ar putea ori să lovească o planetă, ori să fie aruncată în afara Sistemului Solar. Un asemenea fenomen sa produs în 1994 când nucleul cometei Shoemaker–Levy9 sa dezintegrat în zeci de fragmente care apoi sau ciocnit cu Jupiter. • Una dintre problemele care îi frământă mult pe astronomi este originea cometelor. Potrivit ipotezei emise de astronomul olandez Oort în 1950, Sistemul Solar este înconjurat de un nor sferic uriaş de nuclee cometare, cunoscut ca „norul lui Oort”. Acesta conţine miliarde de nuclee şi se întinde până la distanţe de circa 100–150 mii UA* de la Soare. * 1 UA (unitate astronomică) = 149,6 mil. km – distanţa medie Pământ–Soare.
• Conform noilor definiţii adoptate de Uniunea Astronomică Internaţională în 2006, patru dintre obiectele transneptuniene – Pluto, Haumea, Makemake şi Eris – sunt considerate planete pitice din categoria plutoizilor, deci ele nu fac parte din clasa corpurilor mici ale Sistemului Solar.
Fig. 8.39. Obiecte transneptuniene
ţate mai mari de 50 km aparţi nând Centurii Kuiper. Printre acestea sunt Varuna, având circa 500 km în diame t ru, descoperită în anul 2000, Quaoar de circa 1 250 km (a. 2002), Sedna – 1 700 km (a. 2003) ș.a.
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Pot fi observaţi asteroizii pe cer cu ochiul liber? 2. Cum se poate deosebi pe cer un asteroid de o stea? 3. Care este numărul aproximativ şi masa totală a asteroizilor cunoscuţi astăzi?
142
e bine să mai ştiţi Forma şi dimensiunile Pământului au fost stabilite cu mare precizie, prin metoda măsurărilor de grad utilizată încă în secolul III î.Hr. de către matema ticianul şi astronomul antic grec Eratostene (cca 276–194 î.Hr.). Eratostene ştia că la Siena (acum localitatea Asuan, Egipt), situată mai la sud de Alexandria pe acelaşi meridian, la amiază Soarele este în zenit şi luminează fundul celor mai adânci fântâni. În aceeaşi zi, la Alexandria distanţa zenitală a Soarelui este egală aproxi mativ cu 7,2o. Ştiind distanţa dintre Alexandria şi Siena egală cu 5 000 de stadii egiptene, el a determinat raza Pă mân tului. Lungimea stadiei egiptene nu se cunoaşte astăzi cu precizie, de aceea nu poate fi apreciată exact valoarea razei obţinute de Eratostene.
c. pământul. structura internă, hidrosfera, atmosfera şi magnetosfera pământului. luna. mareele • Pământul. Încă în Antichitate babilonienii și indie nii, observând cum dispar treptat corăbiile la orizont, își dădeau seama că Pământul este convex. Mai târziu, ideea sfericităţii Pământului a fost susţinută și de grecii antici în școlile de filosofie ale lui Pitagora și Platon. Aristotel (384–322 î.Hr.) a fundamentat teoretic această idee folosind drept dovadă eclipsele de Lună, în timpul cărora pe discul lunar se vede marginea rotundă a umbrei Pământului. Astăzi, imaginile fotografice, realizate cu aju torul sateliţilor artificiali și al navelor cosmice, arată clar că Pământul are forma aproape sferică și privit din cosmos prezintă faze asemănătoare cu cele ale Lunii. Raza ecuatorială a Pământului determi nată cu ajutorul sateliţilor artificiali este egală cu 6 378,14 km. • Structura internă. Pământul are o structură internă stratificată. El este format din crustă (scoarţă), manta și nucleu (fig. XIV, planșa color, p. 163). Crusta terestră este stratul exterior solid al Pământului. Grosimea crustei variază de la 5 km în oceane la 30–50 km în partea continentală. Tem peratura crustei crește rapid cu adâncimea, aproxi mativ cu 20 oC la kilometru. Astfel, la adâncimea de 10 km temperatura atinge 180 oC. Vârsta crustei terestre se estimează la aproximativ 4,5 miliarde de ani. Mantaua constituie 67% din masa Pământului și circa 83% din volumul său. Ea reprezintă un înveliș în jurul nucleului, de la suprafaţa exterioară a nucleului până la partea inferioară a scoarţei, cu gro simea de 2 890 km.
Mantaua superioară și crusta terestră formează învelișul superior solid al Pământului, numit litosferă. Grosimea medie a litosferei este de cca 100 km. Litosfera e fragmentată în platforme solide, numite plăci tectonice, care se deplasează indepen dent una faţă de alta. În regiunea faliilor dintre plăci se pot produce cutremure de pământ și se intensifică activitatea vulcanică. Se presupune că sursele de căldură din interiorul Pământului sunt concentrate în nucleu și determinate de dezintegrarea radioactivă a elementelor. Nucleul este constituit dintr-un aliaj de fier și nichel cu impurităţi de alte elemente. Analiza propagării undelor seismice arată că Pământul are un nucleu interior solid, încon jurat de nucleul exterior fluid. Nucleul interior are raza de 1 225 km și densitatea de 12,5 g/cm3. Nucleul exterior are grosimea de circa 2 245 km și densitatea de 1 000 kg/m3. Materia din acest strat vâscos este un bun conductor electric. • Hidrosfera. Oceanele acoperă 71% din suprafaţa Pământului și formează hidrosfera terestră. Pămân tul este unica planetă din Sistemul Solar care are hidrosferă. Ea influenţează considerabil clima de pe Pământ. • Atmosfera. Pământul are o atmosferă stratificată pe verticală (fig. 8.40). Gazele componente ale atmos ferei sunt azotul, N2 (78%), oxigenul, O2 (21%) și alte gaze în cantităţi foarte mici (dioxid de carbon, gaze inerte, hidrogen, ozon ș.a.), precum și vaporii de apă. Atmosfera terestră are un rol extrem de important pentru existenţa vieţii pe Pământ, deoarece ne pro tejează de radiaţiile cosmice distrugătoare, de vântul solar format din protoni de înaltă energie, precum și de micrometeoriţi. Studiul atmosferei terestre ne permite să înţelegem mai bine proprietăţile atmosfe relor de pe alte planete. • Câmpul magnetic şi magnetosfera Pământu lui. Conform concepţiilor actuale, câmpul magnetic terestru este generat de nucleul lichid și cel solid al Pămân tului în urma unor procese fizice complexe. Pământul, rotindu-se în jurul axei sale, antrenează în această mișcare și nucleul. Ca urmare, în nucleu ia naștere un curent electric circular care generează câmpul magnetic. Câmpul magnetic al Pământului reprezintă un dipol, a cărui axă formează un unghi de 11o cu axa
143
e bine să mai ştiţi În prezent, polaritatea câmpului magnetic terestru este opusă polarităţii geografice. Polul nord magnetic e situat la sud, aproape de Antarctida, iar polul sud – la nord, în Canada. Deci acul busolei nu indică direcţia spre nordul geografic, ci spre polul sud magnetic. Polii geomagnetici îşi schimbă lent poziţia, deplasânduse pe suprafaţa Pământului cu aproximativ 55 km pe an. Există dovezi arheologice că în trecutul îndepărtat câmpul geomagnetic şia schimbat polaritatea şi că acest fenomen ar avea un caracter periodic.
de rotaţie și nu trece prin centrul geometric de rotaţie al Pământului. Câmpul geomagnetic protejează Pământul împotriva razelor cosmice – particule încărcate electric de înaltă energie (protoni și nuclee de elemente grele) – care vin din spaţiul cosmic îndepărtat, precum și împotriva vântului solar – particule încărcate, ex pul zate de Soare în timpul erupţiilor cromosferice. Spaţiul ocupat de câmpul magnetic terestru este numit magnetosferă (fig. 8.41). Aceasta este puternic deformată în partea dinspre Soare din cauza vântului solar care o comprimă, reducând dimen siunile ei la circa 70 000 km. În partea opusă, adică nocturnă, magnetosfera este foarte alungită extin zân du-se până la orbita Lunii. Frontiera dintre magneto sferă și spaţiul cosmic este numită magnetopauză. În urma cercetării spaţiului cosmic circumterestru cu ajutorul aparatelor cosmice s-a constatat că în magnetosferă există regiuni sub formă de inele ce înconjoară Pământul și în care sunt concentrate fluxuri enorme de protoni și electroni captaţi din vântul solar. Aceste regiuni au denumirea centuri de radiaţie ale Pământului (fig. 8.41). Fluxul de particule din vântul solar care se mișcă cu viteze de 400–1 000 km/s, ajungând la Pământ, pertur bează câmpul geomagnetic, pro vocând așanumitele furtuni magnetice. Acestea dau naștere aurorelor polare și pot deregla comunica ţiile radio în regiunile polare. • Luna. Unicul satelit natural al Pămân tului, Luna, este și cel mai strălucitor corp ceresc după Soare
(fig. 8.42). Masa Lunii este de 81,3 ori mai mică decât cea a Pământului. Perioada de rotaţie a Lunii în jurul axei este de 27,3 zile fiind egală cu perioada de revoluţie a ei în jurul Pământului. Drept conse cinţă, Luna este orientată mereu cu aceeași parte spre Pământ. Luna nu are atmosferă. Lipsa atmosferei face ca temperatura pe Lună să varieze considerabil de la +130 oC ziua la –173 oC noaptea. Pământul văzut de astronauţi pe cerul Lunii este un disc cu diametrul unghiu lar aparent de 3,5 ori mai mare decât cel al Soarelui și prezintă faze la fel ca și Luna privită de pe Pământ (fig. 8.43). Privind Luna cu ochiul liber, putem observa pe suprafaţa ei regiuni mai întunecate denumite „mări” ce reprezintă depresiuni enorme cu adân cimea de
Fig. 8.40. Structura atmosferei Pamântului şi variaţia temperaturii ei în funcție de înălțime
Altitudinea, km
Temperatura oC
Aurore polare Termosfera (ionosfera)
Mezopauza
Mezosfera Stratopauza
Stratosfera
Tropopauza TroposferaEverest Stratul de ozon
Meteori
până la 3 km, acoperite cu lavă vulcanică de culoare întu necată, și regiuni mai luminoase numite „continente”.
Fig. 8.41. Magnetosfera şi centurile de radiaţie ale Pamântului: 1 – centura interioară; 2 – centura exterioară
Vântul solar
2
1
144
Pe Lună se află și lanţuri de munţi cu înălţimea de până la 6 km. Suprafaţa Lunii este acoperită cu un strat de regolit, un amestec de praf fin și granule de rocă. Luna suportă bombardările fără încetare ale corpurilor meteorice, în urma cărora s-au format cratere de impact de diverse dimensiuni și forme. Unele cratere sunt de origine vulcanică (fig. 8.44). Pe acest astru nu a fost găsită apă, însă datele furnizate de sondele selenare (lunare) arată totuși că gheaţa este prezentă pe fundul unor cratere adânci din regiunile polare unde nu ajung razele solare. Prima hartă a emisferei vizibile a Lunii cu denumirile mărilor și munţilor lunari a fost întocmită în secolul XVII de către astronomul polonez Jan Hevelius (1611–1687). Harta exactă a întregii suprafeţe selenare a putut fi întocmită abia după ce partea invizibilă a Lunii a fost fotografiată pentru prima dată în 1959 de către staţia interplanetară sovietică „Luna-3”. Structura internă a Lunii a fost pusă în evidenţă prin intermediul undelor seismice. Scoarţa Lunii are grosimea de circa 60 km pe partea vizibilă și 100 km în emisfera invizibilă de pe Pământ. Sub scoarţă se află mantaua cu grosimea de până la 1 000 km. Luna are un nucleu mic solid cu raza de câteva sute de kilometri. Luna nu are un câmp magnetic global, deși o parte din rocile de la suprafaţă prezintă urme de magnetism. Luna a fost și este studiată intens cu ajutorul staţiilor automate și al navelor spaţiale. La 20 iulie 1969 pe suprafaţa selenară au pășit primii oameni, astronauţii americani Neil Armstrong și Edwin Aldrin în cadrul misiunii „Apollo-11” (fig. 8.45). • Mareele. Forţele gravitaţionale exercitate de Lună și Soare acţionează nu numai asupra centru lui Pământului, dar și a celorlalte învelișuri compo nente ale lui, inclusiv asupra oceanelor și atmos ferei. De exemplu, aceeași masă de substanţă, aflată în centrul Pământului, este atrasă de Lună mai slab decât pe suprafaţa terestră îndreptată spre Lună. Pămân tul nu este un corp absolut solid, iar acţiunea diferită a forţelor gravitaţionale asupra diverselor puncte ale Pământului provoacă fenomenul mareelor. Ca rezultat, Pământul și îndeosebi învelișul său de apă se alungește puţin pe direcţia Pământ–Lună, formând două proeminenţe: una pe partea îndrep tată spre Lună și alta pe partea opusă (fig. 8.46).
În punctele situate pe linia Pământ–Lună nivelul apei crește atingând cote maxime. Astfel se produce fenomenul numit flux. În punctele situate la 90o faţă de direcţia Pământ–Lună, nivelul apei scade până la cote minime, produ cându-se fenomenul denumit reflux. Datorită rotaţiei diurne a Pământului, zonele de flux și reflux cuprind, pe rând, diverse regiuni ale suprafeţei terestre. Astfel, în decurs de 24h50m au loc două fluxuri și două refluxuri. Fenomenele mareice se manifestă și în scoarţa terestră care se înalţă și coboară de două ori pe zi cu câţiva decimetri. Acestea au loc și în atmosfera terestră, ele provocând variaţia presiunii atmosferice. Atracţia Soarelui generează, de asemenea, maree în învelișul de apă al Pământului, însă ele sunt de 2,2 ori mai mici decât cele provocate de Lună din cauza distanţei foarte mari de la Soare. Mareele generează așa-numita fre care mareică care frânează rotaţia Pământului și duce la creșterea duratei zilei.
Fig. 8.42. Luna
Fig. 8.43. Pamântul pe cerul Lunii (Foto „Apollo11”)
Fig. 8.44. Cratere pe Lună
Fig. 8.45. Astronaut pe Lună. Misiunea „Apollo11”
Fig. 8.46. Mareele
145
Fig. 8.47. Formarea Sistemului Solar
a)
b)
c)
d)
e)
d. noţiuni de cosmogonie. originea şi evoluţia sistemului solar Problema originii și evoluţiei corpurilor cerești constituie obiectul de studiu al unui capitol special al astronomiei numit cosmogonie. Originea și evoluţia Sistemului Solar este o problemă extrem de complicată. Ea poate fi abordată pe cale pur teoretică prin aplicarea legilor generale ale fizicii. Acest fapt este necesar pentru a pune în evidenţă condiţiile ce tre buiau să fi existat în trecut, pentru ca Soarele și planetele să treacă prin anumite faze de evoluţie și să obţină caracteristicile pe care le au în prezent. Potrivit ipotezelor cosmogonice moderne, Soarele împreună cu planetele s-au format din una și aceeași nebuloasă primară de gaz și praf în stare de rotaţie. Deși nu există încă o teorie definitivă, în prezent se conturează totuși următoarele etape principale în evoluţia timpurie a Sistemului Solar (fig. 8.47): a) Iniţial a existat un nor uriaș de materie interstelară constituit din molecule de gaz (H2, H2O, OH ș.a.) și praf în stare de rotaţie; b) În unele regiuni ale norului apar neomogenităţi care, depășind o anumită valoare critică a masei, încep să se contracte sub acţiunea forţelor de gravitaţie. În consecinţă, norul se descompune în fragmente, unul dintre care ulterior dă naștere Soarelui și Sistemului Solar; c) Peste aproximativ 10 mii-100 mii de ani de la începutul contracţiei, masa nucleului fragmentului atinge circa 0,1 din masa Soarelui actual și materia devine netransparentă. Într-un timp foarte scurt, de 10-100 de ani, nucleul central se contractă și mai mult formând o protostea – protosoarele. Ca urmare a instabilităţii de rotaţie, în jurul protosoarelui se formează discul unei nebuloase protoplanetare de gaz și praf. Peste aproximativ 100 mii de ani protosoarele atinge masa Soarelui actual, însă raza e cam de 100 de ori mai mare. La această etapă începe stadiul de contracţie gravitaţională a proto soarelui. Nebuloasa protoplanetară capătă o structură inelară și în regiunile ei periferice se declanșează procesul de formare a planetelor gigante. Discul de gaz și praf din jurul acestor planete mai târziu a dat naștere sistemelor de sateliţi; d) Etapa următoare are durata de circa 100 milioane de ani, în care continuă contracţia gravitaţională a protosoarelui. Dimensiunile lui se micșorează până aproape de cele actuale. Compo nenta de praf a nebuloasei protoplanetare se concentrează preponderent spre centrul discului protoplanetar. Particulele de praf, ciocnindu-se între ele, formează parti cule mai mari care, la rândul lor, prin agregare dau naștere unor corpuri solide. Masa corpurilor mai mari crește pe seama celor mai mici. Astfel apar corpuri masive asemănătoare cu aste roizii, numite planetezimale. Numărul lor fiind foarte mare, ele suferă ciocniri, în urma
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Explicaţi mecanismul de generare a câmpului mag netic al Pământului. 2. Ce reprezintă aurorele polare şi ce factori determină intensitatea lor? 3. Cum ar fi anotimpurile pe Terra dacă axa de rota ţie a Pămân tului ar fi perpendiculară pe planul eclip ticei?
4. Pe Pământ e văzută mereu aceeaşi emisferă a Lunii. Cum se explică acest fapt? 5. Descrieţi şi explicaţi fenomenul luminii cenuşii de pe Lună. 6. De ce pe suprafaţa Lunii temperatura la umbră e mai joasă cu zeci de grade faţă de locurile iluminate de Soare?
146
e bine să mai ştiţi În secolul XVII (a. 1644), Descartes, pentru prima dată a emis ipoteza că Sistemul Solar sa format dintrun nor de gaz şi praf. Această ipoteză a fost dezvoltată de Kant (a. 1755), care a presupus că în centrul noru lui sa format Soarele, iar la perife rie – planetele. În anul 1796, Laplace a exprimat ipote za că în procesul de formare a planetelor un rol important îl are mişcarea de rotaţie a nebuloasei primare în stare de contracţie gravi taţională şi forţa centrifugă de inerţie. Nebu loasa ia forma de disc, iar materia de la ecuatorul discului se desprinde de nebuloasă, formând în jurul ei inele asemănătoare cu cele ale planetei Saturn. Condensarea ulterioară a gazului din aceste inele duce la formarea planetelor (fig. 8.47). Cu toate că ipotezele lui Kant şi Laplace par a fi verosimile, ele însă nu pot explica faptul că 98% din momentul impulsului total al Sistemului Solar revine planetelor, iar Soarelui – doar 2%.
Fig. 8.48. Mişcarea retrogradă a planetei Marte
cărora unele se contopesc, altele se distrug dând naștere corpurilor meteorice. Câteva corpuri deosebit de mari devin nuclee ale viitoarelor planete de tip terestru; e) Pământul, a cărui vârstă se estimează la 4,5 mi liarde de ani, a atins dimensiunile sale actuale, probabil, în decursul unei perioade cuprinse între 100 mii și 100 milioane de ani.
8.4. elemente de meCaniCă CereasCă a. mişcarea aparentă a planetelor. Concepţia heliocentrică a universului • Mişcarea aparentă a planetelor pe sfera cerească se deosebește de mișcarea aparentă a stelelor și a Soa relui. Planetele ale căror orbite se află în interiorul orbitei terestre sunt numite planete inferioare (Mercur și Venus), iar planetele ale căror orbite se află în exteriorul orbitei terestre – planete superioare (celelalte planete). Mercur și Venus se mișcă pe cer în apropiere de Soare, fie la est de Soare când sunt observate seara după apusul lui, fie la vest de el când pot fi văzute dimineaţa înainte de răsăritul Soarelui. Unghiul dintre direcţiile Pământ–Soare și Pământ–planetă inferioară este numit unghi de elonga ţie sau elon gaţie. Elongaţia poate atinge valoarea maximă de 18–28o pentru Mercur și 45–48o pentru Venus. În popor, planeta Venus, cel mai stră lucitor corp ceresc după Soare și Lună, este cunos cută ca Luceafăruldedimineaţă sau -deseară. Mișcarea aparentă a unei planete de la vest la est poartă numele de mișcare directă, iar cea de la est spre vest – mișcare retrogradă. Planetele un timp sunt în miș care directă, apoi se opresc (sta ţio nează), după care își reiau deplasarea în sens opus – mișcare retrogradă, descriind pe cer niște bucle (fig. 8.48). În mișcarea lor de revoluţie în jurul Soarelui, pla netele ocupă diverse poziţii relative faţă de Pământ și Soare (fig. 8.49). În cazul când planetele inferioare sunt între Pământ și Soare, se spune că ele se află în conjuncţie inferioară cu Soarele. În această poziţie planetele se află la cea mai mică distanţă de Pământ. În cazul în care planeta inferioară, Soarele și Pământul se situează pe aceeași linie, are loc tranzitul planetei pe discul Soarelui, ea fiind observată ca un cerculeţ întunecat pe discul solar. Când planeta inferioară este dincolo de Soare, în conjuncţie superioară, ea se află la distanţa maximă de Pământ și este invizibilă. Observate de pe Pământ, planetele inferioare pre zintă faze ca și Luna, în funcţie de poziţia lor faţă de Soare. Planetele superioare, de asemenea, se pot afla în diferite poziţii relative faţă de Pământ și Soare (fig. 8.49). Dacă, de exemplu, Pământul este între planeta superioară și Soare, atunci planeta se află în opoziţie cu Soarele. Opoziţiile oferă cele mai favo rabile con di ţii pentru observaţii. În aceste perioade planetele superioare se apropie cel mai mult de Pământ. Ele trec prin culminaţia superioară aproximativ la miezul nopţii, fiind
Fig. 8.49. Poziţiile relative şi fazele planetelor
Conjuncţie Conjuncţie superioară
Elongaţie estică
Conjuncţie inferioară
Elongaţie vestică
Pământul
Planetă superioară Opoziţie
Planetă inferioară
147
vizibile pe parcursul întregii nopţi. Când planeta se află dincolo de Soare în raport cu Pământul, ea este în conjuncţie cu Soarele și nu poate fi observată. • Concepţia heliocentrică a Universului. Marele astronom al Anti chităţii Aristarh din Samos (320–~250 î.Hr.), pentru prima dată, a enunţat ideea că în centrul lumii se află Soarele, iar planetele se rotesc în jurul lui. Contemporanii săi însă nu au acceptat această ipoteză, preferând concepţiile geocentrice ale lui Aristotel. Concepţiile astronomilor antici despre Univers au fost sinte tizate, în anul ~150 d.Hr., de către astronomul grec Claudiu Ptolemeu (~87–165 d.Hr.) din Alexandria (Egipt) în tratatul său de matematică și astronomie „Megale Syntaxis” (tradus în limba arabă ca Almagest). Pe măsură ce precizia măsurărilor astronomice creștea, se constatau neconcordanţe dintre teoria lui Ptolemeu și observaţii. Marele astronom polonez Nico laus Copernic (1473–1543) a pus la îndoială consistenţa principiilor fundamentale ale sistemului geocentric ptolemeic. În lucrarea sa „De revolutionibus Orbium Coelestium”, publicată în 1543, Copernic a elaborat sistemul heliocentric al Universu lui. La baza acestui sistem au fost puse următoarele principii: 1) în centrul Universului se află Soarele; 2) Pământul sferic se rotește în jurul axei proprii; 3) Pământul, ca și celelalte planete, se mișcă în jurul Soarelui pe orbită circulară. Luna se mișcă în jurul Pământului; 4) toate mișcările reprezintă combinaţii de mișcări circulare uniforme; 5) mișcările aparente directe și retrograde ale planetelor rezultă din mișcarea Pământului. Copernic pentru prima oară a argumentat structura corectă a Sistemului Solar, calculând distanţele relative ale planetelor de la Soare și perioa dele lor de revoluţie. El a explicat corect mișcările aparente complicate, directe și retrograde, ale planetelor ca o combinaţie a două mișcări reale în jurul Soarelui a planetei și a Pământului.
e bine să mai ştiţi • Concepţia geocentrică. La baza sistemului ptolemeic al Univer sului, cunoscut ca sistemul geocentric al lumii, stau patru principii: 1) Pământul este sferic şi se află în centrul Universului; 2) Pământul este ne mişcat; 3) toate corpurile cereşti, inclu siv Soarele şi Luna, se mişcă în jurul Pă mân tului; 4) planetele se mişcă uniform pe epicicluri, ale căror centre orbitează pe deferente în jurul Pământului (fig. 8.50). Sistemul ptolemeic permitea astronomilor să explice mişcă rile aparente ale planetelor şi să precalculeze poziţiile lor cu o precizie satisfăcătoare pentru observaţiile cu ochiul liber. Fig. 8.50. Sistemul geocentric al lui Ptolemeu
• Heliocentrismul submina dominaţia religiei, care susţinea dogma privind imobilitatea şi poziţia deosebită a Pământului în centrul Universului. De aceea la începutul sec. al XVIIlea inchiziţia a declanşat o luptă necruţătoare împotriva teoriei lui Copernic şi a susţinătorilor ei. Astfel, în anul 1600 la Roma a fost ars pe rug Giordano Bruno (1548–1600), un susţinător înflăcărat al ideilor lui Nicolaus Copernic, care promova ideea existenţei mai multor civilizaţii în Univers. Un alt adept al concepţiilor lui Copernic a fost marele fizician şi astronom italian Galileo Galilei (1564–1642), primul om care în 1609 a îndreptat telescopul spre cer şi prin descoperirile sale a confirmat teoria lui Copernic. Galileo a descoperit fazele planetei Venus, munţi pe Lună şi a calculat înălţimea acestora, a descoperit patru sateliţi ai planetei Jupiter care acum îi poartă numele. Observând pete pe Soare şi deplasarea acestora, Galileo a tras concluzia că Soarele se roteşte în jurul axei sale. Privind prin telescop CaleaLactee, Galileo a stabilit că ea este constituită dintro mulţime de stele.
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. O planetă e văzută pe cer la distanţa de 110o de la Soare. Este această planetă superioară ori infe rioară? 2. Poate fi văzut Luceafărul (planeta Venus) seara în partea de est a cerului? Argumentaţi.
3. La 1 mai Jupiter sa aflat în opoziţie cu Soarele. În ce constelaţie putea fi observată planeta? 4. Ar putea avea Pământul, observat de pe Marte, o mişcare retrogradă, apoi una directă?
Renunţând la teza dogmatică despre imobilitatea Pământului, care secole de-a rândul stăpânea spi ri tele umane, Copernic a produs o revoluţie nu nu mai în astronomie, dar și în concepţia știinţifică despre lume.
148
Fig. 8.51. Legea I a lui Kepler Ra = a (1 + e) Rp = a (1 – e)
Soarele c Ra AП Rp c a Periheliu
Semiaxa mare a elipsei
Semiaxa mică a elipsei
Afeliu
Planetă
Focar
b
Fig. 8.52. Legea a IIa a lui Kepler
SП F A M2
M1
M3
M4
b. perioada siderală şi perioada sinodică de revoluţie a planetelor. Legile lui Kepler • Perioada siderală şi perioada sinodică. Perioada de revoluţie a unei planete în jurul Soarelui faţă de stele este nu mită perioadă siderală, T. Perioada siderală a Pământului este numită an sideral (T = 1 an). Intervalul de timp dintre două poziţii relative identice ale unei planete în mișcarea ei aparentă se numește perioadă sinodică, S, a planetei. Între aceste trei perioade există o relaţie simplă, numită ecuaţia mișcării sinodice care poate fi ușor dedusă. Pentru planetele inferioare ecuaţia mișcării sinodice are forma: , iar pentru cele superioare: . Direct din observări poate fi determinată numai perioada sinodică a planetelor, S, și anul sideral, T . Perioada side rală a planetelor T se calculează folosind ecuaţia mișcării sinodice respective. • Legile lui Kepler. În sistemul heliocentric al lui Copernic orbitele planetelor reprezintă aceleași cercuri considerate „curbe ideale”, ca și în sistemul geocentric al lui Ptolemeu. Studiind mișcarea planetei Marte în jurul Soarelui, astronomul german Johannes Kepler (1571– 1630) a constatat existenţa unei neconcordanţe între poziţiile calculate și cele observate ale acestei pla nete. După mai mulţi ani de muncă asiduă și calcule anevoioase, Kepler a ajuns la concluzia că orbitele planetelor nu sunt circulare, iar mișcarea lor nu este uniformă și astfel a enunţat cele trei legi fundamen tale ale mișcării planetelor care îi poartă numele. legea i: Fiecare planetă se mişcă pe o orbită eliptică, având Soarele în unul dintre focare (legea elipselor) (fig. 8.51). Forma elipsei este caracterizată de o mărime numită excentricitate, e = , unde c este distanţa de la centrul elipsei până la focarul său; a – semiaxa mare a elipsei. Excentricitatea arată cât de mult elipsa diferă de circumferinţă. În cazul când c = 0, avem e = 0 și elipsa se transformă într-un cerc cu raza a. Excentricitatea orbitei Pământului e = 0,017.
Punctul cel mai apropiat de Soare al orbitei planetei se numește periheliu, iar punctul cel mai îndepărtat de Soare se numește afeliu (fig. 8.51). Punctul cel mai apropiat de Pământ al orbitei Lunii sau al unui satelit artificial este numit perigeu, iar punctul cel mai îndepărtat – apogeu. Se poate demonstra că semiaxa mare a orbitei planetei, a, este egală cu distanţa medie a planetei de la Soare. Semiaxa mare a orbitei Pământului, adică distanţa medie de la Pământ la Soare este luată drept unitate de distanţă în astronomie, numită unitate astronomică (UA): a =1 UA = 149,6 mil. km. legea a ii-a: Raza vectoare a planetei descrie arii egale în intervale de timp egale (legea ariilor egale).
Raza vectoare este segmentul de dreaptă care pornește din centrul Soarelui (focarul orbitei) către centrul planetei. Conform legii a II-a, ariile M1SM2 și M3SM4 sunt egale (fig. 8.52). Arcele M1M2 și M3M4, parcurse de planetă în intervale de timp egale, au lungimi diferite, M1M2 > M3M4. Deci mișcarea planetei în jurul Soarelui nu este uniformă. Cu cât planeta este mai aproape de Soare, cu atât viteza ei este
149
ror pla netelor pot fi exprimate în unităţi astronomice. Dacă vom exprima perioadele de revoluţie în ani, atunci pentru Pământ a = 1 UA și T = 1 an. În acest caz perioada de revoluţie în jurul Soarelui a oricărei pla nete exprimată în ani este: T = . Legile lui Kepler au fost descoperite în baza datelor observa ţionale și deci sunt legi empirice. Pe baza legii gravitaţiei universale, New ton a precizat și a generalizat legile lui Kepler. Legea a III-a generalizată, aplicată la două sisteme formate din corp ceresc central și satelit, se scrie sub forma: . Aici M1 și M2 reprezintă masele corpurilor centrale, iar m1, T1, a1 și m2, T2, a2 sunt masa, perioada siderală și semiaxa mare a orbitei sateliţilor respectivi. Legea a III-a generalizată are o importanţă deosebită în astro nomie, deoarece permite determi narea maselor corpurilor cerești.
Verificaţi-vă cunoştinţele 1. Folosind ecuaţia mişcării sinodice, determinaţi pe rioada de revoluţie a plane tei Venus. Se ştie că perioa da sinodică a acestei planete este de 584 de zile.
2. Asteroidul Vesta are perioada de revoluţie în jurul Soarelui de 3,63 de ani. De câte ori Vesta este mai departe de Soare decât Pământul?
8.5. soarele a. structura internă şi atmosfera soarelui Caracteristici generale. În centrul Sistemului nostru planetar este situat Soarele, o stea obișnuită cu diametrul de 109 ori și masa de 333 000 de ori mai mare decât ale Pământului. Soarele se află la circa 150 mil. km de Pământ și este unica stea al cărei disc e vizibil de pe Pământ. Celelalte stele, aflându-se la distanţe enorme, apar ca puncte luminoase chiar și în cele mai mari telescoape. Soarele reprezintă o sferă de plasmă având densitatea medie de 1 410 kg/m3. Temperatura la suprafaţa aparentă vizibilă a Soarelui este de circa 6 000 K. În compoziţia Soarelui se regăsesc practic toate elementele chimice din sistemul periodic, însă predo mină hidrogenul (circa 70%), după care urmează heliul (circa 29%). Celorlalte elemente le revine circa 1%.
Soarele se rotește în jurul axei sale în același sens ca și Pământul. Deoarece Soarele nu este un corp solid, regiunile ecuatoriale ale lui au viteze de rotaţie mai mari decât cele polare. Perioada siderală de rotaţie a regiunilor ecuatoriale este de circa 25 de zile, iar în apropiere de poli atinge 30 de zile. Conform modelelor actuale de evoluţie a stelelor, Soarele are vârsta de 4,6 miliarde de ani și este la mijlocul duratei sale de viaţă. • Structura internă şi atmosfera Soarelui. Astrofi zica modernă demonstrează că sursa principală de ener gie care poate să întreţină radiaţia observată a Soare lui o constituie reacţiile termonucleare de fuziune a nucleelor de hidrogen – de transformare a hidrogenului în heliu. Ele au loc în nucleul Soarelui având raza egală cu 0,3 din raza solară. Aici presiunea atinge 2·1012 Pa, iar temperatura – circa 1,55·107 K. La asemenea temperaturi și presiuni materia este total ionizată. Reacţiile termonucleare din nucleul Soarelui sunt însoţite de degajarea unor cantităţi uriașe de energie.
mai mare. De exemplu, atunci când Pământul se află la periheliu, adică la distanţa minimă de Soare (în jurul datei de 3 ianuarie), viteza lui orbitală este maxi mă, 30,29 km/s, viteza medie fiind de 29,7 km/s. legea a iii-a: Pătratul perioadei siderale de revo luţie a planetei este proporţional cu cubul semiaxei mari a orbitei (legea armoniilor). Legea a III-a a lui Kepler stabilește legătura dintre perioadele siderale și distanţele medii ale planetelor de la Soare. Dacă notăm cu a1 și a2 semiaxele mari ale orbitelor a două planete, iar cu T1 și T2 perioadele lor siderale de revoluţie, atunci legea a III-a se scrie sub forma:
.
Legea a III-a a lui Kepler, la fel ca și celelalte două legi, se aplică nu numai la mișcarea planetelor, ci și la mișcarea sateliţilor lor naturali și artificiali. Folosind legea a III-a, semiaxele mari ale orbitelor tutu
150
Pentru a ajunge la suprafaţă, energia, degajată în urma reacţiilor de fuziune termonucleară din nucleul Soarelui, are de străbătut straturi enorme de plasmă incandescentă. În zona cuprinsă între 0,3 și 0,7 raze solare, numită zonă radiativă, energia se transmite de la strat la strat prin procese de absorbţie și radiaţie. În regiunile situate la aproximativ 0,3 raze solare de la suprafaţa Soarelui, energia este transmisă spre suprafaţă prin procese de convecţie, adică prin deplasarea straturilor de substanţă solară. Aceasta este zona convectivă care se extinde până la suprafaţa vizibilă a Soarelui. Granulaţia observată la suprafaţa Soarelui este o dovadă a proceselor de convecţie. Radiaţia solară aproape în întregime este emisă de învelișurile exterioare ale Soarelui care formează atmosfera solară: fotosfera, cromosfera și coroana solară (fig. XV, planșa color, p. 163). Fotosfera constituie învelișul gazos netransparent al atmosferei solare ce radiază practic toată energia solară cu spectru continuu care ajunge și la Pământ. În timpul observaţiilor acest strat este văzut ca supra faţa aparentă a Soarelui. Grosimea fotosferei este de aproape 200 km. Densitatea gazului în fotosferă este de mii de ori mai mică decât densitatea aerului la suprafaţa Pămân tului. Strălucirea discului solar nu e uni formă, fiind în des creș tere de la centru spre marginile lui. Fotosfera are o structură granulară, mărimea medie a granule lor fiind de aproximativ
1 000 km. Granulele sunt for ma ţiuni insta bile, cu durata de 7-10 min., după care dispar, iar în locul lor apar altele noi. Un alt tip de formaţiuni ale fotosferei sunt petele solare care, de regulă, apar în grupuri formate din perechi de pete. Diame trul unei pete solare tipice este ceva mai mare ca Pământul și există câteva săptă mâni. Partea centrală a petei, umbra, pare mai întu necată decât fotosfera străluci toare, pen tru că tempe ra tura ei e mai joasă decât a fotosferei – aproximativ 4 100 K. În jurul petelor văzute la marginea discului solar pot fi obser vate formaţiuni luminoase numite facule fotosferice. Faculele sunt mai fierbinţi cu 200–300 K faţă de regiu nile înconjurătoare și reprezintă formaţiuni relativ stabile care pot exista câteva săptămâni. Deasupra fotosferei se află un strat de 12 000– 15 000 km al atmosferei solare numit cro mosferă. Densitatea substanţei în cromosferă este mult mai mică decât în fotosferă. Strălucirea cromo sferei este de sute de ori mai slabă decât a fotosferei, de aceea ea poate fi observată doar în timpul eclipse lor totale de Soare ca o fâșie inelară strălu citoare de culoa
re roz. Cromosfera are o structură neomogenă mult mai pronunţată decât granulaţia fotosferei. Cele mai mici formaţiuni ale ei, numite spicule, se văd bine la marginea discului solar sub formă de jeturi de câteva mii de kilometri lungime. Coroana solară este partea exterioară extrem de rarefiată a atmosferei solare, care trece treptat în me diul interplanetar sub forma vântului solar care se pro pagă de la Soare. Ea poate fi observată cu ochiul liber numai în timpul eclipselor totale de Soare când apare ca o auroră sidefie în jurul discului solar. În coroană sunt observate formaţiuni active nu mite protuberanţe, ce reprezintă nori denși de plasmă. De cele mai multe ori protuberanţele au aspec tul unor structuri verticale arcuite (fig. XV, planșa color, p. 163). Coroana de plas mă a Soarelui este un generator continuu de particule încărcate (electroni și protoni) care formează vântul solar. b. activitatea solară şi relaţiile soare–pământ Numărul de pete solare în fotosfera Soarelui variază în limite foarte largi. În unii ani ele pot fi nume roase, alteori suprafaţa Soarelui este absolut curată luni la rând. La fel variază și aria acoperită cu facule. Acest fenomen de variaţie a numărului de pete solare are perioada medie de 11,1 ani, numită ciclu de acti vitate solară. Cercetările arată că de la un ciclu la altul petele își schimbă polaritatea magnetică, astfel încât ciclul complet de activitate a Soarelui constituie 22,2 ani. O altă manifestare a activităţii solare sunt erupţiile solare – explozii extrem de violente cu durata de până la două ore care se produc în cromosferă și coroa nă, într-o mică regiune dintre petele solare în dezvol tare. Fluxul de electroni și protoni generat de ase menea erupţii ajunge la Pământ în câteva zile. Fenomenele care se produc în Soare au o influenţă nemijlocită asupra Pământului. Particulele vântului solar, protonii și electronii, se mișcă cu viteze de 400– 1 000 km/s și pătrund în spaţiul circumterestru peste 1-2 zile după erupţiile solare. Ele provoacă fenomenele geofizice care se produc pe Pământ, cum ar fi aurorele polare (fig. XVI, planșa color, p. 163), furtunile geomagnetice etc. Aurorele polare sunt generate de particule încărcate ce pătrund în atmosferă în regiunile polare mișcân du-se în spirală de-a lungul liniilor de inducţie ale câmpului magnetic al Pământului. Vântul solar, generat de o erupţie solară puternică, perturbează câmpul magnetic al Pământului, fenomen cunoscut ca furtună geomagnetică care poate
151
afecta grav liniile de telecomunicaţie și radiocomunicaţie, reţelele electroenergetice terestre, funcţionarea apara telor cosmice, precum și sănătatea oamenilor. Datorită energiei solare, atmosfera, oceanele și continentele terestre se încălzesc. Există o legătură directă dintre ciclurile de activitate solară și clima pe Pământ. Energia solară, fiind cea mai ecologică, este utilizată pe scară tot mai largă în instalaţiile heliotehnice (centralele electrice solare, serele, instalaţiile de încălzire a apei și a locuinţelor etc.). Bateriile solare servesc drept surse de energie electrică la bordul sateliţilor artificiali ai Pământului și al staţiilor cosmice. O importanţă deosebită are stratul de ozon din atmosfera terestră, care se formează sub acţiunea razelor solare ca produs al reacţiilor fotochimice din stratosferă. Stratul de ozon protejează viaţa terestră de acţiunea radiaţiei ultraviolete. Căldura și lumina emise de Soare fac posibilă existenţa vieţii pe planeta n
Niciun comentariu:
Trimiteți un comentariu