Astronomia Manual Pentru Clasa XI-A 5-372-01109-2 [PDF]

Zitiervorschau

., B.. A. Vorontov-Veliaminov

ASTRONOMIA MANUAL PENTRU CLASA A XI-A Ediţia a II-a

§Tf"'t-.

Liceul

,

~-~--

"~'1''''.

-~

rom~Tl-t'r""1(,pz ~Gh. Asa~ cif

C'i~l!u

BITI L IOT.E CA

Nr

--•

LUMINA

19

CHIŞINAU 1992

1•

I. INTRODUCERE

Traducere din limba

rusă

de

Ştefan

Tiran

1. OBIECTUL ASTRONOMIEI

astronomia. Legătura astronomiei cu alte ştiin­ Astronomia l este o ştiinţă ce studiază mişcarea, structura, originea şi evoluţia corpurilor cereşti şi a sistemelor acestora. Cunoştinţele de astronomie îşi găsesc aplicaţie în satisfacerea necesităţilor practice ale omenirii. Astronomia este una dintre cele mai vechi ştiinţe, ea a luat naştere din necesităţile practice ale omului şi s-a dezvoltat o dată cu acestea. Cu mii d~ ani în urmă popoarele din Babilon, Egipt, China posedau cunoştinţe elementare de astronomie, pe care le aplicau la măsurarea timpului şi la orientarea după punctele cardinale. Şi în prezent astronomia se folos~te la determinarea orei exacte şi a coordonatelor geografice (în navigaţie, aviaţie, cosmonautică, geodezie, cartografie). Astronomia contribuie la Cercetarea şi valorificarea spaţiului cosmic, la dezvoltarea cosmonauticii şi la studierea planetei noastre din cosmos. însă toate acestea nu epuizează nici pe departe problemele abordate de ea. Pămîntul nostru este o parte a Universului. Luna şi Soarele provoacă pe Pămînt fluxuri'şi refluxuri. Radiaţia solară şi variaţiile ei exercită o influenţă asupra proceselor din atmosfera terestră şi asupra activităţii vitale a organismelor. Mecanismele influenţei diferitelor corpuri cosmice asupra Pămîntului sînt de asemenea studiate de astronomie. Cursul de astronomie încheie pregătirea fizico-matematică şi naturalist-ştiinţificăobţinută de elevi în şcoală. Astronomia modernă este strîns legată de matematică şi fizică, biologie şi chimie, geografie, geologie şi cosmonautică. Utilizînd realizările altor ştiinţe ea, la rîndul său, le îmbogăţeşte pe acestea, le stimulează dezvoltarea, punînd în faţa loi noi şi noi probleme. Studiind astronomia, trebuie să se facă deosebire între cunoş­ tinţele bazate pe date stabilite cu certitudine şi cunoştinţele întemeiate pe ipoteze ştiinţifice, care cu timpul se pot modifica. Astronomia studiază substanţa din cosmos în stări şi proporţii irealizabile în laboratoare, întregind astfel imaginea fizică a lumii, concepţiile noastre despre materie. Toate acestea sînt impor1. Ce

studiază

ţe, importanţaei.

BOpoBJJ;OB·BeJlhBMBBOB

B. A.

ACTpoHOMH~. YQe6HHK

AJUI 11 KJI. cpe,u,. mKOJlhI -

4306021300- 063 M.S.!. 1991 M752(10)-92 I.S.B•.N. 5-372-01109-2

V

©

19-e H3J];.- M.: TIpocBem,eHHe, 1991.

Hap;aTeJILCTBO .npoCBe~eHHe., 1987 © Traducere de Şt. Tiran, 1988

şi

I

1 Acest cuvînt provine de la două cuvinte greceşti: il str o n n 6 mos - lege.

3

astru, stea

tante pentru dezvoltarea natură.

concepţiei

materialist-dialectice despre

Determînînd prin calcule data viitoarelor eclipse de Soare şi de Lună, apariţiei cometelor şi explicînd din punctul. de vedere al ştiinţelor naturii apariţia şi evoluţia Pămîntului şi a altor corpuri cereşti, astronomia confirmă faptul. că cunoaşterea umană n-are hotare. . In secolul trecut uÎlUl din filozofii idealişti, încercînd să demonstreze caracterul limitat al cunoaşterii umane, afirma că oamenii, deşi au reuşit să măsoare distanţele pînă la unii aştri, ei nu vor putea niciodată să determine compoziţia chimică a stelelor. In curînd însă a fost descoperită analiza spectrală şi astronomii nu numai că au stabilit compoziţia chimică a atmosferelor stelelor, ci şi au determinat temperatura acestora. Neîntemeiate s-au dovedit a fi şi multe alte încercări de a stabili limitele cunoaşterii umane. Astfel, savanţii au apreciat mai întîi pe cale teoretică temperatura suprafeţei Lunii, apoi au măsurat-o prin radiometode de pe Pămînt cu ajutorul termoel~mentel(jr. Datele obţinute au fost confirmate ulterior de apaŢ~~le de pe staţiile automate, realizate şi trimise pe Lună de catre oameni. 2. Proporţiile Universului. Oricine ştie că Luna, satelitul natural al Pămîntului, este cel mai apropiat corp ceresc, că planeta noastră împreună cu alte planete mari şi mici intră în componenţa Sistemului Solar, că toate planetele se rotesc în jurulSoarelui. Lţl rîndul său Soarele, ca şi toate stelele vizibile pe cer, intră în componenţa sistemului nostru stelar Galaxia. Dimensiunile Galaxiei sînt atît de mari, încît chiar şi lumina ce se propagă cu viteza de 300000 km/s străbate distanţa de la un capăt al ei la celălalt în o sută de mii de ani. In Univers există o mulţime nenumărată de asemenea galaxii, însă ele sînt foarte îndepăr­ tate şi cu ochiul liber poate fi văzută doar una din ele - nebuloasa Andromeda. . Distanţele dintre galaxii, de obicei, sînt de zeci de ori mai mari de9ît ,dimensiunile lor. Pentru a avea o idee mai clară despre prOporţiile Universului, examinaţi cu atenţie figura 1. Stelele reprezintă tipul cel mai răspîndit de corpuri cereşti din Univers, iar galaxiile şi îngrămădirile acestora sînt elementele structurale de bază ale Universului. Spaţiul dintre stelele din galaxii şi acela dintre galaxii este plin cu materie foarte rarefiată sub formă de gaz, praf, particule elementare, radiaţii electromagnetice, cîmpuri gravitaţionale şi magnetice. Studiind legile mişcării, structura, originea şi evoluţia corpurilor cereşti şi ale sistemelor acestora, astronomia ne formează o imagine despre structura şi evoluţia Universului în întregime. Cu ajutorul telescoapelor şi a altor instrumente, de care dispune astrortomia contemporană, datorită realizărilor obţinute în d.iferite domenii ale ştiiIlţeişi tehnicii, se poate pătrunde în a~în­ cuI Universului şi studia natura fizică a corpurilor cereşti.

Planul or. Moşcova

Distanta ptnA la stelele cele mal apropiate

Sistemul PJmfnt - Lună

o parte din Galaxie

o parte din Sistemul Solar

Limita aproximativă c3 ~rtii observate a Universului

E

~

--o

~

II E

..JJ&.

Şf

E IlO

~ ~

II

j

8 ~

Orbita planetei Saturn

,..---' ...... /

",.

I

", \

Soarele

II

I

",

•

:

\ \

I \

I /

"1

" ............ _--" ,-

/

FI!. f. Proportiile Universului (e ,arătat ce incape intr-un pătrat, a cărui latură este de 10 ori mai lungă decit a celui precedent, iar latura ultimului pătrat - de1 05 ori. Hotarul părtii obse~vabile a Universului este reprezentat conventional, fiind indicat doar ordinul de mărime). 4

5

2.

OBSERVAŢIILE ASTRONOMICE ŞI

TELESCOAPELE

e

1. Telescoapele. Instrumentul listronomic principal este t elescopul. Menirea telescopuluieste de a concentra cît mai multă lumină venită de la obiectul cercetat şi de a mări dimensiunile unghiuIare aparente ale acestuia (la observaţii vizuale). Partea optică principală a telescopului o constituie obi e ctiv u 1, care concentrează lumina. şi formează imaginea sursei. Dacă obiectivul telescopului reprezintă o lentilă sau un sistem de lentile, telescopul este numit ref rac tor (fig. 2), iar dacă obiectivul este o oglindă concavă - ref 1 e c tor (fig. 3). Energia luminoasă concentrată de telescop depinde de dimensiunile obiectivului. Cu cît este mai mare suprafaţa acestuia, cu atît se pot observa obiecte mai slabe cu telescopul. In refractor razele, trecînd prin obiectiv, se refractă şi formează imaginea obiectului în planul focal (fig. 4, a). In reflector razele se reflectă pe oglinda conca vă, fiind apQi concentrate de asemenea în planul focal (fig. 4, b). Imagine,~'ei>biectului ceresc formată de obiectiv poate fi examinată printr-o lentilă, numită o cuI a r, sau fotografiată. La confecţionarea obiectivului pentru un telescop se face tot posibilul pentru a reduce la minim deformărileinevitabile ale imaginilor obiectelor. O lentilă simplă deformează puternic şi colorează marginile imaginii. Pentru a înlătura aceste neajunsuri, obiectivul se confecţioneazădincîteva lentile cu curbura diferită a suprafeţelor, utilizînd diferite tipuri de sticlă. Pentru ca imaginea să fie cît mai puţin deformată, suprafeţei oglinzii concave de sticlă i se dă o formă nu sferică, ci parabolică, acoperind-o apoi cu argint sa.u aluminiu. Opticianul sovietic D. D. Maksutov a elaborat un sistem optic numit telescop cu m e n i s c, care îmbină în sine avantajele refractorului şi ale reflectorului. Fig. 1. Telescopul refractor. Pe acest sistem este bazată construcţia unuia din modelele telescopului şcolar. O sticlă subţire convexă-concavă m en i s cuI - corectează deformarile produse de oglinda sferică mare. Razele reflectate de oglindă se reflectă apoi pe o suprafaţă mică argintată de pe partea interioară a meniscului şi se îndreaptă spre ocular (fig. 4, c), rolul căruia îl îndeplineşte o lentilă cu distanţa focală mică. Există şi alte sisteme telescopice. Telescopul măreşte dimensiunile unghiulare aparente ale Soarelui, Lunii, planetelor şi ale detaliilor de pe acestea, precum şi distanţele unghiulare aparen6

Fig. 3. Cel mai mare telescop reflector din liJme cu diametrul oglinzii de 6 m.

te dintre aştri, însă stelele în orice telescop se văd doar ca nişte puncte luminoase datorită depărtării enorme la care se

Fig. 4. Scheme reprezentînd mersul razelor de lumină în telescopul: a refractor ; b - reflector; c - cu menisc.

află.

Imaginea obţinută în teles~ cop este, de obicei, răsturnată, însă .acest lucru nu afectează deloc observarea obiectelor cosmice. Prin introducerea unor lentile suplimentare în ocular telescopul devine o lunetă care formează imagini drepte, însă în acest caz se pierde o parte de lumină.

Pentru efectuarea observă­ rilor rareorfse folosesc teleScoape cu măriri de peste 500 de ori, din cauza curenţilor de aer ce provoacă deformări ale imaginii. Deformarea este cu atît mai pronunţată, cu cît este mai mare puterea de mărire a telescopului. Cel mai' mare refractor are obiectivul cu un diametru de

7

"

circa 1 m. Diametrul oglinzii concave a celui mai mare reflector din lume este de 6 m. Acest telescop a fost construit în U.R.S.S. şi este instalat în munţii Caucaz. Cu ajutorul lui pot fi observate. stelele, care sînt de zeci de milioane de ori mai slabe decît cele vă­ zute cu ochiul liber. 2. Particularităţile observărilor astronomice. La' baza astronomiei se află observaţiile efectuate de pe Pămînt şi numai abia din anii 60 ai secolului nostru cele efectuate din cosmos, de pe staţiile automate şi pilotate. Jucînd acelaşi rol ca şi experienţele . în fizică şi chimie, observările în astronomie au un şir de particu-' larităţi. , Prima particularitate constă în faptul că observaţiile astronomice în majoritatea cazurilor sînt pasive faţă de obiectele studiate. Noi nu putem exercita în mod activ o influenţă asupra corpurilor cereşti, nu putem face experienţe (cu excepţia unor cazuri rare), după cum se procedează în alte ştiinţe ale naturii. Numai utilizarea aparatelor cosmice a dat posibilitate să se efectueze cercetări directe pe Lună şi pe planetele cele mai apropiate~ In afară de aceasta, multe fenomene cereşti decurg atît de lent, încît observarea lor necesită perioade enorme de timp: de exemplu, variaţia unghiului de înclinare a axei terestre faţă de planul orbitei Pămîntului devine perceptibilă doar după sute de ani. Din această cauză unele observări efectuate cu mii de ani în urmă nu şi-au pierdut importanţa pentru noi, 'deşi după criteriile actuale ele aveau o precizie foarte joasă. Particularitatea a doua. Noi urmărim poziţia corpurilor cereşti şi mişcarea acestora de pe Pămînt care se află şi el însuşi în mişcare de rotaţie în jurul axei sale şi de revoluţie în jurul Soarelui. Insă cînd descriem mişcarea corpurilor cereşti în raport cu observatorul terestru, deseori îl considerăm pe acesta nemişcat. De exemplu, vorbim de răsăritul şi apusul aştrilor, deşi se ştie că aceste fenomene au loc ca urmare' a rotaţiei Pămîntului; despre mişcarea anuală a Soarelui printre constelaţii, deşi aceasta este o consecinţă a mişcării de revoluţie a Pămîntului în jurul Soarelui. In afară de aceasta, aspectul cerului pentru observatorul terestru variază în cursul anului datorită mişcării Pămîntului. El depinde nu numai de locul de pe Pămînt, în care se află observatorul, ci şi de ora zilei şi anotimpul cînd se fac observările. De exemplu, cînd la noi e o zi de iarnă, în America de Sud e o noapte de vară şi invers. Există stele care se văd numai vara sau iarna. A treia particularitate a observaţiilor astronomice este legată de faptul că toţi aştrii se află la distanţe atît de mari de noi, încît nu putem aprecia nici din ochi, nici cu telescopul, care din ei este mai aproape şi care mai departe. Se pare că ei toţi se află la aceeaşi depărtare. Din această cauză distanţa dintre obiectele de pe cer (de exemplu, dintre stele) se. măsoară cu unghiul format de razele ce pleacă din punctul de observaţie spre obiecte (fig. 5). Această distanţă se numeşte ung h i ula r ă şi se exprimă ,în grade şi fracţiuni de grad. Se consideră că două stele se află pe cer aproape una de alta, dacă sînt apropiate direcţiile după care le vedem (vezi,. de exemplu, stelele A şi B din fig. 5). Se prea poate ca o a treia stea C. care pe cer e mai îndepărtată de A, să fie în s p aţi u mai aproape de A decît steaua B. 8

Distanţă unghiulară a astrului de la orizont h (vezi fig. 5) se numeşte înălţimea astrului deasupra orizontului. Inălţimea

aştrilor

variază

de la 0° (astrul se află la orizont) pînă la 90° (astrul se află la zenit). Poziţia astrului faţă. de punctele orizontului (punctele cardinale) se determină cu ajutorul unui al doilea unghi, 'care se numeşte azi mut şi variază în limitele de la O la 360° (se măsoară de la punctul sud în sensul mişcării acelor de ceasornic). 5 M-asurarl . ' ung h'IU 1are pe cer. Tna"' -1 . tI' . . FIg.. 1naţImea as ru UI ŞI aZI- timea astrului deasupra orizontului. mutul acestuia se măsoară cu teodolitul. un instrument optic special pentru măsurarea unghiurilor. Pentru aprecierea aproximativă a distanţelor' unghiulare pe cer ar fi bine să cunoaştem că distanţa unghiulară dintre două stele ale "căuşului" constelaţiei Ursa Mare (a şi /3, vezi fig. 7) este de circa 5°. Dimensiunile aparente ale obiectelor cereşti de asemenea se pot exprima în unităţi unghiulare. De exemplu, diametrele Soarelui şi Lunii în măsură unghiulară sînt aproximativ de 0,5°.

?' Diametrul liniar al Soarelui este aproximativ de' 400 de ori • mai mare decît diametrul Lunii. De ce diametrele lor unghiulare sînt aproape egale? Din § 12 veţi afla, cum se determină distanţele pînă la corpurile cereşti şi dimensiunile liniare ale acesto~a pe baza măsurări­ lor unghiulare. 3. Observările efectuate de elevi. Pentru a însuşi mai bine astronomia trebuie cît mai devreme să începeţi observările asupra aştrilorşi fenomenelor cereşti. In anexele VI şi VII se dau indicaţii amănunţite cu privire la efectuarea observaţiilor şi utilizarea hărţii mobile a cerului înstelat, pe care o aveţi în manual.

II. BAZELE PRACTICE ALE ASTRONOMIEl

3. CONSTELATIILE. HARTILE STELARE. COORDONATELE CEREŞTI

1. Constelaţiile. Cerul înstelat trebuie studiat în nopţile se. nine, cînd lumina Lunii nu ne împiedică se observăm stelele slabe. E splendidă priveliştea cerului nocturn împresurat cu stele sclipitoare. Se pare că numărul lor este infinit. Insă această impresie o vom avea numai pînă cînd ne vom învăţa să deosebim pe cer grupuri de stele, a căror poziţie reciprocă nu se schimbă. Astfel de grupuri numite con s tel aţi i au, fost delimitate de oameni cu mii de ani în urmă. Prin constelaţie se înţelege o regiune a cerulul cuprinsă între anumiţe hotare bine determinate. Bolta cerească este împărţită în 88 de constelaţii, care pot fi identificate după configuraţia caracteristică a stelelor componente. . Multe constelaţii şi-au păstrat denumirile din timpuri stră­ vechi. Unele denumiri sînt legate de mitologia greacă, ca de exemplu, Andromeda, Perseu, Pegas, altele -de obiecte, asemă­ nătoare cu figurile formate de stelele strălucitoare ale constelaţiilor : Săgeata, Triunghiul, Balanţa ş. a. Există constelaţii care poartă nume de vieţuitoare, de exemplu, Leul, Racul, Scorpionul. Constelaţiile se pot recunoaşte pe bolta cerească, unind cele mai strălucitoare stele ale lor prin linii drepte imaginare ca să se obţină o anumită figură, după cum este arătat în hărţile stelare (vezi harta stelară din anexa VII, precum şi fig. 6, 7, 10). Stelele strălucitoare din fiecare constelaţie sînt notate încă de demult cu literele alfabetului grecesc', c,ea mai strălucitoare stea a constelaţiei - cu litera a, apoi în ordinea descreşterii strălucirii cu literele următoare ale alfabetului: /3, y etc.; de exemplu, steaua Polară este a din constelaţia Ursa Mică. -In figurile 6 şi 7 sînt arătate poziţiile stelelor principale din Ursa Mare şi configuraţia acestei constelaţii, aşa cum era reifrezentată pe hărţile stelare vechi (modul de a găsi steaua Polară vă este cunoscut din cursul de geografie). Intr-o noapte fără lună pe bolta cerească se pot vedea cu ochiul liber circa 3000 de stele. In prezent liStronomii au determinat poziţiile exacte ale cîtorva milioane de stele, au măsurat fluxurile de energie ce vin de la ele şi au întocmit cataloage ale acestor stele. 2. Străiucirea aparentă şi culoarea stelelor. Ziua cerul pare albastru din cauză că neomogenităţile atmosferei difuzează cel mai puternic razele albastre ale Soarelui. 1

Alfabetul grecesc este dat În anexa II.

fO.

Dincolo de limitele atmosferei terestre cerul este întotdeauna negru şi.pe el pot fi văzute concomitent stelele şi Soarele. Stelele au strălucire şi culoare diferită: albă, galbenă, roşietică. Cu cît steaua e ml;li roşie, cu atît ea este mai rece. Soarele nostru face parte din categoria stelelor galbene. In antichitate arabii au atribuit stelelor strălucitoare nume proprii. Stelele alb e : Vega din constelaţia Lira, Altair din constelaţia Vulturul (sînt vizibile vara şi toamna), Sirius - cea mai strălucitoare Fig... Configuratia constelatiei Ursa stea de pe cer (e vizibilă iarna) ; Mare (după o hartă stelară veche); liniile punctate indică hotarele actuale stelele l' o Ş ii: Betelgeuze din ale constelatiei. constelaţia Orion şi Aldebaran din constelaţia Taurul (vizibile iarna), Antares din constelaţia Scorpionul (vizibile vara); steaua gal ben ă Capella din constela ţia Vizitiul (vizibilă iarna)'. Stelele cele mai strălucitoareau fost numIte încă în antichitate stele de mărimea I-a, iar cele mai slabe, abia vizibile cu ochiul liber - stele de mărimea a6-a. Această terminologie veche s-a păstrat şi în zilele noastre. Termenul "mărime' stelară" (notată cu litera m şi numită "magnitudine") nu are nici o legătură cu dimensiunile reale ale stelelor, caracterizînd doar fluxul luminos ce ajunge pe Pămînt de la o stea. S-a/convenit să se considere că la o diferenţă de o singură magnitudine' strălucirea aparentă a două stele diferă aproximativ de 2,5 ori. Deci, dacă diferenţa e de 5 magnitudini, atunci strălucirile se deosebesc exact de 100 de ori. Astfel, stelele de magnitudinea I-a sînt de 100 de ori mai strălu­ citoare decît stelele de magnitudinea a 6-a. Metodele actuale de observare dau posibilitatea de a înregistra stele pînă la magnitudinea 25. Măsurări exacte ne arată că stelele pot avea magnitudini atît fracţionare, cît şi negative, de exemplu: Aldebaran are magnitudinea m=I,06, Vega m=0,14, Sirius m=-1,58, Soarele m=-26,80. 3. Mişcarea 'diurnă aparentă a stelelor. Sfera cerească. Datorită rotaţiei Pămîntului în jurul axei, se pare că stelele se deplasează pe cer. Dacă vom sta cu faţa spre partea de sud a orizontului şi vom urmări mişcarea diurnă a stelelor la latitudinile mijlocii ale e~isferei nordice a Pămîntului, vom observa că stelele răsar în partea de est a orizontului, ating înălţimea maximă în partea de sud a orizontului şi apun în partea de vest, adică se mişca de lastînga la dreapta, în sensul rotaţiei acelor de ceasornic (fig. 8). La o cercetare mai atentă se poate observa că steaua 1

Denumirile stelelor strălucitoare sînt date În anexa IV. ff

-

./

/'

I (

j

-- ""' ,

II ':: -:

\\\

',,-::'\.' ------

\'\

'"

Polară aproape nu-şi schimbă poziţia faţă de orizont. Toate celelalte stele descriu în decursul' unei zile circumferinţe complete, avînd centrul în apropiere de steaua Polară. Ne putem convinge uşor de acest fapt, efectuînd într-o noapte fără lună următoarea experienţă. îndreptăm un aparat fotografic, pus la punct pentru "infinit", spre steaua Polară şi îl fixăm bine în această poziţie. Apăsăm pe butonul de declanşare a obturatorului, diafragma . obiectivului fiind deschisă complet, şi îl blocăm pentru o jumătate de oră sau o oră. După developare vom vedea pe imaginea obţinută în acest mod nişte arce concentrice - urme ale deplasării stelelor (fig. 9). Centrul comun al acestor arce, adică punctul care rămîne fix la mi~carea diurnă a stelelor este numit convenţional pol u 1 nor dai 1 unii i. Steaua Polară este foarte aproape de el (fig. 10). Punctul diametral opus se numeşte pol u 1 sud al Fig. 8. Datorită rotatiei diurne a cerului deplasează spre'dreapta şi în sus.

stelele din partea de .

u 'ţ

",

răsărit

,1

~

I

/ /",/

/

/'/

- T (planeta va întrece Pămîntul), vom avea 0

360 360 - -)S = T TfI) 0

(

360

o

1

1

S

T

1 TCfJ

sau - = - - - -- .

Perioada sinodică a planetei Venus este de 584 zile, iar a planetei Marte - de 780 zile.

!

Verificaţi aceste perioade, folosind datele din anexa V. EXERCIŢIUL

7

1. Perioada siderală de revoluţie a planetei Jupiter este egală cu 12 ani. La ce intervale de timp se repetă opoziţiile acestei planet€ ? 2. Perioada sinodică de revoluţie a u"-ei planete imaginare este egală cu 3 ani. Care este perioada siderală de revoluţie a planet-ei în jurul Soarelui? 3. Care ar trebui să fie perioadele siderală şi sinodică de revoluţie ale unei planet-e în cazul cînd ele ar fi egale?

11. LEGILE LUI KEPLER

Meritul descoperirii legilor mişcării planetelor îi aparţine lui Johannes Kepler (1571-1630), remarcabil savant german. Studiind mişcarea planetei Marte în jurul Soarelui, Kepler a stabilit la începutul sec. XVII trei legi ale mişcării planetelor. Legea întîia a lui Kepler. Fiecare planetă efectuează mişcarea 3'

3S

sa de revoluţie pe o elipsă, în unul din focarele căreia se află Soarele (fig. 30). Se numeşte eli p s ă (vezi fig. 30) o curbă plană închisă avînd următoarea proprietate: suma distanţelor oricărui punct al ei de ,la două puncte numite foc are este constantă. Suma acestor distanţe este egală cu lungimea axei mari DA a elipsei. Punctul O este centrul elipsei, punctele K şi S sînt focarele. In cazul dat (fig. 30) Soarele se află în focarul S, DO=AO=a este sem i a x a mar e a elipsei. Semiaxa mare reprezintă distanţa medie a planetei la Soare: a =

DS+SA 2 •

Punctul A, cel mai apropiat de Soare, al orbitei se numeşte p er i heI i u, iar punctul D, cel mai depărtat de Soare - a fel i u. Gradul de alungire a elipsei este caracterizat de e x c e n t ricit a te a sa e. Excentricitatea este egală cu raportul dintre distanţa de la focar pînă la centru (OK=OS) şi lungimea semiaxei mari a, adică e = In cazul cînd focarele coincid cu centrul (e=O), elipsa se transformă într-o circumferinţă. Orbitele planetelor sînt elipse care diferă puţin de circumferinţe, deoarece excentricităţile lor sînt mici. De exemplu, excentricitatea orbitei Pămîntului e= 0,017. Legea a doua a lui Kepler (legea ariilor). In intervale de timp egale raza vectoare a unei planete descrie arii elJ5l.le, adică ariile SAH şi SCD sînt egale (vezi fig. 30), dacă arcele AH şi CD sînt parcurse de planetă în intervale de timp egale. Insă lungimile acestor ........... '---" arce care mărginesc arii egale sînt diferite: AH>CD. Prin urmare, viteza liniară a mişcării planetei în diferite puncte ale orbitei sale este diferită. La mişcarea pe orbită viteza planetei este cu atît mai mare, cu cît ea este mai aproape de Soare. La periheliu viteza planetei este maximă, la afeliu minimă. Astfel, legea a doua a lui Kepler determină cantitativ va. .. riaţia vitezei de mişcare a plaFIg. 30. Legea anilor (legea a doua a t . 1'" lui Kepler). ne el pe e lpsa. Legea a treia a lui Kepler. Raportul dintre pătratele perioadelor siderale de revoluţie a două planete este egal cu raportul dintre cuburile semiaxelor mari ale orbitelor acestora. Dacă notăm semiaxa mare a orbitei şi perioada siderală de revoluţie a unei planete cu al, TI, iar ale celeilalte - cu a2, T 2 , atunci legea a treia a lui Kepler se va exprima prin formula:

g1 .

T~

ar

T~ = ~ 36

Această lege a lui Kepler stabileşte legătura între distanţele medii ale planetelor de la Soare şi perioadele lor siderale şi dă posibilitate să se determine distanţele relative ale pla-

netelor de la Soare, deoarece perioadele siderale ale planetelor au fost deja calculate pe baza perioadelor sinodice. Cu alte cuvinte, legea a treia ne dă posibilitate să exprimăm semiaxele mari ale tuturor orbitelor planetare prin semiaxa mare a orbitei terestre. Semiaxa mare a orbitei terestre s-a acceptat drept unitate astronomică pentru distanţe (a$ = 1 y. a). Valoarea acesteia în kilometri a fost determinată mai tîrziu, abia în sec. XVIII..

lohannes Kep/er (1571-1630), remarcabil astronom şi matematician german care a descoperit legile mişcării planetelor În jurul Soarelui. Keplera fost un adept activ al Învăţăturii lui Copernic, la confirmarea şi dezvoltarea căreia a contribuit prin lucrările sale.

EXEMPLU DE REZOLVARE A UNEI PROBLEME

P rob 1 e m ă. semiaxa mare Se

Opoziţiile

unei planete se

a orbitei planetei?

repetă

dă:

la fiecare 2 ani. Cu ce este

Rezolvare.

S==2 ani T e =l an

Semiaxa mare a orbitei se poate determina din legea a treia T2 a3 2 3 a lui Kepler - 2 = ,-- I a = ~, iar perioada siderală 2 T a '(i) T$ , 1 din relaţia dintre pepioadele siderală I$i SinOdiCă = / _.!- )

a e =lu.a.

e

a-?

Te S 1 an . 2 ani . T= -'- - - IT= = 2 am.

S

(El

T

2 ani-l an

S-T€l

a=

V

------:-"

I (l u. a,)3 (2 anW (1 an)2

R EXERCIŢIUL

egală

ă

s pun s: a

~

~ 1,59, u.

a.

1,59 u. a.

8

1. Planeta Marte este de 1,5 ori mai departe de Soare decît Pămîntul. Care este durata anului pe Marte? Se va considera că orbitele planetelor sînt circulare. 2. Determinaţi perioada de revoluţie a unui satelit artificial al Pămîntului. dacă punctul superior al orbitei satelitului se află la 5000 km de la suprafaţa Pămîn­ tului, iar punctul inferior - la 300 km. Pămîntul se va considera o sferă cu raza de 6370 km. Comparaţi mil$carea satelitului cu miIŞcarea de revoluţie a Lunii. 3. Perioada sinodică a unei planete este de 500 zile. Determinaţi semiaxa mare a orbitei planetei I$i perioada siderală de revoluţie.

37

ŞI

12. DETERMINAREA DISTANŢELOR DIMENSIUNILOR CORPURILOR DIN SISTEMUL SOLAR

mărimea bazei de observaţie. adică raza planetei noastre. 2. Dimensiunile şi forma

1. DetermInarea distanţelor. Distanţa medie a planetelor de la Soare exprimată in unităţi astronomice se poate cakula, aplicînd legea a treia a lui Kepler. Determinind distanţa medie de la Pămînt la Soare (adică valoarea alu. a.) în kilometri, se pot afIa distanţele exprimate în kilometri pînă la toate planeteie Sistemului solar. Incepînd cu anii 40 ai secolului nostru, radiotehnica a dat posibilitate să se determine distanţele pînă la corpurile cereşti prin radiolocaţie, despre care aţi aflat din cursul de fizică. Savanţii sovietici şi americani au precizat prin radiolocaţie distanţele pînă la Mercur, Venus, Marte l?Î Jupiter.

!

Pămîntului.

Amintiţi-vă cum se poate determina distanţa pînei la un obiect după

timpul de trecere a unui semnal de radiolocaţie.

O metodă clasică de determinare a distanţelor a fost şi rămîne metoda geometrică de măsurare a unghiurilor. Prin această metodă se determină şi distanţele pină la stelele îndepărtate, pentru care nu se poate aplica metoda radiolocaţiei. Metoda geometrică este bazată pe fenomenul deplasării paralactice. Se numeşte deplasare paralactică schimbarea direcţiei spre un obiect, cauzată de deplasarea observatorului (fig. 31). Priviţi un creion aşezat vertical mai întîi cu un ochi, apoi cu celălat. Veţi observa că poziţia creionului pe fondul obiectelor îndepărtate s-a schimbat, deci s-a schimbat direcţia spre el. Cu cît veţi îndepărta mai mult creionul, cu atît va fi mai mică deplasarea paralactică. tnsă cu cît punctele de observaţie sînt mai depărtate unul de altul, adică. cu cît este mai mare ba z a de observaţie, cu atît este mai mare deplasarea paralactică pentru aceeaşi depărtare pînă la obiect. In exemplul nostru drept bază a servit distanţa dintre ochi. Pentru măsurarea distanţelor pînă la corpurile din Sistemul solar e comod să se ia drept bază raza Pămîntului. Din două puncte diferite se observă concomitent poziţiile unui astru, de exemplu Fig. 31. Măsurarea distantei pînă la un ale Lunii, pe fondul stelelor înobiect inaccesibil după deplasarea lui depărtate. Distanţa dintre puncparalactică. tele de observaţie trebuie să fie cît se poate mai mare, iar segmentul ce le uneşte trebuie să formeze cu direcţia spre astru un unghi pe cît posibil mai aproape de 90 0 , pentru ca deplasarea paralactică să fie maximă. Determinînd din două puncte A şi B (fig. 32) direcţiile spre obiectul observat, se poate calcula uşor unghiul p, sub care s-ar vedea de pe acest obiect un şegment egal cu raza Pămîntu­ lui. Aşadar pentru a determina distanţele pînă la corpurile cereşti, trebuie să s'e' cunoască 38

•

În imaginile fotografice realizate din cosmos Pă­ mîntul apare ca o sft~ră iluminată de Soare şi are faze asernămi­ toare cu ale Lunii (vezi filL ,12 şi 43). Date precise despre forma şi dimensiunile Pâmîntului ne furnizeaza măsurările de grad, adică măsurările în kilometri ale lungimii unui arc de, le' în diferite locuri de pe suprafaţa mîntului. Această metodă a fost Fig. 32. Pa,alaxa orizontală a unui aplicată încă în sec. III î. e. n. de astru către învăţatul grec Eratostene. care a trăit în Egipt. In prezent această metodă se aplică în geodezie -~ ştiinţa tlespre forma Pă­ mîntuluilŞi despre măsurările.efectuate pe suprafaţa Pămîntului, ţinînd seama de curbura lui. Pe un teren neaccidentat se aleg două puncte situate pe acelaşi meridian şi se determină lung'imea arcului dintre ele în grade şi în kilometri. Apoi se calculează numărul de kilometri ce corespunde unui arc de 1 E clar că lungimea arcului de meridian dintre punctele alese, exprimată în grade, este egală cu diferenţa latitudinilor geografice ale acestor puncte: L\(P= (fi -([2. Dacă lungimea acestui arc măsurată în kilometri este egală cu l, atunci în cazul cînd Pă.­ mîntuI este de formă sferică urmi grad de arc (1 Q) îi va corespunde 0

•

':,p'

lungimea în kilometri; n = In acest caz lungimea circumferinţei meridianului terestru L, exprimată în kilometri, este L = = 360 0 n. Impărtind această lungime la 2::1, vom obţine raza Pă­ mîntului. Unul dintre cele mai lungi arce de meridian, de la Oceanul Îngheţat pînă la Marea Neagră, a fost măsurat la mijlocul sec. XIX în Rusia şi Scandinavia sub conducerea lui V. Ia. Struve (17931864), directorul observatorului din Pulcovo. Ample măsurăti geodezice s-au efectuat în U.R.S.S. după Revoluţia din Octombrie. Măsurările de grad au arătat că lungimea unui. arc de meridian de 1 0 , exprimată în kilometri, este maximă (111,7 km) în regiunile polare, iar la ecuator e minimă (110,6 km). Prin urmare, curbura suprafeţei terestre la ecuator este mai mare decît la poli, iar aceasta ne dovedeşte că Pămîntul nu este o sferă. Raza ecuatorială a Pă­ mîntului este cu 21,4 km mai lungă decît raza polară. Ca urmare a rotaţiei sale Pămîntul este turtit la poli (la fel ca şi celelalte planete). O sferă de mărime egală cu planeta noastră ar avea raza de 6370 km. Această valoare se consideră drept raza Pămîntului.

39

~

~.

~

i

t.

EXERCIŢIUL

i'

9

D

1 u. a. 8,8" :::::: 9,8 u. a. 0,9" Răspuns:

EXERCIŢIUL

3. Paralaxa. Valoarea unităţii astronomice. Unghiul, sub care se vede de pe un astru raza Pămîntului perpen'ăicularii pe raza iJP"'zuală, se numeşte paralaxă orizontală. Cu cît este mai mare distanţa pînă la astru, cu atît este mai mic unghiul p. Acest unghi este egal cu deplasarea paralactică a astrului pentru observatorii situaţi în punctele A şi B (vezi fig. 31), la fel ca şi LCAB pentru observatorii din punctele C şi B' (vezi fig. 31). LCAB se determină uşor, măsurînd unghiul DCA egal cu el. Aceste unghiuri sînt egale ca unghiuri alterne interne a două drepte paralele (DC li AB prin construcţie). Distanţa (vezi fig. 32).

1. Cu ce este egală paralaxa orizontală a planetei ,Jupiter observată de pe Pămînt la opoziţie, dacă Jupiter este de 5 ori mai departe de Soare decît Păm'intul? 2. Distanţa de la Lună la Pămînt în punctul cel mai apropiat de Pămînt al orbi.tei (la perigeu) este de 363000 km, iar în punctul cel mai îndepărtat (la apogeu) e de 405000 km. Determinaţi paralaxa orizontală a Lunil în aceste poziţil. . 4. Determinarea dimensiunilor aştrilor. In rigura 33 T este cen-

trul Pămîntului, iar M - centrul unui astru, avînd raza liniară r. Conform definiţiei paralaxei orizonta.le, raza PămîntuluiR se vede de pe astru sub unghiul p, iar raza astrului r se vede de pe Pămînt sub unghiul p. Deoarece R. r ŞI D= -;smp smrJ

RffJ

D = -;-

unde R'ffJ este raza Pămîntului. Considerînd R drept unitate, se poate exprima distanţa pînă la astru în raze terestre. Paralaxa orizontală a Lunii este egală cu 57'. Soarele şi toate celelalte planete sînt mult mai depărtate şi de aceea paralaxele lor reprezintă secunde de arc. De exemplu, paralaxa Soarelui P0 = = 8,8". Paralaxei Soarelui îi corespunde distanţa medie a Pămîn­ tului de la Soare egală aproximativ cu 150 000 000 km. Această distanţă s-a luat drept o unitate astronomică (l u. a:): In unităţi astronomice se măsoară .deseori distanţele dintre corpurile Sistemului solar. Pentru unghiuri mici sin p-;:;:;,p, dacă unghiulp este exprimatîn radiani. Dacă p este exprimat în secunde de arc, atunci se introduce factorul sin 1" = 206 265' unde 206265 este numărul de secunde de arc în 1 radian. In acest caz sin p = p sin 1" -.J 206~65'" Cunoscînd aceste relaţii, calculăm mai simplu distanţa după paralaxa dată: 1

D=

p

D::::::9,8 u. a.

10

SC=D=-.-, smp

206265"

0

P

1. Astronomii pot să determine latitudinea geografică cu precizia de 0,1". Care este eroarea maximă a măsurărilor de-a lungul meridianului ce corespunde acestei valori ? 2. Calculaţi în kilometri lungimea unei mile marine, care este egală cu lungimea unui arc de l' al ecuatorului.

1i~I

P

de aici D = D 0

Dacă unghiurile p şi p sînt mici, atunci sinusurile sînt proporţiona­ le cu unghiurile respective şi de aceea se poate scrie

r=LR. p Acest procedeu de determinare a dimensiunilor aştrilor poate fi aplicat numai atunci, cînd se vede discul astrului. Cunoscînd distanţa D pînă la astru şi măsurînd raza unghiulară p a lui, se poate calcula raza liniară a astrului r= D sin p sau r= =Dp, dacă unghiul p este exprimat în radiani. EXEMPLU DE REZOLVARE A UNEI PROBLEME

P r ab 1 e m ă. Cu ce este egâl diametrulliniar al Lunii, dacă ea se vede de la distande 400000 km sub un unghi de aproximativ 0,5 0 ?

ţa

Se

dă:

D= 400000km p = 0,5 0

d-?

RffJ'

sinp

avem r = smp -;- R.

Rezolvare. d=D p, dacă p este exprimat în radiani. Prin urmare, d = . 400 000 km· 0,5 . 3 600" = 3490 k

206265" Răspuns:

m.

d= 3490 km.

EXEMPLU DE REZOLVARE A UNEI PROBLEME

P rob 1 e m ă. La ce distanţă de Pămînt se a acestei planete este egală cu 0,9"? Se

D-?

Saturn, cînd paralaxa

orizontală

Re z 01 var e.

dă:

p'= 0,9"

află

nă

Se ştie că paralaxa Soarelui p 0 = 8,8", iar distanţa pîla el D 0 =1 u. a. - df ormu1a D = 206265"R ffJ' avem __ D = _ P0 A Pli·Cln p D0 p

40

EXEMPLUL 11 1. De cîte ori este mai mare Soarele decît Luna, dacă diametrele lor unghiulare sînt

egale, iar paralaxele orizontale sînt respectiv egale cu 8,8" şi 57' ? 2. Cu ce este egal diametrul unghiularal Soarelui văzut de pe Pluton? 3. De cîte ori primeşte mai multă energie de la Soare fiecare metru pătrat al suprafeţei planetei Mercur decît al planetei Marte? Datele necesare le veţi găsi în anexe. 41

Fig. 33. Determinarea dimensiunilor liniara aie corpurilor cereşti după dimensiunile lor ,mghiulare

4. In care puncte ale bolţii cere;ştl este văzut astrul (fig. 32) de către un observator terestru, care se află i'n punctele B şi A ? 5. Determinaţi raportul dintre diametrele unghiulare ale Soarelui văzut de pe Pă­ mint şi de pe Marte la periheliu ';li la afeliu, dacii excentricităţile orbitelor sint respectiv egale cu 0,017 şi 0,093.

TEMA 5 Măsuraţi cu raportorul LDCA (fig. 31) şi LASC (fig. 32), iar cu rigla lungimea bazelor. Calculaţi după aceste date distanţele CA şi respectiv SC şi verificaţi rezultatele obţinute prin măsurări directe pe desen. 2. Măsuraţi cu raportorul unghiurile p şi p din figura 33 şi determinaţidupă datele obţinute raportul diametrelor corpurilor reprezentate. 3. Determinaţi perioadele de revoluţie ale sateliţilor artificiali ce se mişcă pe orbitele eliptice reprezentate in figura 34, măsurînd cu rigla axele mari ale orbitelor şi considerînd raza Pămîntului egală cu 6370 km.

1.

13.

MIŞCAREA

CORPURILOR CEREŞTI SUB DE GRAVITAŢIE

ACŢIUNEA

FORŢELOR

1. Vitezele cosmice şi forma orbitelor. Bazîndu-se pe datele obprivind mişcarea Lunii şi analizînd legile mişcării planetelor, descoperite de Kepler, 1. Newton (1643-1727) a stabilit legea atracţiei universale. După cum se ştie din cursul de fizică, conform acestei legi orice două corpuri din Univers se atrag reciproc cu o forţă direct proporţională cu produsul maselor lor şi invers proporţională cU.J)ătratul distanţei dintre ele: F = G mlr;t2 servaţionale

r"

,

unde mi şi m2 sînt masele celor două corpuri, r - distanţa dintre ele, iar G este u coeficL',l de proporţionalitate, numit constantă a gravitaţiei. VfJoareB,unerieă a acestei constante depinde de unităţile în care sînt c"c,rimate forţa, masa şi distanţa. Legea 42

a tracţiei universale explică r.,,,, planetelor şi cometelor în Soarelui, mi:şcan;a satellţJ101 centrului lor comun al maselor. Newton a demonstrat că sub acţiunea atracţiei reciproce corse pot mişca unul faţă de celălah pe elipsii (în caz particular, pe circumferinţă). pe parabolă şi pe hiperbold. Newton a constatat că. forma ol'bitef pe care o descrie corpul depinde de viteza lui în punctul dat al orbitei (fig. 34). La o anumită viteză corpul descrie \) circumferinţă în jurul centrului de atracţie. Această '/iteză. este numită p r i m a v i t e z ă e o El mic ă sau viteză cir c li 1 ară, ea fiind imprimată corpurilor lansate în calitate de sateliţi artificiaH ai piimîntului pe orbite circulare. (Formula pentru calculUl primei viteze cosmice este cu.. noscută din cursul de fizIcă). Prima vitez~l cosmică in apropiere de suprafaţa Pămîntului este de ciTea 8 km/s (7,9 km/s). Dacă unui corp i se imprima o 'liteză de ',/2 mai mare decît viteza circulară, numită a d o li a vi t e z ă c \) s mic ă sau viteza par a bol i c ă (11,;~ kmjs),atunci corpul pără.s€!;'te pentru totdeauna Pămîntul şi poate deveni sa.telit al Soarelui. In acest caz mişcarea corpului în raport cu Pămintul va avea loc pe o parabolă. La o viteză iŞi mai mare în raport cu Pămintul corpul îşi va efectua zborul pe o hiperbolă. Mişeîndu-se pe parabolă sau hiperbolă, corpul face ocolul Soarelui doar o slng'ura dată, după care îl pără­ seşte pentru totdeauna. Fig, 34. Forma orbitei În functie de . Viteza medie a mişcării Pă­ viteza inijială a obiectului mîntului pe orbită este de 30 kmjs. Orbita Pămîntului este aproape o circumferinţă şi, deci, viteza mişcării Pămîntului pe orbită este aproximativ egală cu viteza circulară la distanţa Pămîntului de la Soare. Viteza parabolică la distanţa de la Soare, la care se află Pămîntul, este egală cu 301/2 km/s;:::,: ;:::,:42 km/s. Un corp de pe orbita Pămîntului, avînd o astfel de viteză în raport cu Soarele, ar părăsi pentru totdeauna Sistemul solar. 2. Perturbaţii în mişcarea planetelor. Legile lui Kepler se respectă exact numai în cazul mişcării a două corpuri izolate sub acţiunea atracţiei reciproce. în Sistemul solar sînt multe planete şi ele toate nu numai că sînt atrase de către Soare, ci şi se atrag reciproc, de aceea miş­ cările lor nu se supun întocmai legilor lui Kepler. 43

Abaterile de la mişcarea care ar avea loc în strictă conformitate cu legile lui Kepler, sînt numite perturbaţii. In Sistemul solar perturbaţiile sînt mici, deoarece atracţia fiecărei planete de către Soare este mult mai puternică decît atracţia exercitată de celelalte planete. Cele ~i mari perturbaţii în Sistemul solar sînt provocate de către planeta Jupiter, care este aproximativ de 300 ori mai masivă decît Pămîntul. Jupiter exercită o influenţă deosebit de puternică asupra mişcării asteroizilor şi cometelor, cînd aceste corpuri se apropie mult de planetă. In cazul particular, cînd direcţiile acceleraţiilor cometei, provocate de atracţia Soarelui şi a planetei Jupiter coincid, cometa poate obţine o viteză atît de mare, încît mişcîn­ du-se pe hiperbolă va părăsi pentru totdeauna Sistemul solar. Se cunosc cazuri cînd Jupiter prin atracţia sa frîna cometa, excentricitatea orbitei acesteia devenind mai mică şi ca urmare se micşora brusc perioada de revoluţie. Calculînd poziţiile aparente ale planetelor, trebuie luate în consideraţIe perturbaţiile. In prezent astfel de calcule se efectuează cu ajutorul calculatoarelor electronice de mare viteză. Lansarea corpurilor cereşti artificiale şi calculul traIectoriilor acestora se face pe baza teoriei mişcării corpurilor cereşti, în special, a teorIei per- ' turbaţiilor. ' Posibilitatea de a lansa staţii interplanetare automate pe traieCtoriile dorite calculate dinainte, de a le dirija ţinînd cont de perturbaţiile din mişcarea lor - toate acestea constituie ex~mple grăitoare ale cognoscibilităţiilegilor naturii. Cerul care după concepţiile celor credincioşi ar fi un lăcaş al zeilor a devenit, la fel ca şi Pămîntul, o arenă a activităţii umane.' Religia a căutat întotdeauna să opună cerul şi Pămîntul, declarînd cerul inaccesibil. In prezent însă printre planete se deplasează corpuri cereşti artificiale create de om, pe care el le poate dirija prin radio de la distanţe mari. • 3. Descoperirea planetei Neptun. Un exemplu elocvent al realizărilor ştiinţei şi una din dovezile cognoscibilităţiinelimitate a naturii a fost descoperirea planetei Neptun prin calcul - "pe vîrful condeiului". După planeta ·Saturn care multe secole la rînd era considerată ca fiind cea mai îndepărtată dintre planete urmează planeta Uranus descoperită la sfîrşitul sec. XVIII de W. Herschel. Plane.ta Uranus abia poate fi văzută cu ochiul liber. Către anii 40 ai sec. XIX s-a constatat prin observări efectuate cu precizie că Uranus se abate puţin de la traiectoria, pe care ar trebui s-o urmeze, ţinînd seama de perturbaţiile produse de toate planetele cunoscute pînă atunci. Astfel, teoria mişcării corpurilor cereşti, atît de riguroasă şi precisă, a fost pusă la încercare. Le Verrier (în Franţa) şi Adams (în Anglia) au exprimat ipoteza : odată ce perturbaţiile produse de planetele cunoscute nu explică abaterea observată în mişcarea lui Uranus, rezultă că asupra planetei exercită atracţie un alt corp încă necunoscut. Aproape concomitent, ei au determinat prin calcul unde trebuie să se afle dincolo de Uranus corpul necunoscut ce provoacă prin atracţia sa, aceste abateri. Ei au calculat orbita planetei necunoscute, masaJ' acesteia şi au indicat locul pe cer, în care ea urma să se afle înJ

tim:pul prestabilit. Planeta aceasta a fost observată prin telescop în 1846 în locul indicat. Ea a fost numită Neptun. Planeta Neptun nu se yede cu ochiul liber. Astfel, neconcordanţa dintre teorie şi practică care se părea că subminează autoritatea ştiinţei materialiste a condus la triumful acesteia. 4. Mareele. Datorită atracţiei reciproce dintre particule, orice corp tinde să capete forma de sferă. Anume din această cauză Soarele, planetele, sateliţii planetelor şi stelele au formă aproape sferţ­ că. Rotaţia corpurilor duce (după cum se ştie din experienţele fizice) la turtirea lor, la o comprimare de-a lungul axei de rotaţie. Din această cauză globul pămîntesc este turtit puţin la poli, iar cea mai mare turtire o au planetele Jupiter şi Saturn, care se rotesc cu o viteză mai mare. In să forma planetelor poate suferi modificări şi sub acţiunea forţelor de atracţie reciprocă. Un corp sferic (planeta) se mişcă sub acţiunea atracţiei gravitaţionale exercitată de alt corp astfel, de parcă forţa de atracţie ar fi aplicată în întregime centrului planetei. Insă diverse părţi ale planetei se află la distanţe diferite de la corpul care atrage, de aceea acceleraţia gravitaţională a acestora este şi ea diferită, fapt care duce la apariţia unor forţe ce tind să deformeze planeta. Diferenţa dintre acceleraţiile provocate de atracţia unui alt corp în.punct'ul dat şi în centrul planetei se numeşte

44

45

acceleraţie mareică.

Vom considera în calitate de exemplu sistemul Pămînt-Lună. Unul şi acelaşi element de masă în centrul Pămîntului va fi atras de Lună mai slab, decît atunci cînd se află pe suprafaţa terestră îndreptată spre Lună, şi mai puternic decît atunci cînd se află pe suprafaţă opusă. Ca rezultat Pămîntulşi, în primul rînd, învelişul de apă al Pămîntului, se alungeşte puţin de ambele părţi de-a lungul liniei ce-l uneşte cu Luna. Pentru intuitivitate Pămîntul este reprezentat în figura 35ca fiind acoperit în întregime de un ocean. In punctele situate pe linia Pămînt - Lună nivelul apei este cel mai înalt, acolo se înregist~zăfluxul. De-a lungul cercului, planul căFig. 35. Schema mareelor

lun~~~

/ ruia este perpendicular pe direcţia Pămînt-Lună şi trece prin/centruJl Pămîntului, nivelul apei este cel mai scăzut, acolo are loc refluxul. Datorită rotaţiei diurne a Pămîntului în zona fluxuluirşi refluxului se află pe rînd diverse puncte ale surpafeţei terestre. Kclar că într-o zi (în 24 ore) pot avea loc două fluxuri şi două refluxuri. Soarele provoacă şi el pe Pămînt fluxuri şi refluxuri, însă din cauza depărtării mari pînă la Soare ele sînt mai mici şi mai puţin pronunţate decît cele provocate de Lună. Mareele sînt însoţite de deplasarea unor mase enorme de apă. In prezent se fac primele încercări în vederea folosirii energiei colosale a apei pusă în mişcare de maree pe ţărmurile oceanelor şi ale mărilor deschise. Axa proeminenţelormareice trebuie să fie orientată tot timpul spre Lună. In timpul rotaţiei în jurul axei proprii Pămîntul tinde să antreneze în mişcare de rotaţie şi proeminenţa mareică. Deoarece Pămîntul se roteşte în jurul axei mult mai repede decît Luna în jurul Pămîntului, Luna atrage spre sine proeminenţa de -apă. Ca urmare, între apă şi fundul solid al oceanului ia naştere aşa-numi­ ta frecare mareică. Aceasta frînează rotaţia Pămîntului şi cu timpul ziua devine mai lungă (cîndva ziua era de numai 5-6 ore). Mareele puternice produse de Soare pe Mercur şi Venus au constituit, probabil, cauza rotaţiei actuale extrem de lente a acestor planete în jurul axei. Mareele provocate de Pămînt pe Lună au frînat în aşa măsură rotaţia acesteia încît ea este îndreptată mereu cu aceeaşi faţă spre Pămînt. Aşadar mareele constituie un factor important al evoluţiei corpurilor cereşti şi a Pămîntului. 5. Masa şi densitatea Pămîntului. Legea atracţiei universale ne permite de asemenea să determinăm una dintre cele mai importante caracteristici ale corpurilor cereşti - masa - în special masa planetei noastre. Intr-adevăr, pe baza legii atracţiei universale obţinem pentru acceleraţia căderii libere g = G M 2 . Prin urR mare, fiind cunoscute valorile acceleraţieicăderii libere,EBlfonstantei gravitaţionale şi razei Pămîntului, se poate determina masa Pă­ mîntului. 2 Substituind în formula de mai sus valorile g= 9,8 m/s , 2 2 li G =6,67 ·10- H·m /kg , R e = 6370 km, aflăm că masa Pămîn­ tului M= 6 ·10,,4 kg. Cunoscînd masa şi volumul Pămîntului, se poate calcula densi3 3 tatea medie a planetei noastre. Aceasta este egală cu 5,5 .10 kg/m • Insă densitatea Pămîntuluicreşte cu adîncimea şi, după cum arată calculele, în apropiere de centrul lui, în nucleul Pămîntului ea este de 1,1.104 kg/m;3. Creşterea densităţii cu adîncimea se datoreşte sporirii conţinutuluide elemente grele, precum şi măririi presiunii. (In cursul de geografie fizică aţi luat cunoştinţă de structura interioară a Pămîntului, studiată prin metode astronomice şi geofizice). EXERCIŢIUL

12

1. Cu ce este egală densitatea Lunii, dacă masa ei este de 81 de ori, iar raza de 4 ori mai mică decît acelea ale Pămîntului? 2. Cu ce este egală masa Pămîntului, dacă se ştie că viteza unghiulară a Lunii este de 13,2° pe zi, iar distanţa medie pînă la Lună e de 380000 km ?

46

\.

\~

,

Determinarea maselor corpurilor cereşti. Newton a demonstrat,că legea a treia a lui Kepler se exprimă mai exact prin formula

a1

TI M,+m,

TT Mz+mz

=

ar'

şi M 2 sînt masele a două corpuri cereşti oarecare, iar şi m2 masele respective ale sateliţilor acestora. Astfel, planetele se cqnsideră sateliţi ai Soarelui. Se observă că formula pre-

în care MI mi

cizată a acestei legi diferă de cea aproximativă printr-un factor, în care figurează masele. Dacă prin M i =M2 =M 0 se înţelege masa Soarelui, iar prin mi şi m2 - masele a două planete diferite,

atunci raportul

M0

+ mi diferă p~ţin de unitate, deoarece mi şi m2

M 0 +m2

sînt foarte mici în comparaţie cu masa Soarelui. In acest caz formula precisă nu diferă vădit de acea aproximativă. Legea a treia precizată a lui Kepler ne permite să determinăm masele planetelor care au sateliţi şi masa Soarelui. Pentru a determina masa Soarelui, vom compara mişcarea Lunii în jurul Pămîntului cu mişcarea Pămîntului în jurul Soarelui:

Tk --2-·

Te

M 0 +M$ M$+m(

a'iB

= --=r-., ac:

unde T ® şi a® sînt respectiv perioada de revoluţie a Pămîntului (1 an) şi semiaxa mare a orbitei terestre, T;; şi a ( - perioada de revoluţie a Lunii în jurul Pămintului şi respectiv semiaxa mare a orbitei lunare, M 0 este masa Soarelui, M(f) - masa Pămîntului, m( masa Lunii. Masa Pămîntului este infimă în comparaţie cu masa Soarelui, iar masa Lunii e mica (1: 81) în comparaţie cu masa Pămîntului. De aceea termenul al doilea din sume poate fi neglijat fără a comite o eroare mare. Rezolvînd ecuaţia în raport cu- M0 M(f) ,obţ'-lnem: M "-:'" = M$ Această formulă exprimată în mase

(

a$

)3 . ( T )2 $

a(

,

ne permite terestre. Ea

T(

să determinăm reprezintă circa

masa Soarelui 333000 mase

terestre. Pentru a compara masa Pămîntului cu masa unei alte planete, de exemplu, cu masa planetei Jupiter, e necesar ca indicele 1 din formula iniţială să se atribuie mişcării Lunii în jurul Pămîntului cu masa MI, iar indicele 2 - mişcării unui satelit oarecare în jurul planetei Jupiter cu masa M 2 • Masele planetelor care nu au sateliţi se determină după perturbaţii1e pe care acestea le provoacă prin atracţia lor în mişcarea planetei OI' vecine, precum şi în mişcarea cometelor, asteroizilor sau aparatelor cosmice. 47

EXERCIŢIUL 13

I

/ 1'\,:

I

Determinaţi masa planetei Jupiter, comparînd sistemul Jupiter şi ul/satelit al său cu sistemul Pămînt - Lună, dacă se ştie că primul satelit allul Jupiter se află la distanţa de 422000 km de planetă şi are perioada de rE\voluţie de 1,77 zile. Datele referitoare la Lună vă sînt cunoscute. 2. Calculaţi la ce distanţă de la Pămînt pe linia Pămînt - Lună se află punctele, în care forţele de atracţie exercitate de Pămînt şi Lună sînt egale, dacă se ştie că distanţa dintre Lună şi Pămînt este egală cu 60 raze terestre, iar masa Pămîntului e de 81 ori mai mare decît masa Lunii. 1.

.14. CERCETAREA RADlAŢIEI ELECTROMAGNETICE EMISE DE CORPURILE CEREŞTI. DETERMINAREA PROPRIETA ŢIWR FIZICE ŞI VITEZEI DE MIŞCARE A CORPURILOR CEREŞTI DUPA SPECTRELE LOR

1. Observatoarele astronomice. Cercetările astronomice se efectuează în institute ştiinţifice, universităţi şi observatoare.

Observatorul Pulcovo de lîngă Sanct-Peterburg (fig. 36) există din 1839 şi este renumit prin întocmirea cataloagelor stelare de foarte mare precizie. tn secolul trecut acest observator era numit capitala astronomică a lumii. Odată cu dezvoltarea ştiinţei au fost construite şi multe alte observatoare, inclusiv în republicile unionale. Printre cele mai mari trebuie menţionate: Observatorul Astrofizic Special din Caucazul de Nord, Observatorul din Crimeia (Simferopol), Observatorul de la Biuracan (în apropiere de Erevan), Abastumani (în apropiere de Borjomi), Goloseevo (în Kiev), Şemaha (în apropiere de Bacu). Printre cele mai mari institute se consideră Institutul de Astronomie "P. K. Şternberg" de pe lîngă Universitatea de Stat din Moscova şi Institutul de Astronomie teoretică al Academiei de Ştiinţe din Sanct-Peterburg. 'De obicei observatoarele sînt specializate în vederea efectuării cercetărilor astronomice într-un anumit domeniu. tn legătură cu aceasta ele sînt înzestrate cu diferite tipuri de telescoape şi alte instrumente destinate, de exemplu, pentru determinarea poziţiei exacte a stelelor pe bolta cerească, pentru studierea Soarelui sau rezolvarea altor probleme ştiinţifice. Deseori pentru a fi studiate obiectele cereşti se fotografiază cu ajutorul unor telescoape speciale. Poziţiile stelelor pe negativele obţinute se măsoară cu aparate speciale în condiţii de laborator. Negativele se păstrează la observatoare în "fototeca din plăci de sticlă". Examinînd fotografiile astronomice, se pot măsura deplasările lente ale stelelor relativ apropiate pe fondul unor stele mai îndepărtate, se pot vedea pe negative imaginile obiectelor foarte slabe şi se pot măsura fluxurile de radiaţii emise de stele, planete şi alte obiecte cosmice. Pentru a efectua măsurări de înaltă precizie a energiei fluxurilor luminoase se utilizează fotometrele fotoelectrice. tn aceste aparate lumina de la o stea, concentrată de obiectivul teh.!scopului, se îndreaptă spre stratul fotosensibil al fotomultiplicatorului, un dispozitiv electronic cu vid în care ia naştere un curent electric slab, amplificat şi înregistrat cu aparate electronice specialei Lăsînd lumina să treacă prin diverse filtre de lumină special alese, astronomii determină cantitativ şi cu mare precizie culoarea obiectului observat. 4

v.

A. Vorontov-Veliaminov

49

'rrc-··- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -

1.

\

.

,

"3.

Fig. 36.

Clădirea principală

a observatorului Pulcovo

2. Radiotelescoape. După ce a fost descoperită radiaţia radiocosmică, pentru recepţionarea ei s-au el~borat radiotelescoape de diverse tipuri. Antenele unor radiotelescoape sînt asemănătoa­ re cu reflectoarele obişnuite. Ele concentrează radioundele în focarul unei oglinzi metalice concave. Această oglindă poate avea forma unei reţele (fig. 37) de dimensiuni enorme _ de zeci de

metri în diametru. Alte radiotelescoape reprezintă nişte cadre mobile enorme, pe care sînt fixate paralel bare sau spirale metalice. Radioundele emise de un obiect excită în antenă oscilaţii electromagnetice, Fig. 37. Radiotelescop cu oglinda În c~re după am~lificare sîn~ înreformă de retea. glstrate cu ajutorul radlOaparaturii de recepţie de înaltă sensibilitate. Există radiotelescoape' for, mate dintr-un sistem de antene separate, instalate la mare distanţă unele de altele (uneori la multe sute de kilometri), cu ajutorul cărora se efectuează observări concomitente ale aceleiaşi radiosurse cosmice. Această metodă ne permite să determinăm structura radiosursei cercetate şi să măsurăm diametrul ei unghiulaI', chiar dacă acesta este mult mai mic de o secundă de arc. Concepţiile noastre privind corpurile cereşti şi sistemele acestora s-au îmbogăţit foarte mult în urma studierii undelor radio emise de ele.

Fig. 38. Schema constructiei spectrografului cu prismă.

4'

50

.

Aplicarea analizei spectrale. Cea mai importantă sursă de informaţii referitoare la majoritatea obiectelor cereşti o constituie radiaţia acestora. Datele cele mai valoroase şi variate despre corpuri se pot obţine din analiza spectrală a radiaţiei lor. Prin această metodă se poate stabili compoziţia chimică calitativă şi cantitativă a astrului, temperatura în direcţia razei vizuale şi multe altele. Analiza spectrală se bazează, după cum se ştie, pe fenomenul dispersiei luminii. Dacă îndreptăm un fascicul îngust de lumină albă pe faţa laterală a unei prisme triunghiulare, atunci razele componente, refractîndu-se în sticlă în mod diferit, vor forma pe un ecran o bandă de curcubeu, numită s p e c t l' u. Toate culo.rile din spectru sînt dispuse întotdeauna într-o anumită ordine. . După cum se ştie, lumina se propagă sub formă de unde electromagnetice. Fiecărei culori îi corespunde o anumită lungime de undă electromagnetică. Lungimea de undă a luminii descreşte de la razele roşii spre cele violete, aproximativ de la 0,7 la 0,4 f..tm. tn spectru, după razele violete urmează razele ultraviolete care nu se văd cu ochiul, dar impresionează.placa fotografică. O lungime de undă şi mai mică au razele Rontgen, Dincolo de razele roşii se află domeniul razelor infraroşii. Ele sînt invizibile, însă pot fi înregistrate cu ajutQrul receptoarelor de radiaţii infraroşii, de exemplu, pe plăci fotografice speciale. Pentru obţinerea spectrelor se utilizează aparate, numite s p e c t l' o S C o P şi s p e c t l' o g l' a f (fig. 38). Spectroscopul serveşte pentru examinarea spectrului, iar spectrograful pentru fotografierea acestuia. Fotografia unui spectru se numeşte s p e c t l' o g l' a m ă. tn prezent în astrofizică se folosesc şi aparate mai complicate pentru analiza spectrală a diferitelor tipuri de radiaţii. Există următoarele tipuri de spectre ale surselor terestre şi ale corpurilor cereşti. Spectrul continuu de forma unei benzi de curcubeu îl dau Fig. 39. Spectrul Soarelui (sus) În comparatie cu spectrul de laborator al vaporilor de fier.

51

" .d,~~."::

...........

.: ~

"Ratan-600". Unul dintre cele mai mari radiotelescoape din lume cu diametrul de 600 m.

întunecate de absorbţie, care iau naştere la trecerea radiaţiei prin atmosfera stelelor. De aceea spectrele Soarelui şi stelelor sînt spectre de absorbţie.

corpurile incandescente opace (cărbune, filamentul unei lămpi electrice) şi masele dense de gaz care ocupă un spaţiu mare. Spectrul de linii de emisie îl dau gazele rarefiate şi vaporii la o încălzire puternică. Orice gaz emite lumină de anumite lungimi de undă şi dă un spectru de linii caracteristic pentru elementul chimic respectiv. Schimbările puternice ale stării sau a condiţiilor de radiaţie ale unui gaz ca, de exemplu, încălzirea sau ionizarea lui, provoacă anumite modificări în spectrul gazului dat. Sînt întocmite tabele în care se indică liniile spectrale emise de fiecare gaz şi strălucirea fiecărei linii. De exemplu, în spectrul vaporilor de natriu sînt deosebit de strălucitoare două linii galbene. ' Spectrul de linii de absorbţie este dat de gaze şi vapori, cînd în spatele lor se găseşte o sursă puternică de lumină cu spectru continuu. Spectrul de absorbţie reprezintă un spectru continuu, întretăiat de linii întunecate care se află în locurile unde ar trebui să fie liniile strălucitoare, proprii gazului dat (fig. 39). De exemplu, cele două linii întunecate de absorbţie ale vaporilor de natriu sînt situate în porţiunea galbenă a spectrului.

!

Examinat i imaginile diferitelor spectre (vezi fig. 40). Vitezele mişcării corpurilor cereşti în raport cu Pămîntul în direcţia razei vizuale (vitezele radiale) se determină prin analiza spectrală pe baza efe c t u lui Do p pIer: dacă sursa de lumină şi observatorul se apropie unul de altul, atunci lungimile Fig. 40. Spectrele: 1 - Soarelui; 2 - hidrogenului ; 3 -heliului ; 4 (stea aibă); 5 - stelei a !iin Orion (stea roşie).

Folosind figura 40, identificaţi liniile hidrogenului în spectrele Soarelui şi ale stelei Sirius.

Studiul spectrelor ne permite să facem analiza compoziţiei chimice a gazelor care_radiază sau abaorb lumina. După intensitatea liniilor se determină numărul atomilor sau moleculelor ce radiază sau absorb energia. Cu cît este mai strălucitoare linia elementului respectiv în spectrul de emisie sau absorbţie, cu atît e mai mare numărul de atomi (molecule) în calea razei de lumină. Soarele şi stelele sînt înconjurate de atmsfere gazoase. Spe. ctrul continuu al suprafeţei lor vizibile este întretăiat de linii 52

.~

S3

stelei Sirius

de undă ce determină poziţiile liniilor spectrale se micşorează, iar dacă se depărtează reciproc, lungimile de undă se măresc. Această dependenţă se exprimă prin formula: 1.=

(1

V)

CI'

în care veste viteza radialii a mişcării relative, ţinînd seama de semnul ei (minus în cazul apropierii), -- lungimea de undii emisă de sursa imobila, Î. --- lungimea de undă in cazul cînd sursa se mişcă, iar c - viteza luminii. Cu alte cuvinte, cînd observatorul şi sursa de lumină se apropie, liniile spectrului se deplasează spre partea violetă, iar cînd se depărtează - spre partea roşiE' a spectrului. Obţinînd spectrograma unui astru, deasupra ei şi sub ea se imprimă spectrele de comparaţie de la o sursă terestră de radiaţie (fig. 41). Spectrul de comparaţie este pentru noi imobil şi de aceea în raport cu el se poate determina deplasarea liniilor spectn;'le din spectrograma stelei. Deplasările liniilor, chiar şi acelea care se datoresc unor viteze mari ale corpurilor cereşti (de obicei, de zeci şi sute de kilometri pe secundă), sint atit de mici (sutimi sau zecimi de milimetri), încît ele nu se pot măsura pe speetrogramă decît la microscop. Pentru a stabili variaţia lungimii de undă, căreia îi corespunde deplasarea măsurată. trebuie să cunoaştem scara spectrului, adică să cunoaştem cu cit variază lungimea de undă la deplasarea de-a lungul spectrului cu 1 mm. Substituind in formulă, valorile mărimilor Î., 1'0 şi c=300000 km/s, se determină viteza radială v a mişcării astrului. După spectru se poate determina şi temperatura unui obiect luminos. Cînd un corp este încălzit pînă la roşu, cea mai strălu­ citoare porţiune în spectrul lui continuu este cea roşie. La încăl­ zirea de mai departe a corpului cea mai strălucitoare porţiune a spectrului se deplasează spre partea galbenă a spectrului, apoi spre cea verde etc. Acest fenomen este descris de legea Q.e-

Fig. 41. Deplasarea liniei Hy În spectru! unei stele

partea interioară, 2 -

partea

polare particulele, mişcîndu-se de-a lungul liniilor de inducţie ale cîmpului magnetic care acolo sînt aproape perpendiculare pe suprafaţa terestră, pătrund în atmpsferă. Aceste particule bombardează moleculele de ,aer, le ionizează şi provoacă o luminescenţă asemănătoare cu acea produsă de fluxul de electroni într-un tub cu vid. M. V. Lomonosov a fost primul care a presupus că aurorele polare sînt de natură electrică. Nuanţele de culori ale aurorei polare sînt cauzate de luminescenţa diferitelo~ gaze din atmosferă.

Aşadar am clarificat că Pămînt şi în atmosfera lui

pe au loc diverse procese, multe dintre ele fiind legate de Soare care se află la 150 mln. kmdepărtare de noi, adică Pămîntul • în cosmos nu este izolat. Fig. 45. Aurora polară. 4. Realizările U.R.S.S. şi colaborarea internaţională în explorarea spaţiului cosmic. Succesele mari realizate· în studiul planetelor şi altor corpuri ale Sistemului solar au contribuit la întărirea legăturii dintre astronomie şi astfel de ştiinţe ale Pămîntului cum sînt geofizica şi geologia. Savanţii ce lucrează în aceste domenii şi studiază rezultatele cercetărilor topografice, radiofizice efectuate asupra planetelor Mercur; Venus, Marte, asupra Lunii şi altor sateliţi aplică metoda geologiei comparative. Aceasta ne permite să cunoaştem evoluţia planetei noastre în trecutul îndepărtat, legităţile formării zăcămintelor de minerale utile, să, . înfăptuim cu mai mult succes explorarea acestora pe Pămînt. Tehnica cosmică îşi găseşte aplicaţii şi în cele mai diverse ramuri ale ştiinţei, tehnicii şi economiei naţionale. Pentru realizarea legăturii radiotelefonice neîntrerupte cu regiunile îndepăr­ tate şi greu accesibile, pentru transmiterea de informaţii cu ajutorul televiziunii se utilizează satelitii pentru comunicaţii de tipul "Molnia", "Ecran" şi "Gorizont". Unii dintre aceştia sînt lansaţi pe orbite staţionare şi asigură în localităţile mici recepţionarea emisiun.ilor de televiziune cu ajutorul antenelor de recepţie colectivă.

:>

In ultimele decenii a fost creat un sistem meteorologic cosmic, avantajul principal al căruia este operativitatea şi caracterul global al informaţiilor obţinute. Sateliţii meteorologici de tipul "Meteor" dau posibilitate să se studieze în mod detaliat distribuţia învelişlÎ1ui de nori al planetei noastre, să se determine cu siguranţă starea şi direcţia mişcării cicloanelor şi fronturilor atmosfe-

=====> ===> ===> 60

61

rice, să se oceane.

urmărească starea învelişului

de

gheaţă

de pe

mări şi

Informaţiile obţinute din cosmos asigură stabilirea unui c-bntrol permanent al stării pădurilor şi semănăturilor de culturi agricole. Aceste informaţii permit să se determine eficienţa, terenurilor agricole, să se descopere din timp focarele de îmbolnă­ vire a plantelor, să se facă prognoze privind recoltele diferitelor culturi la scara întregii ţări. La bordul complexelor orbitale pilotate "S,oiuz-Saliut" se efectuează diverse experimente tehnologice cu scopul de a studia influenţa imponderabilităţii şi altor condiţii neobişnuite ale zborului cosmic asupra diferitelor procese şi de a obţine în aceste condiţii substanţe şi materiale cu însuşirile prestabilite. Cosmonauţii efectuează observări de astrofizică, geofizică, meteorologie, întreprind ieşiri din cabină în spaţiul cosmic, pun la încercare noi aparate şi echipamente, necesare pentru dezvoltarea continuă a cosmonauticii. . Politica externă de pace a U.R.S.S. îşi găseşte o expresie grăi­ toare în acest domeniu al progresului tehnico-ştiinţific. în componenţa echipajelor orbitale au lucrat cosmonauţi-cercetători din mai multe ţări ale lumii. Savanţii din multe state au participat la elaborarea aparaturii ştiinţifice instalate la bordul staţiilor automate şi pilotate, la studierea mostrelor de sol lunar aduse pe Pămînt. Datele obţinute în cadrul zborurilor cosmice sînt prelucrate şi de specialiştii din ţările socialiste, fiind utilizate de ei în cercetă~ile ştiinţifice şi în economia naţională. Popoarele se pronunţă activ împotriva politicii privind "războiul stelelor", pentru o largă colaborare internaţională în vederea utilizării spaţiului cosmic '"" numai în scopuri paşnice. Aplicarea tehnicii cosmice îneconomia naţională se soldează cu un considerabil efect economic şi asigură posibilitatea realizării diferitelor lucrări care ar fi greu sau chiarimposibil de a le îndeplini prin alte metode. Rolul cosmonauticii în viaţa omenirii şi contribuţiile ei ~resul tehnico-ştiinţificsînt în continuă creştere. .-1

~

'dată

de profesor, pregătiţi un comunicat despre:

17. LUNA -

SATELITUL NATURAL AL PAMINTULUI

1. Condiţiilefizice pe Lună. Luna este corpul ceresc cel mai apropiat de Pămînt şi cel mai bine studiat. Planetele cele mai apropiate de noi sînt aproximativ de 100 ori mai departe. Luna are diametrul de 4 ori mai mic decît al Pămîntului, iar masa de 81 de ori mai mică. Densitatea medie a Lunii este de 3,3'103 kg/m 3 , adică e mai mică decît a Pămîntului. Nucleul Lunii nu este, probabil, atît de dens ca acel al Pămîntului. Pe Lună nu există atmosferă care ar atenua radiaţia solară intensă şi ar proteja suprafaţa ei contra razelor cosmice şi curenţilor de micrometeori. Acolo nu sînt nici nori, nici apă, nici ceaţă, nici curcubee, nici zori de zi. Umbrele sînt negre şi bine conturate. Absenţa vaporilor de apă şi a atmosferei a fost con· firmată prin măsurări directe pe suprafaţa Lunii. Cerul pe Lună ar fi negru chiar şi ziua ca în spaţiul cosmic, însă învelişul rarefiat de praf ce înconjoară Luna difuzează puţin lumina solară. Fiind bombardată necontenit de meteoriţi, suprafaţa Lunii este sfărîmiţată de aceştea în bucăţi mici de rocă şi particule de praf. în condiţii de vid aceste particule de praf în urma coeziunii moleculare se lipesc formînd un strat poros cu aspect de zgură. Din cauza acestei structuri stratul superficial are o conductibilitate termică scăzută. Ca urmare, chiar şi lao adîncime nu prea mare temperatura se menţine constantă, deşi la suprafaţă ea suferă variaţii considerabile. Variaţiile enorme de temperatură la suprafaţa Lunii în cursul zilei şi nopţii se explică nu numai prin lipsa atmosferei, ci şi prin durata lungă a zilelor şi nopţilor lunare', care este egală cu două săptămîni terestre. în punctul de pe suprafaţa Lunii, unde Soarele se află la zenit, temperatura este de 120°C, iar în punctul opus de pe emisfera neiluminată este egală cu -170°C. Iată în ce limite variază temperatura în decursul unei zile lunare!

+

Ce observaţii pe care le poate efectua oricine, demonstrează că pe Lună are loc succesiunea zilelor şi nopţilor ? 2. Relieful. încă pe vremea lui Galilei s-a început întocmi- Fig. 46. Circul Alfons În care s-a obserdegajarea de gaze vulcanice (imagirea de hărţi ale emisferei vizi- vat nea a fost realizată _de pe o statie bile a Lunii. Petele întunecate automată În apropiere de Lună). de pe\suprafaţa Lunii au fost numite'-"m ă r i". Acestea sînt nişte depresiuni, în care nu este nici o picătură de apă. Fundul acestor depresiuni este Întunecat şi relativ neted. Cea mai mare parte din suprafaţa Lunii revine regiunilor deluroase de culoare mai deschisă, numite "continente", Pe Lună sînt şi cîteva 1 anţ uri d e m u n ţi care au aceleaşi denumiri ca şi munţii de pe Pămînt: Alpi, Caucaz etc. Înălţimea munţilor atinge 9 km. Însă principala formă de relief o constituie

?

63

Nord

Nord

O·

Sud

Fig. 47. Hartă schematică a celor mai mari detalii de pe emisfera Lunii Îndreptată spre Pămînt

c r a t ere 1 e. Valurile lor circulare cu înălţimea de pînă la cîţiva kilometri împrejmuiesc depresiuni vaste de pînă la 500 km în diametru, cum sînt, de exemplu, craterele Clavius" şi Schickard. Toate craterele mari poartă numele unor savanţi. Astfel, pe Lună există craterele Tiho, Copernic ş. a. în faza de lună plină în emisfera australă, într-un binoclu puternic, se poate vedea desluşit craterul Tiho de forma unui inel strălucitor cu diametrul de 60 km, de la care pleacă radial nişte raze luminoase. Lungimea acestora este comparabilă cu raza Lunii. Aceste raze străbat-multe alte cratere şi depresiuni întunecate. S-a clarificat că razele sînt formate din numeroase cratere mărun­ te avînd pereţii luminoşi. Relieful lunar e bine să fie studiat atunci, cînd locul respectiv se află în apropierea te r m i n a tor u 1 u i, adică a hotarului între zi şi noapte de pe suprafaţa Lunii. tn acest caz neregularită­ ţile iluminate lateral de către Soare lasă umbre lungi şi se observă 64

Fig. 48. Hartă schematică reprezentînd emisfera Lunii invizibilă de pe Pămînt

uşor. Este foarte interesant să urmărim la telescop timp de o oră apariţia unor puncte luminoase pe partea obscură în apropiere de

terminator care sînt crestele valurilor circulare ale craterelor lunare. Din întuneric apare treptat o potcoavă luminoasă - o parte din valul craterului, fundul acestuia rămînînd încă în beznă, apoi apare în sfîrşit craterul în întregime. Totodată se vede bine că cu cît craterele sînt mai mici, cu atît ele sînt mai numeroase. Deseori ele sînt aş~ate în şiruri şi chiar se suprapun.Craterele cele mai noi s-au format pe valurile craterelor mai vechLIn centrul craterului se vede deseori.un munte mic (fig. 46), care în realitate este un grup de munţi Pereţii craterelor coboară abrupt în terase spre interior. Fundul craterelor se află la un nivel mai josdecît terenuri\ le din jur. suprafaţă a Lunii este presărată de cratere mici Intreaga adîncituri cu marginile în Acestea sînt rezultatul viturilor produse de mici meteoriţi. _ . . .

pantă lină.

5 V. A. Vorontov.Veliaminov

65

"i ~, il\

ld{ \\, . . 'N l\ N. \'

După cum se ştie, (eră a Lunii (fig. 47).

de pe Pămînt se vede numai o singură emisIn anul 1959 o staţie cosmică, trecînd în zbor în apropierea Lunii, a fotografiat pentru prima oară emisfera ei invizibilă de pe Pămînt. Aceasta nu se deosebeşte principial de cea vizibilă, însă pe ea sînt mai puţine depresiuni "marine" (fig. 48). In prezent s-au întocmit hărţi amănunţite ale acestei emisfere pe baza numeroaselor fotografii ale Lunii, realizate de la mică distanţă de staţiile automate la~sate spre Lună. Aparatele cosmice au coborît în repetate rînduri şi pe suprafaţa Lunii. In 1969 pe suprafaţa Lunii a debarcat pentru prima oară un aparat cosmic cu doi astronauţi americani. Pînă în prezent pe Lună au fost şase,ex­ pediţii ale astronauţilor din S.U.A., care s-au reîntors cu bine pe Pămînt. Astronauţii au păşit pe suprafaţa Lunii şi chiar s-au deplasat cu ajutorul unui autovehicul special, au instalat pe ea diverse aparte, în special, seismografe pentru înregistrarea "cutremurelor de Lună", au colectat mostre de sol lunar. Savanţii au . obţinut probe de roci lunare din diferite locuri cu ajutorul aparatelor automate, care la comanda de pe Pămînt colectau probe de sol lunar şi se reîntorceau apoi cu ele pe Pămînt. Analiza chimică a mostrelor de substanţălunară a arătat că rocile selenare nu sînt atît de variate ca acelea terestre, ele fiind asemănătoare după compoziţie cu bazalturile. Pe Lună au fost trimise şi laboratoare automate sovietice cu autopropulsie, numite lunohod (luna mobil), care au efectuat multe măsurări ştiinţificeşi analize ale solului, parcurgînd pe suprafaţa Lunii distanţe de cîteva zeci de kilometri. Chiar şi acele locuri de pe suprafaţa Lunii care par a fi netede de pe Pămînt sînt acoperite din abundenţă cu gropi şi presărate cu pietre de diferite dimensiuni. Lunohodul dirijat de pe Pămînt prin radio se deplasa "pas cu pas" ţinînd seama de configuraţia terenului, al cărui imagine era transmisă prin intermediul televiziunii pe Pămînt. Aceasta este o mare realizare a ştiinţei)importantă şi prin faptul că constituie un exemplu de cercetare directă a condiţiilor fizice de pe un alt corp ceresc, situat la o distanţă enormă de la Pămînt. Staţiile cosmice sovietice au stabilit că Luna n-are cîmp magnetic şi nici centuri de radiaţie. Studierea reliefului lunar şi a originii acestuia prezintă interes şi din motivul că Luna şi-a păstrat pe suprafaţa sa urmele evenimentelor geologice străvechi, deoarece scoarţa n-a fost expusă la acţiunea erozivă a apei şi a vîntului.Insă Luna nu este o lume absolut moartă. In 195~ astronomul N. A. Kozîrev a observat în craterul Alfons o izbucnire de gaze din adîncurile selenare.

,.

Examinaţi

cu atenţie aspectele părţii interioare a valului şi a muntelui central din craterul Copernic, fotografiate dintr-o parte de pe un sateli-t artificial al Lunii (fig. 49).

Fig. 49. "Muntele central'~. sau, mai bine zis, la~tul de munti din centrul craterului Copernic şi terasele de;peversantul interior abrupt al valului (crateruI a fost fotografiat de pe un satelit artificial al Lunii). Văzut de pe Pămînt, acest crater este asemă­ nător cu circul Alfons).

Lună însă nu s-au găsit roci mai tinere de 2 miliarde de ani, iar acest fapt dovedeşte că activitatea magmatică şi vulcanică a încetat demult. Majoritatea craterelor lunare s-au format în urma ciocnirilor cu meteoriţi şi chiar asteroizi. Cratere de origine meteoritică există şi pe Pămînt (vezi pag. 80). Numeroasele cratere descoperite pe alte corpuri din sistemul planetar, de exemplu pe Marte şi Mercur, trebuie să fie de aceeaşi origine ca şi cele lunare. Formarea intensă de cratere este legată, probabil, de faptul că atmosfera rarefiată a corpurilor nu este în stare să reducă viteza de cădere a meteoriţilor. EXERCIŢIUL

15

1. Se văd oare de pe Lună acele~i constelaţii,ca şi de pe Pămînt (au ele oare acelaşi aspect) ? 2. De pe Pămînt sl! vede la marginea discului Lunii un munte sub forma unui zimţ cu înălţimea de 1". Calculaţi înălţimea muntelui în kilometri. TEMA 9

Folosind formulele (§12.4), determinaţi diametrulliniar al circului lunar Alfons, măsurîndu-l în figura 47, dacă se ştie că diametrul unghiular al Lunii văzut de pe Pămînt este de circa 30', iar distanţa pînă la Lună este de aproximativ 380000 km.

La formarea reliefului lunar au contribuit, probabil, atît factorii interni, cît şi cei externi. Rolul fenomenelor tectonice şi vulcanice este indiscutabil, deoarece pe Lună există faIii şi şiruri de cratere, asemănătoarecu lacurile de lavă de pe insulele Haway. In ceea ce priveşte "mările" lunare, acestea s-au format, probabil, prin topirea scoarţei lunare şi a revărsărilor lavei topite la sup~afaţă. Pe 66

5·

67

18. PLANETELE DIN GRUPUL TERESTRU

Planetele din grupul terestru - Mercur" Venus, Pămîntul şi Marte - se deosebesc de planetele gigante prin dimensiuni mai mici, masă mai mică, densitate mai mare, rotaţie mai lentă, atmosfere mult mai rarefiate, prin numărul mic de sateliţi sau lipsa acestora. In prezent cercetarea planetelor de acest tip (precum şi a Lunii) are un caracter complex şi atrage atenţia nu numai astronomilor, ci şi specialiştilor din alte domenii: geologilor, geofizicienilor, topografilor, radioinginerilor ş. a., care folosesc în studiul planetelor metode încercate în condiţii terestre, ce permit să se obţină date sigure cu privire la structura suprafeţei şi atmosferei planetelor. 1. Mercur. Această planetă, cea mai apropiată de Soare, e ceva mai mare decît Luna, însă cu densitatea medie aproximativ egală cu cea ~ Pămîntului. Prin observărtle de radiolocaţie s-a constatat că Mercur are o rotaţie extrem de lentă în jurul axei proprii. Ziua' siderală, adică perioada de rotaţie în jurul axei faţă de stele, este egală cu 58,65 zile terestre. Ziua solară pe această planetă (adică intervalul de timp dintre două amiezi succesive) este de circ~ 176 zile terestre. Ea este egală cu doi ani mercurieni, deoarece Mercur efectuează o rotaţie în jurul Soarelui în 88 zile terestre. Pe planeta Mercur practic nu exista atmosferă. Din această cauză emisfera iluminată a planetei se încălzeştepînă la incandescenţă. In punctul de pe suprafaţa planetei Mercur, în care Soarele este la zenit, s-a înregistrat o temperatură de peste 400°C. La o astfel de temperatură se topeşte plumbul, cositorul şi chiar zincul. Suprafaţa planetei Mercur este acoperită cu cratere astfel încît pe imaginile fotografice este greu s-o deosebeşti de suprafaţa Lunii (fig. 50). Mercur şi Luna sînt asemănătoare de asemenea prin capacitatea de reflexie şi prin conductibilitatea termică astratului superficial. Deosebirea esenţială o constituie numărul mic de· depresiuni de tipul "mărUor" lunare. Cea mai întinsă dintre acestea este marea Arşiţei, avînd circa 1300 km în diametru. . \. _. . 2. Venus are volumul şi masa doar puţin _mai mici decît ale Pămîntului.. Incă Lomonosov şi contemporanii săi au descoperit prezenţa atmosferei venusiene. Presupunerea lui Lomonosov, că ea este mai densă decît cea terestră, s-a dovedit a fi ,justă. Planeta Venuş este învăluită de un strat compact de nori albi, transparenţi numai pentru undele radio. Prin radiolocaţie s-a constatat că Venus se roteşte în jurul axei proprii în sens contrar propriei sale mişcări în jurul Soarelui. Ziua solară pe Vl;lnus durează 117 zile terestre. • Unghiul de înclinarea axei lui Venus faţă de planul orbitei este aproape de 90° ,.aşa că emisferele boreală şi australă sînt iluminate de Soare întotdeauna la fel. Din 1961 încep să fie lansate spre Venus staţii automate sovietice. Unele staţii aveallla bord aparate care au fOst coborite pe Venus cu paraşuta. Cu ajutorul unor dispozitive automate au fost măsurate caracteristicile atmosferei venusiene la diferite înălţimi şi la suprafaţa planetei, aceste date fiind transmise prin intermediul undelor radio la Pămînt. Aceste aparate n-au indicat prezenţa cîmpului magnetic la planeta Venus. La suprafaţa planetei ele au înregistrat temperaturi de 470-480°C şi o presiune aproximativ '.

68

Fig. SO. Luna şi Mercur reprezentate pentru comparare în aceeaşi fază : la stînga Luna, la dreapta - Mercur (scările fotograliilor sînt diferite).

de 100 de ori mai înaltă decît presiunea atmosferică pe Pămî:nt (~107 Pa). S-a constatat că atmosfera lui Venus este formată din 97% de bioxid de carbon. Azotul şi gazele inerte reprezintă doar cîteva procente, oxigenul - circa 0,1%, iarvaporii de apă chiar mai puţin. In atmosfera planetei Venus au fost înregistrate descărcări electrice. Temperatura extrem de înaltă din straturile inferioare ale atmosferei venusiene şi la suprafaţa planetei se datoreşte în mare măsură aşa-numitului "efect de seră". Energia razelor solare vizibile este absorbită în straturile inferioare, fiind radiată apoi sub' formă de raze infraroşii, reţinute de învelişul de nori la fel ca şi căldura în sere. Odată cu creşterea înălţimii temperatura scade astfel, încît în stratosfera planetei Venus domină gerul. In raze vizibile norii planetei Venus sînt. absolut omogeni şi de culoare albă, pe cînd în raze ultraviolete se observă distinct structura învel.işului de nori (fig. 51), care este o dovadă a mişcări­ lor gazelor din straturile superioare ale atmosferei. Viteza vîntului, care în straturile inferioare ale atmosferei este de numai cîţi­ va metri pe secundă, atinge 60 m/s la înălţimi de circa 50 km. Suprafaţa planetei Venus nu se vede din cauza norilor formaţi, probabil, din picături de acid sulfuric cu un adaos mic de alţi comp\Uli chimici. Numai cercetările de radiolocaţie efectuate atît de pe Pă­ mînt, cît şi de la bordul staţiilor interplanetare automate au scos 69

în eviden ţă relieful suprafeţeiei. Pe Venus au fost descoperite lanţuri de munţi şi cratere. Analizînd conţinutul elementelor radioactive - caliu, uraniu şi toriu - din rocile superficiale de pe Venus s-a constatat că acestea sînt asemănă­ toare cu rocile de bazalt terestre. Camerele de televiziune de pe staţiile automate sovietice coborîte pe suprafaţa planetei au .transmis pe Pămînt pentru prima' oară în lume panorame, reprezentînd un teren pietros, liFig. 5f. Planeta Venus Învăluită de nori, psit de viaţă: imagini în alb-nefotografiată de pe o statie cosmică gru -:... în 1975 ("Venera-9 şi 10") şi imagini în culori în 1982 ("Venera-13 şi -14"). Cercetări ale atmosferei venusiene au fost efectuate şi cu ajutorul aparaturii ştiinţifice instalate pe aerostatele aduse pe planetă de staţii sovietice, cum au fost, de exemplu, staţiile "Vega-1 şi 2" în 1986, lansate cu scopul de a studia de la distanţă mică planeta Venus şi cometa Halley (denumirea Vega fiind dată după Ve(nera) şi Ga(lliei). Probabil, numai cercetările ulterioare vor putea da răspuns la întrebarea: de ce o planetă atît de asemănătoare cu Pămîntul, după dimensiunile şi masa sa, a obţinut în urma evoluţiei multe caracteristici, prin care se deosebeşte radical de planeta noastră ? Deşi există deosebiri esenţiale între proprietăţile fizice ale celor două planete vecine, cercetările proceselor atmosferice de pe Venus ne permit să obţinem rezultate utile pentru rezolvarea problemelor meteorologiei terestre. 3. Marte. Planeta Marte este de două ori mai mică în diametru . Imagine

panoramică

netară automată

a suprafetei lui Venus, "Venera-14"

70

transmisă

pe

Pămînt

decît PămîntUl. Excentricitatea orbitei planetei este destul de mare şi de aceea atunci cînd Marte se află la opoziţie în apropiere de periheliu, el străluceşte pe cer foarte puternic, fiind întz;ecut doar de Venus. Acestea sînt mar i 1 e opoziţii care se repetă la 15 şi 17 ani. Anul marţian este aproape de două ori mai lung decît anul terestru. Pe Marte are loc şi succesiunea anotimpurilor, deoarece axa rotaţiei diurne a planetei are aproape aceeaşi înclinare faţă de planul orbitei, ca şi cea terestră. Pe Marte se pot observa printr-un telescop şcolar cal o tel e alb e pol are şi pete întunecate ("m ă r i") pe fondul portocaliu-roşietic uniform al "d e Ş e r tur ilo r" marţiene. Staţiile-laboratoareautomate plasate pe orbite în jurul planetei Marte şi dirijate de pe Pămînt, au fotografiat suprafaţa planetei şi au efectuat cercetări ale atmosferei, existenţa căreia a fost stabilită demult. S-a constatat că atmosfera planetei este foarte rarefiată, presiunea atmosferică fiind aproximativ de 100 de ori mai joasă decît pe Pămînt. Ea este compusă în cea mai mare parte din bioxid de carbon (gaz carbonic), iar oxigen şi vapori de apă există în cantităţi extrem de mici. Condiţiile de pe Marte sînt aspre. Vara temperatura rareori se ridică pînă la O°C chiar şi la ecuator, iar noaptea se lasă un ger cumplit (-70; -100°C). Variaţiile diurne ale temperaturii ating pe Marte valori cuprinse între 100-150°C.

? De ce pe Marte în cursul zilei au loc variaţii mai bruşte de tem• peratură decît pe Pămînt? Temperatura este deosebit de joasă la poli (pînă la -l40°C). In

asemenea condiţii îngheaţă nu numai apa, ci şi bioxidul de carbon, formînd un înveliş alb care se vede bine la poli, dar există şi în alte regiuni ale planetei. In atmosfera lui Marte nu se observă decît foarte rar (spre deosebire de Venus) nori albi şi ceaţă, de cele mai dese ori deasupra calotelor polare. Din cîn,d în cînd pe Marte bîntuie furtuni puternice de praf, care durează uneori luni de-a rîndul şi ridică în atmosferă canti-

de statia interpla-

7f

/

este de 27 km. La fel ca şi pe Pămînt, între diferite regiuni. ale suprafeţei planetei există mari diferenţe de nivel. Pe Marte au fost descoperite !(li canioane, care prin forma !(li proporţiile lor seam~nă cU albiile rîurilor terestre secate. Cercetările solului marţian, efectuate de staţiile automate Pe suprafaţa planetei, ne permit să tragem concluzia că rocile marţîene sînt asemănătoare cu cele terestre şi lunare, iar nuanţa roşietică a acestora se poate explica prin prezenţa hidraţilor oxizilor de fier. Cîmpul magnetic al planetei Marte este mult mai slab decît cel terestru. Experimentele biologice efectuate de aparatele cosmice automate "Viking-l şi 2" pentru detectarea unor compuşi organici şi organisme vii (chiar şi sub formă de bacterii) n-au dat rezultate pozitive. EXERCIŢIUL

Fotografii ale planetei Marte realizate de la distanta de circa 450000 km

tăţi uriaşe de particule minuscule de praf. Aceasta dovedeşte că acolo există deşerturi nisipoase, care determină culoarea portocalie a planetei. Judecînd după furtuni1e de praf, pe Marte pot fi vînturi puternice care suflă cu viteze de zeci de metri pe secundă. Pe suprafaţa lui Marte au coborît cîteva âparate cosmice. Au fost realizate mii de imagini fotografice ale planetei de la diferite distanţe, pe baza cărora au fost întocmite hărţi detaliate ale supra-

feţei marţiene.

Marte, la fel ca şi Luna şi Mercur, are suprafaţa acoperită de cratere (fig. 52). Forma craterelor marţiene dovedeştecă suprafaţa planetei este supusă fenomenelor de eroziune eoliană şi de nivelare. Pe Marte au fost descoperiţicîţiva vulcani gigantici care, după cît se pare, s-au stins demult. tnălţimea celui mai mare dintre aceşt~a Fig. 51. Imagini comparative de cratere pe Marte, Lună şi Mercur (de la stînga spre dreapta) I

16

1. De pe Pămînt se pot vedea prin telescop formaţii pe Lună cu dimensiuni de 1 km. Care sînt dJmensiuni1e minime ale detaliilor care se pot distinge pe Marte de pe Pămînt prin acelaşi telescop în perioada de opoziţie (cînd Marte se află la distanţa de 55 milioane de kilometri) ? 2. Cu ce este egal diametrul unghiular al Soarelui observat de pe Marte? 19. PLANETELE GIGANTE Particularităţile planetelor gigante. Dintre cele patru planete gigante cel mai bine a fost studiat Jupiter, cea mai mare din acest grup şi cea mai apropiată de noi şi de Soare. Axa de rotaţie a lui Jupiter este aproape perpendiculară pe planul orbitei sale !(li de aceea pe această planetă nu există variaţii sezoniere ale condiţii­ lor de iluminare. Toate planetele gigante se rotesc destul de repede în jurul axei, iar densitatea lor este mică. Din această cauză ele sînt mult turtite. Planetele gigante sînt înconjurate de atmosfere extinse şi foar.te dense, în care plutesc nori ce se prezintă sub for.mă de benzi paralele cu ecuatorul, datorită vitezelor mari de rotaţie a lor.

1.

.!

Folosind datele din anexa V, calculaţi vitezele liniară şi unghiulară de rotaţie la ecuatorul Pămîntului şi al planetei Jupiter.

Benzile de nori se observă pe Jupiter chiar şi printr-un telescop slab (vezi forzaţul). Jupiter se rote!(lte pe zone: cu cît zona e mai aproape de poli, cu atît ea se rotel(lte mai lent. La ecuator perioada de rotaţie este de 9 ore 50 min, iar la latitudinile medii cu cîteva minute mai lungă. In mod analogic se rotesc şi celelalte planete gigante. lntrucît planetele gigante se află la mare depărtare de Soare, temperatura lor este foarte scăzută (cel puţin deasupra norilor) : -145°C pe Jupiter, -180°C pe Saturn, iar pe Uranus !(li Neptun este şi mai joasă. . . Atmosferele planetelor gigante se compun în deosebi din hidro. 71

73

;;-

/, 1.

gen molecular, metan CH 4 şi, probabil, mult heliu, iar in atmosferele planetelor Jupiter şi Saturn s-a descoperit şi amoniac NH 3 • Lipsa ben~ilor de NH 3 în spectrele planetelor mai îndepărtate se explică prin faptul că acolo el se află în stare congelată. La -temperaturi joase amoniacul Se condensează şi anume el formează, probabil, norii vizibili pe Jupiter.' -

?

Compoziţia chimică a norilor de pe planete diferă foarte mult.

Care sînt proprietăţilecomune ale acestor nori? Ce procese stau la baza formării norilor pe diverse planete?

Mişcările intense, în care sînt antrenaţi norii şi straturile învecinate ale atmosferei, au un caracter stabil. Astfel, faimoasa Pată roşie observată pe Jupiter în decursul a mai mult de 300 ani reprezintă tocmai un astfel de "vîrtej" atmosferic stabil. Studiul proceselor ce se desfăşoară în atmosferele diferitelor planete contribuie la dezvoltarea meteorologiei şi climatologiei terestre. Pentru planetele masive constituite din hidrogen şi heliu au fost elaborate modele teoretice. Calculele efectuate pentru modelul structurii interne a planetei Jupiter arată că pe măsura apropierii de centru hidrogenul trebuie să treacă succesiv prin fazele: gaz, gaz-lichid şi lichid. In centrul planetei, unde temperatura poate să atingă cîteva mii de kelvini, se află nucleul lichid compus din metale, silicaţi şi hidrogen în faza metalică ce apare la presiuni de ordinul a 1011 Pa. In 1975 faza metalică a hidrogenuluia fost obţinu­ tă şi pe Pămînt pe cale experimentală,fapt care confirmă justeţea calculelor teoretice referitoare la structura internă a planetelor gigante. Datorită prezenţei cîmpului magnetic, Jupiter are centuri de radiaţie asemănătoare cu cele terestre, însă de dimensiuni mult mai mari. Magnetosfera lui se extinde pe milioane de kilometri, încadrînd în ea şi cei patru sateliţi masivi ai planetei. Jupiter este o sursă de radiaţii radio. Aparatele cosmice au înregistrat pe el declanşări de fulgere enorme. Printre celelalte date privind planetele m.erită să fie menţionată rotaţia axială a planetei Uranus, acesta ca şi Venus, rotindu-se în sens contrar mişcării axiale a celorlalte planete. Pe lîngă aceasta, Uranus se roteşte de parcă ar sta culcat pe o parte. Din această cauză variază considerabil condiţiile de iluminare a suprafeţei planetei în decursul anului. Pluton este cea mai îndepărtată planetă. El nu este o planetă gigantă, ci o planetă rece de dimensiuni foarte mici încă puţin studiată, pe care anul durează circa 250 ani tereştri. 2. Sateliţii şi inelele planetelor. Planetele Mercur şi Venus nu a,u sateliţi. Pămîntul are un singur satelit natural, Luna. Ea este de numai patru ori mai mică în diametru decît Pămîntul. Planeta Pluton are un singur satelit, Charon, ale cărui dimensiuni sînt de două ori mai mici decît ale planetei. In jurul planetei Marte se rotesc doi sateliţi, Phobos şi Deimos (fig. 53). Celelalte planete ·au mulţi sateliţi, însă ei sînt incomparabil mai mici decît planetele respective. Aproape fiecare din aparatele cosmice care zboară în apropierea planetelor gigante descoperă în jurul acestora sate-

74

Fig. 53. Satelitii planetei Marte: a -

liţi

mici

Phobo$

încă necunoscuţi. De

descoperiţi încă

!

DeimO$, b -

8

sateliţi

exemplu, în ultimul timp au fost ai planetei Uranus.

Folosind tabelul (vezi anexa V), mare număr de sateliţi.

găsiţi

planetele care au cel mai -

Cei mai mari sateliţi sînt Titan (un satelit al lui Saturn) şi Ganumede (al treilea satelit al lui Jupiter). Aceşti sateliţi sînt de 1,5 ori mai mari în diametru decit Luna şi puţin mai mari decît Mercur. Titan este unicul satelit înconjurat de o atmosferă densă, care e formată în cea mai mare parte din azot. Cu ajutorul staţiilor interplanetare automate au fost obţinute de la mică distanţă imagini fotografice clare ale sateliţilor lui Marte şi ale multor sateliţi ai planeteţţ)r gigante. Pe aceste imagini se văd bine numeroase detalii ale suprafeţei: cratere, crăpături, neregularităţiSateliţii lui Jupiter şi ai planetelor mai îndepărtate sînt acoperiţi cu un strat de gheaţă cu praf, ce atinge o grosime de zeci de kilometri. La satelitul 10 al planetei Jupiter au fost fotografiaţicîţivavulcani activi. Toţi sateliţii, chiar şi cei mai mici cum sînt sateliţii planetei Marte cu mărimea de circa 20 km (vezi fig. 53), s-au dovedit a fi acoperiţi cu cratere, mai ales de origine Pleteoritică (de impact). Mulţi sateliţi, la fel ca şi Luna, sînt îndreptaţicătre planeta sa mereu cu una şi aceeaşi parte. Perioadele siderale de rotaţie ale acestor sateliţi sînt egale cu perioadele de revoluţie în jurul planetelor sale. Cei patru sateliţi mai' mari ai lui Jupiter pot fi văzuţi chiar şi printr-un binoclu cu prisme. Urmărindu-i timp de cîteva ore printr-un telescop, se poate observa cum se deplasează (fig. 54), cum trec uneori între Jupiter şi Pămînt, iar alteori dispar în spatele discului planetei sau în umbra acesteia. In sec. XVII Romer, urmărind periodicitatea eclipselor acestor sateliţi, a descoperit că viteza de propagare a luminii este finită şi a determinat valoarea numerică a acestei viteze. 75

Fig. 54. Variatia pozitiei reciproce a celor patru sateliti principali ai planetei Jupiter În decurs de trei zile succesive.

Mulţi dintre sateliţii planetelor prezintă interes datorită miş­ cării lor. De exemplu, Fobos se mişcă în jurul lui Marte de trei ori

mai repede decît

însăşi

planeta se

roteşte

în jurul axei sale. Din

această cauză un observator aflat pe Marte ar constata că Fobos răsare de două ori pe zi la apus şi, deplasîndu-se pe bolta 'cerească în sens opus rotaţiei diurne a stelelor, îşi schimbă de două ori fa-

zele. Sateliţii lui Marte sîntaproape de suprafaţa planetei. Distanla care se află Phobos de la suprafaţa lui Marte este mai mică decît diametrul planetei. Sateliţii îndepărtaţi ai planetelor Jupiter şi Saturn sînt foarte mici, au forme neregulate, iar unii dintre ei se mişcă în sens opus rotaţiei planetei. Planele orbitelor sateliţilor lui Uranus sînt dispuse aproape în planul ecuatorial al planetei şi, prin urmare, sînt aproape perpendiculare pe planul orbitei acesteia. Pentru planetele gigante este caracteristică nu numai prezenţa unui număr mare de sateliţi, ci şi existenţa inelelor. Prin telesFig. 55: Modificareaaspedului inelului cop însă de pe Pămînt se poate planetei Saturn. vedea doar inelul strălucitor, de cel mult cîteva sute de metri grosime, din jurul lui Saturn (vezi coperta). Acest inel se află în planul ecuatorial al planetei, care este înclinat cu 27° faţă de planul orbitei. Din această cauză în decursul perioadei de 30 ani de revoluţie a lui Saturn în jurul Soarelui inelul îşi modifică aspectul: uneori se vede în întregime, alteori îşi îndreaptă spre Pămînt numai muchia şi atunci nu se poate distinge nici chiar prin telescoapele mari (fig. 55). Lăţimea acestui ţa

76

irtţ!l este de cîtevli ori mai mare deeît diametrul globului terestru. Savantul rus A. A. Belopalsfli (1854-1934), studiind sp~c\rul inelului, a confirmat eoncl,uzia teoretică, potrivit că­ reia Inelul lui Saturn nSar trebui sJ fie compact, ci compus dintr-un număr mare de particule mici El a stabilit după speetru, bazîndu-se pe efectul Doppler că părţile interioare ale inelului ~ rotesc mai rapid decît cele ext~rioare, în conformitate cu legea a III a lui Kepler. A. A. Selopo/ski. (1854-1934). AstroFotografiile transmise de nom - unul din Întemeietorii metodelor moderne de cercetări spectrale ale obiecstaţiile automate lansate spre telor astronomice. A confirmat experimenSaturn au arătat că inelul aces- tal efectul Doppler şi a evaluat vitezele ratei planete este compus din mul- diale ale unui mare număr de stele. A te sute de "ineluşe" înguste, studiat mişcarea de rotatie a inelelor separate prin intervale întune- lui Saturn şi a demonstrat că ele sînt cate. Se presupune că aseme- formate din corpuri cosmice mici. nea structură a inelelor ar fi legată de influenţa gravitaţională, exercitată de numeroşii sateliţi ai planetei asupra mişcării particulelor de substanţă din care sînt formate inelele. Sistemul de inele ale lui Saturn fie că a apărut în urma sfărî­ miţării unui fost satelit al planetei (de exemplu, la ciocnirea acestuia cu un alt satelit sau asteroid), fie că reprezintă resturi ale substanţei, din care s-au format în trecutul îndepărtat sateliţii lui Saturn şi care n-au putut să se aglomereze în sateliţi din cauza forţelor mareice ale planetei. Sateliţii lui Marte, precum şi sateliţii îndepărtaţide dimensiuni mici ai planetelor gigante reprezintă, după cît se pare, asteroizi care au fost captaţi datQrită atracţiei acestor planete. Recent au fost q,escoperite inele subţiri şi abia vizibile în jurul planetelor Uranus şi Jupiter. Ele au o strălucire mult mai slabă decît inelele lui Saturn. Existenţa inelelor în jurul planetelor mari a fost prezisă mai demult de către savantul S. K. Vsehsveatski. Pregătind o povestire despre planete, folosiţi datele din anexa V şi prezentaţi expunerea conform planului. 1. Grupul din care face parte planeta. Particularităţile distinctiveale acestui grup. 2. Diametrul şi masa planetei. 3. Distanţa de la planetă la Soare. 4. Perioadele de rotaţie şi de revoluţie ale planetei. 5. Caracteristicile atmosferei. 6. Condiţiile de temperatură. 7. Relieful (pentru planetele de tip terostru). 8. Numărul şi caracteristicile sateliţilor.

77

! 20. CORPURILE MICI ALE SISTEMULUI SOLAR

/

. 1~ .·:~('.~Y.~:.;:.':.~ ;"

/

!P,~

/

1. Asteroizii. Planetele mici, sau as t e roi z i i, efectuea~ o m~care de revoluţie între orbitele lui Marte şi Jupiter şi nu p~t fi văzuţi cu ochiul liber. Prima planetă mică a fost descoperi~ă în 1801 şi conform tradiţiei i s-a dat un nume din mitologia ~!reco­ romană - Ceres. Curînd au fost descoperite şi alte planete! mici

numite Pallas, Vesta şi Juno. Aplicarea fotografiei a dat posibilitate să se descopere asteroizi din ce în ce mai mici. tn prezent se cunosc peste 3000 de asteroizi. In decurs de miliarde de ani de existenţă asteroizii se ciocnesc din cînd în cînd unul cu altul. Această idee ne este sugerată de faptul că un şir de asteroizi nu au formă sferică, ci neregulată. Masa totală a asterpiziloţ reprezintă numai 0,1 din masa Pămîntului. Cel mai strălucitor asteroid, Vesta, are cel mult magnitudinea a 6-ea. Cel mai mare asteroid este Ceres. El are circa 800 km în diametru şi se află dincolo de orbita lui Marte, diIi care cauză discul lui este atît de mic încît nu se poate distinge nici un detaliu chiar şi prin telescoapele cele mai mari. Cei mai mici asteroizi cunoscuţi au diametrul de pînă la un kilometru (fig. 56). Asteroizii, fireşte, sînt lipsiţi de atmosfere. Pe cer planetele mici par a fi nişte stele, de unde denumirea de asteroid care în greaca veche înseamnă "aspect de stea". Asteroizii se deplasează pe fondul cerului înstelat, descriind bucle caracteristice phinetelor. Orbitele unor asteroizi se deosebesc prin excentricităţi neobişnuit de mari. Datorită acestui fapt la periheliu ei se apropie de Soare mai mult decît Marţe şi Pămîntul, iar Icarus chiar mai mult decît Mercur (fig. 57). In 1968 Icarus s-a apropiat de Pămînt la o distanţă mai mică de 10 milioa: ne de kilometri, însă atracţia lui extrem de mică n-a exercitat nici o influenţă asupra Pămîntului. De Pămînt se apropie din cînd în .cînd Hermes, Eros şi alte planete mici. In fiecare an se fac descoperiri de asteroizi noi. Descoperitorul are dreptul să aleagă denumirea asteroidului observat, care urmeaFig. 56. Diametrul unuia dintre cei mai mici asteroizi În comparatie cu clădirea Universitătii de Stat din MoScova.

Fig. 57. Orbitele unor asteroizi cu excentricitate mare.

,,~

\

..

'~" ..,

f'

~I.' :,A',~ . ,(.'~ ~ ' t-i.•.....'#1.',.' ,' .!""

. •..•••..

••

)

U:.

. ~"':J,J

• .

1

".

.... '. '>.

.

" ,-i ~. ';~
(9