Astrofizica-Interesant(Sistemul Solar-Planetele Sistemului Solar.Planete Virtuale)

3.Planetele Sistemului Solar.
Planete Virtuale.
MERCUR
Planeta cea mai apropiate de Soare, Mercur, este si cea mai mica dintre planete (raza: 2439km, masa: 0,056 mase terestre), fiind putin mai mare decat Luna. Densitatea medie (5100kg/m3) este comparabila cu cea terestra, iar acceleratia gravitationala (3,72m/s2) este de 2,6 ori mai mica decat pe Pamant. Perioada de revolutie siderala a planetei este de 88 de zile. Are orbita excentrica, ceea ce face ca departarea de la Soare sa varieze intre 46.000.000 si 70.000.000km, distanta medie fiind de 57.850.000km.
Dimensiunile mici ale planetei si apropierea de Soare fac foarte dificila observarea ei. Ace4st fapt explica penuria de informatii asupra planetei Mercur, inaintea erei cercetarilor spatiale.
Observatiile asupra unor detalii fixe de pe suprafata planetei au sugerat existenta unui sincronism intre miscarea de rotatie si cea de revolutie, care a fost infirmat in 1965 prin masurari de radiolocatie. Aceste masurari (realizate cu radiotelescopul de la Arecibo, Porto Rico) au aratat ca planeta se roteste in sens direct, adica invers sensului acelor ceasornicului, cu o perioada de rotatie de 58,65 zile (aproximativ 2/3 din perioada de revolutie).
Din anul 1972 incepe perioada cercetarii spatiale a planetelor, perioada care include si cercetari asupra planetei Mercur. Astfel in 1974-1975, sonda spatiala americana Mariner 10 (dupa ce a fotografiat planeta Venus) s-a indreptat spre Mercur pe care a survolat-o. Cu aceasta ocazie s-a obtinut un mare numar de fotografii (peste 2000), care au permis cartografierea planetei de la un pol la altul, astfel incat in prezent Mercur este la fel de bine cunoscut cum era Luna observata de pe Pamant cu marile telescoape.
Inca cercetarile efectuate de schiaparelli (1835-1910) si Barnard (1857-1923), pe baza detaliilor observate pe suprafata planetei , condusesera la concluzia ca relieful acestei planete trebuie sa fie asemanator cu cel lunar. Aceste presupuneri au fost confirmate de cercetarile efectuate pe baza datelor furnizate de sonda Mariner 10.
Aspectul general al reliefului mercurian este similar celui lunar. Pe fotografii se observa numeroase cratere, falii, bazine vaste, campii si faleze interminabile. Cercetarile arata ca relieful planetei Mercur s-a format in urma unui bombardament intens cu meteoriti, urnat de o era vulcanica, extinsa pe toata planeta.
Densitatea medie relativ mare a planetei sugereaza ca in interiorul ei se gaseste un nucleu de fier, care este acoperit de un invelis de silicati. Acest miez de fier explica prezenta campului magnetic al planetei, a carui intensitate este de o sutime din intensitatea campului magnetic terestru.
Planeta nu are atmosfera, ci numai un invelis foarte fin de heliu. Acest fapt se explica prin viteza mica de evadare (4,3km/s) si prin apropierea mare de Soare, particulele atmosferice fiind expilzate in spatiu sau captate de Soare.
Temperatura (masurata prin fotometrie in infrarosu)vin punctul subsolar, la distanta medie de la Soare este de circa 340oC. Deoarece excentritatea orbitei este mare, cand planeta este la periheliu, punctul cel mai aproape de Soare, la miezul zilei se inregistreaza temperaturi pana la 430oC, in timp ce la afeliu, punctul cel mai indepartat de Soare, valoarea temperaturii este cu cateva zeci de de grade mai mica decat la distanta medie. Astfel diferentele de temperatura sunt considerabile pe planeta in cursul "zilei mercuriene" a carei durata este aproximativ dublul perioadei de revolutie siderala. Masuratorile radiometrice arata ca temperatura solului, la circa 1m adancime este destul de stabila cu timpul, in jur de circa 80oC.
Planeta Mercur nu are sateliti.
Satelitul lui Mercur, 1974
Două zile înainte de 29 martie 1974 au marcat trecerea lui Mariner 10 peste Mercur. Unul din instrumente a înregistrat atunci emisii luminoase înspre extrema spectrului de UV, care nu aveau în mod normal de ce să apară acolo. În ziua următoare, acest lucru nu a mai putut fi repetat. Trei zile mai târziu, fenomenul a reapărut şi părea că un "obiect" de dezlipeşte chiar din Mercur. Astronomii au crezut iniţial ca este vorba de o stea, dar pentru că observaţiile s-au făcut în direcţii diferite şi astronomii ştiu că radiaţii UV cu asemenea lungimi de undă nu pot ajunge departe de sursa lor, ei au spus că obiectul este destul de aproape. Mercur să aibă deci un satelit?
După o agitată zi de vineri, când s-a calculat că obiectul are o viteză de 4 km/s, o viteză comparabilă cu cea a unui satelit, responsabilii de la JPL au fost contactaţi. Conferinţa anunţată peste câteva zile a produs din nou agitaţie. Trebuia anunţat noul satelit al lui Mercur? Presa însă, ştia deja. Cele mai mari ziare s-au limitat în declaraţii, altele însă nu au ezitat să anunţe descoperirea noului satelit.
Şi satelitul? A fost identificat ca o stea fierbinte, pe nume 31 Crateris. De unde au apărut radiaţiile descoperite iniţial rămâne şi acum un mister. Aşa se termină povestea satelitului lui Mercur, dar începe şi un nou capitol în astronomie. Radiaţiile UV s-au dovedit a nu fi absorbite în totalitate de mediul interstelar, aşa cum se credea până atunci. S-a şi dovedit că nebuloasa Gum este o sursă puternică de astfel de radiaţii. Astronomii au descoperit deci un nou mod de a privi cerul.

VENUS sau LUCEAFARUL
Are orbita aproape circulara si o distanta medie de la Soare de 108 milioane Km. Are diametrul de 12104Km si o masa de 0,82 mase terestre, ceea ce revine la o densitate de 5.2gr/cm3. Suprafata planetei Venus nu se poate observa direct prin instrumete optice, de aceea problema rotatiei axiale a fost multa vreme in discutie. Ea a fost lamurita abia in urma cercetarilor efectuate cu observatiile radio din care s-a determinat ca planeta Venus are o perioada de rotatie de 243 zile in sens retrograd adica in sensul acelor ceasornicului, fapt asupra caruia merita insistat putin.
Sa presupunem ca la un moment dat Soarele se afla intr-un punct fix al boltii ceresti. Lasand la o parte miscarea anuala a Soarelui printre stele, din cauza miscarii de rotatie a Pamantului in sens direct, fiecare punct de pe planeta noastra este supus unei miscari de la vest spre est. De aceea, noi observam miscarea aparenta a boltii ceresti "efectuandu-se" de la est spre vest, fapt ce ne permite sa constatam ca Soarele, planetele, luna si stelele rasar la est, trec prin culminatia superioara si apun la vest.
Deoarece planeta Venus are o miscare retrograda, un "observator" de pe aceasta planeta ar constata ca miscarea aparenta a boltii ceresti are loc de la vest spre est, exact invers decat o vede observatorul terestru. Iata de ce se spune ca pe Venus Soarele rasare la vest si apune la est. Planeta Venus are perioada de revolutie (durata anului venusian) de 225 de zile, cu ceva mai scurta decat perioada de rotatie axiala.
Cu ajutorul navelor spatiale s-a ajuns la concluzia ca planeta Venus are o atmosfera de circa 80 - 100 de ori mai masiva decat cea terestra. Compozita chimica a acesteia este: bioxid de carbon 93-97%, azot 2-5%, vapori de apa 1.6% si alte componente de mai mica importanta. Atmosfera planetei Venus are o densitate foarte mare, fapt care impiedica observarea optica a solului respectiv, iar bioxidul de carbon produce efectul de sera si contribuie la cresterea temperaturii pe suprafata.
Pe baza datelor observationale s-a ajuns la concluzia ca suprafata planetei Venus are o temperatura de circa 475oC, iar presiunea atmosferica de circa 90 atmosfere. S-a pus in evidenta vanturi puternice si o variatie mare a temperaturii dea lungul verticalei.
Avand in vedere faptul ca densitatea atmosferei planetei Venus este de circa 50 de ori mai mare decat densitatea atmosferei terestre, presiunea vanturilor este de 10-15 ori mai mare decat a vanturilor de la suprafata Pamantului.

Neith, satelitul lui Venus, 1672-1892
În 1672, Giovanni Domenico Cassini, unul dintre cei mai importanţi astronomi ai vremii, a remarcat un obiect aflat în apropierea lui Venus. Avea acesta un satelit? Cassini a decis să nu anunţe observaţiile sale, dar 14 ani mai târziu, în 1686 a reobservat obiectul şi l-a notat în jurnalul său. Diametrul estimat părea sa fie de 1/4 din cel al lui Venus, şi apărea în aceeaşi fază cu Venus. Ulterior a fost văzut şi de alţi astronomi: James Short în 1740, Andreas Mayer în 1759, J. L. Lagrange în 1761 (Lagrange a anunţat că planul orbital al satelitului era perpendicular pe ecliptică). În 1761 obiectul a fost văzut de 18 ori de către 5 observatori. Cele mai interesante au fost însemnările lui Scheuten din iunie 1761: Venus tranzita suprafaţa Soarelui însoţită de un mic punct negru. Totuşi, Samuel Dunn la Chelsea, Anglia, care a urmărit şi el trecerea lui Venus peste discul Soarelui nu a remarcat prezenţa acelui punct. În 1764, alte 8 observaţii au fost făcute de către 2 astronomi. Alţi observatori au încercat să dea de urma satelitului, dar nu au avut succes.
Acum lumea astronomică era pusă în faţa unei controverse: câţiva observatori au raportat prezenţa satelitului în timp ce alţii au eşuat în încercarea lor de a-l repera. În 1766, directorul observatorului din Viena a publicat un tratat prin care anunţa că toate prezenţele raportate ale satelitului sunt de fapt iluzii optice - imaginea lui Venus este atât de luminoasă încât e reflectată de ochi şi pe telescop apare o imagine secundară la scară redusă. Alte tratate însă susţineau că observaţiile erau reale. J.H. Lambert din Germania a publicat caracteristicile orbitale ale satelitului în anuarul astronomic berlinez din 1777: distanţa medie 66.5 raze Vanus, perioada orbitală de 11 zile şi 3 ore, înclinaţia faţă de ecliptică, de 64 grade. Se spera ca satelitul să poată fi văzut în traversarea sa prin faţa Soarelui din iunie 1777 (era evident că Lambert greşise, căci o distanţă de 66.5 raze de Venus era egală cu distanţa dintre Lună şi Pământ şi nu se potriveşte cu o perioadă orbitală de 11 zile, adică 1/3 din perioada orbitală a Lunii. Masa lui Venus este mai mică decât cea a Pământului).
În 1768 s-a mai făcut o observaţie a satelitului, de către Christian Horrebow, la Copenhaga. Alte trei încercări de a găsi satelitul au eşuat, în ciuda faptului că unul dintre cei mai celebri astronomi ai timpurilor este autorul lor: William Herschel. Ceva mai târziu, F. Schorr (Germania) a publicat într-o carte a sa o investigaţie amplă legată de satelit (1875).
In 1884, M. Hozeau, directorul Observatorului Regal din Bruxel, a sugerat o ipoteza diferită. El a fost de părere că satelitul lui Venus se apropie de acesta la fiecare 2.96 ani sau 1080 zile. Hozeau a sugerat că nu de un satelit al lui Venus e vorba ci de o planetă care orbitează Soarele o dată la fiecare 283 zile şi deci e în conjuncţie cu Venus la 1080 zile. Hozeau a numit-o Neith, după numele zeiţei Sais.
În 1887, la trei ani după ce "satelitul lui Venus" a fost "înviat" de către Hozeau, Academia Belgiană de Ştiinţe a publicat un lung document în care observaţiile au fost în detaliu analizate. Numeroase observaţii s-au dovedit a fi fost de fapt stele. S-au dovedit a fi false mai ales observaţiile lui Roedkier, care fusese păcălit pe rând de Chi Orionis, M Tauri, 71 Orionis, şi Nu Geminorum! James Short a văzut chiar o stea de magnitudine 8. Toate observaţiile lui Le Verrier şi Montaigne s-au explicat similar. Calculele orbitale ale lui Lambert au fost spulberate. Ultima observaţie "demolată" a fost cea a lui Horrebow din 1768, care, se pare, a zărit Theta Librae.
După publicarea acestui document, încă o observaţie a fost raportată de către cineva care căutase anterior un satelit al lui Venus, fără a-l găsi însă. Pe 13 august 1892, E. E. Barnard a înregistrat prezenţa unui obiect de magnitudine 7 în apropierea lui Venus. Nu exista însă nici o stea în poziţia dată de Barnard, iar acuitatea sa vizuală era recunoscută. Nu se ştie încă ce a văzut. Era un asteroid? Sau o novă cu viaţă scurtă pe care nu a mai întâlnit-o nimeni?
PAMANTUL
Este considerat, in linii generale, ca un elipsoid de rotatie. In realitate, forma Pamantului este diferita de aceea a unui elipsoid si a fost studiata bine cu ajutorul satelitilor artificiali. Masa Pamantului se gaseste a fi de 6*1027gr iar densitatea medie de 5,5gr/cm3, varsta planetei noastre fiind de circa 4,5 miliarde de ani.
Pe suprafata Pamantului se gaseste hidrosfera care acopera circa 71% din suprafata terestra (apa lichida sau gheata). Temperatura apei descreste cu adancimea, iar la 2000 m sub nivelul marii, temperatura apei este aproape constanta si ramane sub 3oC.
Atmosfera Pamantului este compusa din azot 78%, oxigen 21%, si apoi alte componente de mai mic procentaj ca hidrogenul 0.019%, vapori de apa in cantitate variabila, argon 0.94%, neon 0.0012%, heliu 0.0004%, iar bioxidul de carbon este cam 0.03%.
In atmosfera terestra exista foarte putin hidrogen desi acesta este elementul cel mai raspandit in partea cunoscuta a Universului. Cantitatea redusa de hidrogen din atmosfera terestra este in favoarea dezvoltarii vietii pe Pamant deoarece, daca acesta s-ar gasi in cantitate mai mare, el s-ar combina cu oxigenul liber si ar ramane prea putin oxigen pentru intretinerea vietii. De asemenea, din combinarea hidrogenului cu azotul si carbonul, s-ar obtine o atmosfera de amoniac si metan care ar fi nefavorabila dezvoltarii vietii.
Masa atmosferei terestre este evaluata la 5*1024gr si se mentine in jurul Pamantului datorita fortei de atractie a acestuia.
Cu ajutorul aparatelor de la bordul navei Pioneer III s-a pus in evidenta faptul ca in jurul Pamantului exista zone de radiatie intensa, este vorba de doua sau trei zone. Intensitatea radiatiilor din aceste zone poate ajunge la 100 röntgeni pe ora, doza mortala fiind de 800 röntgeni pentru corpul omenesc. Aceste zone se numesc zonele van Alien si au proprietatea de a retine asa de multe particule electrizate incat creeaza dificultati de ordin practic pentru cosmonauti.
Mai amintim aici consecintele miscarilor Pamantului. In urma miscarii de revolutie in jurul Soarelui si a faptuluica ecuatorul terestru are fata de eliptica o inclinare de 23o si 27', se produce succesiunea anotimpurilor cu variatiile cunoscute de temperatura.
Al doilea satelit al Pământului, 1846

În 1846, Frederic Petit, director al Observatorului din Toulouse a anunţat descoperirea celui de-al doilea satelit al Pământului. A fost văzut de doi observatori, Lebon şi Dassier la Toulouse şi de un altul, Larriviere, la Artenac, în seara de 21 martie 1846. Petit a descoperit că orbita era eliptică, având o perioadă de 2 ore, 44 minute şi 59 secunde, un apogeu de 3570 Km deasupra Pământului, perigeu la 11,4 Km deasupra Pământului. Le Verrier a susţinut că trebuie luată în calcul şi rezistenţa aerului, imposibil la momentul respectiv. 15 ani mai târziu Petit a anunţat că a făcut calcule pentru un mic satelit al Pământului, care părea să cauzeze dereglări în mişcarea Lunii, adică satelitului principal. Astronomii au ignorat opinia sa, ideea a fost abandonată, nu însă şi de un tânăr scriitor francez Jules Verne. În romanul său numit "De la Pământ la Lună", apare un obiect mic ce trece pe lângă capsula spaţială. Până în 1942 nimeni însă nu a remarcat contradicţiile apărute în textul lui Verne:
1. Un satelit aflat la 7480 Km deasupra Pământului ar fi avut o perioadă de 4 ore 48 minute, şi nu 3 ore şi 20 minute.
2. Fiindcă a fost văzut dintr-un punct de unde nu se vedea însă Luna, înseamnă că se mişca retrograd, iar Verne nu afirma asta.
3. Oricum, satelitul ar fi fost în eclipsă şi deci invizibil.
Dr. R.S. Richardson, de la Observatorul Mount Wilson, a încercat în 1952 să explice afirmaţiile lui Verne, presupunând o orbită excentrică având perigeul la 5010 Km şi apogeul la 7480 deasupra Pământului (excentricitate de 0,1784). Totuşi nu au existat confirmări clare ale prezenţei acestui satelit. Cercetatorii germani au numit satelitul Kleinchen (micuţul) dar nu l-au descoperit vreodată.
W. H. Pickering şi-a dedicat atenţia în scopul dezvoltării unei teorii legate de acest subiect. Dacă satelitul orbita la 320 Km de suprafaţă şi ar fi avut un diametru de 0.3 metri ar fi fost vizibil cu un telescop de 3 inci. Încercând şi el să ajungă pe urmele satelitului, a eşuat şi a conchis că acesta, dacă există, are un diametru mai mic de 3 metri.
Pickering a scris un articol despre posibilitatea ca un alt satelit al Pământului să existe, "Un satelit meteoric", apărut în 1922 care a dat naştere unor noi căutări, eşuate şi acestea însă (în articol se scria că un telescop de 3-5 inci ar fi suficient pentru găsirea satelitului)
Ideea originală era că gravitaţia acestui al doilea satelit ar fi provocat devierea Lunii. Dar asta însemna că obiectul ar fi avut dimensiuni considerabile şi deci ar fi fost văzut anterior.
Au existat şi alte încercări de a descoperi sateliţi ai Pământului. În 1898 Dr Georg Waltemath din Hamburg a susţinut că a descoperit nu o lună ci un întreg sistem de sateliţi. El a oferit şi elementele orbitale pentru una dintre aceste luni: distanţa de Pământ 1.03 milioane km, diametru 700 km, perioada orbitală de 119 zile, perioada sinodică de 177 zile. "Cateodată", spune Waltemath, "străluceşte ca şi Soarele" şi susţine că a zărit aceasta lună în în Greenland pe 24 octombrie 1881, la 10 zile după ce a început perioada de iarnă. Interesul public a crescut când Waltemath a prezis că satelitul său va trece prin faţa Soarelui pe 2,3 sau 4 februarie 1898.Pe 4 februarie 12 persoane aflate în Greifswald au privit cu ochiul liber Soarele. Ei susţin că au zărit un obiect întunecat având cam 1/5 din diametrul Soarelui care a traversat în circa o oră suprafaţa sa (de la 1:10 la ora 2:10). S-a dovedit a fi o greşeală căci astronomi experimentaţi care în acest timp au studiat suprafaţa Soarelui nu au remarcat vreo prezenţă deosebită. Waltermath nu a fost descurajat însă. Un alt astronom, Sepharial l-a numit Lilith şi credea că este prea întunecat pentru a fi zărit în condiţii normale şi că doar în perioada de opoziţie sau când traversează Soarele poate fi observat.
Din când în când alte luni sunt "văzute". Revista germană "Die Sterne" a raportat că un astronom amator numit W. Spill a observat un al doilea satelit pe 24 mai 1926.
În jurul lui 1950, când a început să se vorbească despre sateliţi artificiali toată lumea a început să spere că rachete urmărite de pe Pământ vor umple cerul. O metodă pentru căutarea sateliţilor naturali a fost apoi dezvoltată de către Clyde Tombaugh: mişcarea unui satelit aflat la 5000 km e calculată. Apoi o cameră aflată pe o platformă special construită scanează cerul cu o frecvenţă cunoscută. Stelele, planetele vor apărea în imaginile luate de această cameră ca linii, iar un satelit ar apărea ca un punct. Observaţiile au început în 1953 la observatorul Lowell, dar cu excepţia cercetătorilor germani aflaţi în căutarea lui Kleinchen, nimeni nu a studiat spaţiul dintre Pământ şi Lună. Ziare de marcă au anunţat că primele rezultate au apărut şi că un satelit natural există la 700 Km altitudine şi un altul la circa 1000 Km. Căutarea acestora a eşuat însă, chiar şi după 1957-1958 când primii sateliţi artificiali lansaţi au încercat să dea de urma lor.
Dar asta nu înseamnă că Pământul are doar un satelit natural. El poate avea un satelit foarte apropiat pentru un timp foarte scurt Meteoroizii trecând prin apropierea Pământului pot ajunge să orbiteze planeta noastră. Cum însă ei trec prin atmosfera superioară la fiecare perigeu, probabil ca nu ar rămâne mult timp pe această orbită, ci doar câteva rotaţii (circa 150 ore). Se pare că asemenea sateliţi (efemeri) au fost zăriţi. Se poate ca ipoteza lui Petit să fi fost legată de un astfel de satelit.
În afară de sateliţi efemeri alte două ipoteze sunt plauzibile. Una ar fi că Luna are satelitul propriu (nu a fost găsit deşi s-a încercat acest lucru şi în plus se ştie că gravitaţia Lunii ar provoca efectiv căderea satelitului pe Lună), iar cealaltă susţine că se poate ca sateliţii Troiani, să existe pe orbita Lunii cu 60 grade în faţa sau în spatele Lunii.
Asemenea "sateliţi Troiani" au fost pentru prima dată raportaţi de către un astronom polonez Kordylewski de la observatorul din Cracovia. El şi-a început căutările în 1951, sperând să găsească cu un telescop bun obiecte relativ mari pe orbita Lunii. Nu a reuşit însă în 1956 compatriotul şi colegul său, Wilkowski, a sugerat posibilitatea ca să existe un nor de corpuri mici, prea mici ca să fie zărite individual dar care la un loc par un nor de particule de praf. Asta însemna că ar fi fost mai bine văzute cu ochiul liber căci telescopul ar fi mărit imaginea făcând să dispară de fapt ceea ce ei căutau. Era acum nevoie de o noapte senină şi cu Lună sub orizont.
În octombrie 1956, Kordylewski a zărit prima oară un obiect luminos în prima dintre cele două poziţii. Părea întunecat şi cam de 4 ori mai mare decât Luna. În martie şi aprilie 1961 a pozat nori în vecinătatea acestor poziţii. Păreau să îşi modifice dimensiunea dar asta se poate datora şi influenţei luminii. Aceşti sateliţi-nor au fost detectaţi ulterior cu OSO (Observatorul Solar pe Orbită). În 1990 ei au fost fotografiaţi din nou, de această dată de către polonezul Winiarski.
Pare deci că această căutare de aproape un secol a celui de-al doilea satelit al Pământului a reuşit totuşi, cu toate că este diferit de ceea ce ne aşteptam noi să găsim.
Dar oamenii continuă să caute alţi sateliţi. În 1966 şi 1969 John Bargby, un om de ştiinţă american susţine că a observat cel puţin 10 sateliţi naturali mici ai Pământului, vizibili doar cu telescopul.
În 1997, Paul Wiegert a descoperit că asteroidul 3753 are o orbită stranie şi poate fi considerat "însoţitor" al Pământului, dar nu îl orbitează în mod direct.
LUNA este satelitul natural al Pamantului. Ea graviteaza in jurul Pamantului la o distanta medie de 384400Km. Are diametrul de 3473Km, masa de 1/81,3 din masa Pamantului si o densitate medie de 3,34gr/cm3. Perioada de revolutie in jurul Pamantului este de 27 de zile 7 ore 43 minute si 11,47 secunde. Acest interval de timp se numeste perioada siderala si este egal cu perioada de rotatie axiala fapt pentru care Luna arata mereu aceeasi fata Pamantului. Temperatura pe suprafata Lunii variaza de la 130oC in timpul zilei la -200oC in timpul noptii.
Avand in vedere faptul ca dintre toate corpurile ceresti naturale, Luna este la distanta cea mai mica fata de Pamant, ea ridica o serie de probleme atat observationale cat si cu privire la calatoriile cosmice.
Din cercetarile efectuate s-a constatat ca Luna nu are atmosfera si unde nu exista atmosfera nu exista nici apa, nu sunt nori si nici ploaie si nici zgomot. Prin urmare, neexistand atmosfera, nu exista difuzia luminii solare, de aceea in timpul noptii lunare, adica in decursul a doua saptamani terestre, cerul vazut de pe Luna este complet intunecat.
Lansarea satelitilor artificiali si a navelor spatiale a contribuit in mod substantial la cunoasterea conditiilor fizice de pe Luna, astfel incat in anul 1969 s-a putut realiza unul dintre cele mai indraznete vise ale omenirii - debarcarea omului pe Luna.
De asemenea, o contributie considerabila au avut-o vehiculele automate trimise pe suprafata Lunii pentru efectuarea anumitor cercetari sau aducerea automata a unor esantioane din solul lunar. Din analiza acestora s-a constatat ca ele nu contin apa si nici urme de materie vie sau fosile de organisme.
MARTE
A patra planeta a Sistemului Solar - in ordinea distantei fata de Soare - Marte are raza aproximativ jumatate din raza Pamantului (3392km), iar masa de circa noua ori mai mica decat cea terestra.
Este planeta cea mai bine studiata a Sistemului Solar, fapt care se explica prin existenta unei atmosfere extrem de rarefiate in jurul planetei, permitand observarea ei in conditii bune chiar si de pe Pamant (la opozitii). Pe suprafata planetei s-au pus in evidenta formatiuni stabile, care au permis determinarea precisa a perioadei sale de rotatie: 24h37m23s. Intrucat perioada de revolutie este de circa 687 zile (durata anului martian este aproape dubla celei a anului terestru), rezulta ca ziua solara martiana este numai putin mai mare decat cea terestra, 24,6 ore. Ecuatorul planetei este inclinat fata de planul orbitei cu 24o56' (aproape la fel ca si eliptica fata de ecuaotorul terestru), de aceea are anotimpuri similare cu cele terestre (cu durata aproape dubla).
Cu telescopul se observa pe suprafata planetei detalii fixe, care se pot clasifica in modul urmator:
- Continetele sau deserturile sunt regiuni luminoase de culoare rosie-portocalie, care acopera aproape 2/3 din discul aparent al planetei.
- Calotele polare sunt pete albe care se formeaza in jurul polilor, avand dimensiuni variabile cu anotimpul martian. Ele apar toamna, iarna se intind pana la 50o latitudine, iar vara de regula dispar.
- Marile sau regiunile intunecoase care ocupa aproape 1/3 din discul planetei. Apar ca niste pete pe fondul regiunilor luminoase si prezinta variatii sezoniere. denumirea de mari este improprie, deoarece nu contin apa. Fata de continente care sunt regiuni mai inalte, "marile" reprezinta depresiuni pe suprafata planetei. Ele au culoarea rosie, care este culoarea predominanta a planetei, datorita continutului mare de fier din rocile solului martian.
-Norii sunt detalii atmosferice trecatoare, care uneori acopera o mare fractiune a discului, impiedicand observatiile. Norii sunt de doua feluri: nori galben-portocalii din praf (formati prin "furtunile de nisip" ce au loc in regiunile rosietice, care sunt deserturi cu nisip) si nori albi compusi, probabil, mai ales din cristale de gheata, dar si din gheata carbonica.
Studiul planetei Marte a inregistrat progrese remarcabile gratie cercetarilor efectuate cu ajutorul statiilor interplanetare din seria Mariner (americane) si Marte (sovietice). S-au realizat si sateliti artificiali ai planetei Marte, planeta fiind fotografiata si cercetata pe toate fetele. In anul 1976 doua statii americane de tip Viking au coborat pentru prima data pe solul martian.
Miile de fotografii obtinute arata ca planeta Marte are un relief extrem de variat: campii intinse pietroase, vai sinuoase si albii ale unor rauri secate, cratere vulcanice de dimensiuni neobisnuite, cratere meteoritice etc. Cliseele luate de satelitul Mariner 9 au pus in evidenta o formatiune vulcanica enorma, care constituie cel mai mare vulcan din Sistemul Solar, numita Olympus Mons (Muntele Olimp). Baza vulcanului, situata la circa 4km deasupra nivelului mediu al planetei, are un diametru de 500-600km. Varful vulcanului atinge altitudinea de 25km (de trei ori mai inalt decat Everestul). Acest vulcan este situat in emisfera nordica a planetei, nu departe de ecuator, in mijlocul unei vaste zone vulcanice care cuprinde inca alte trei cratere de mari dimensiuni. Aproape toate craterele vulcanice sunt in emisfera nordica, in timp ce craterele meteoritice sunt in emisfera sudica. Acest fapt dovedeste ca formatiunile vulcanice sunt relativ tinere, adica Marte este o planeta geologic activa.
S-au pus in evidenta roci bazaltice, bogate in fier, alti constituienti ai solului fiind: siliciul 30%, aluminiul, titanul, sulful, clorul.
In explicarea reliefului martian un loc important il joaca procesele de eroziune intensa, care au modelat terenul, ce a fost expus unor vanturi de nisip (cu viteze de peste 200km/s).
Cerul de culoare roz (din cauza prafului din atmosfera), foarte luminos este adesea voalat de nori. Sondele spatiala au demonstrat ca pe planeta apar frecvent ceturi matinale formate din picaturi fine de apa. In atmosfera martiana bioxidul de carbon este preponderent, ca si in cazul planetei Venus. Compozitia chimica a atmosferei este urmatoarea: bioxid de carbon 95%, azot 2-3%, oxigen 0,2%, alte componente (oxid de carbon, vapori de apa, neon, xenon) sub 1%.
Temperatura planetei manifesta variatii pronuntate: cu latitudinea, diurne si sezoniere. Astfel, in vecinatatea echinoctiului martian temperatura medie a planetei este sub -50oC. Temperatura maxima diurna la ecuator, in aceasta poate depasi +30oC, in timp ce temperatura minima nocturna poate cobori la -100oC. In aceeasi perioada a anului, in regiunea calotelor polare s-au inregistrat valori de -125oC.
Presiune atmosferica martiana depaseste o sutime din presiunea atmosferei terestre. Cantitatea de vapori de apa din atmosfera martiana este de circa 1000 de ori mai mica decat in atmosfera terestra. In conditiile de temperatura si de presiune martiene apa nu poate exista in faza lichida, ci numai sub forma solida (gheata, zapada) sau de vapori.
Planeta Marte poseda probabil un camp magnetic, dar acesta este foarte slab, mult mai slab decat cel terestru. Prezenta acestui camp ar dovedi existenta in centrul planetei a unui nuclu lichid. Atmosfera planetei cuprinde un invelisionosferic. Maximul de ionizare corespunde altitudinii de 120km.
Sondele spatiale au infirmat existenta asa-numitelor "canale" martiene, descoperite de Schisparelli si "cercetate" de numerosi astronomi (acestea s-au dovedit a fi iluzii optice).
Planeta Marte are doi sateliti, Phobos si Deimos, care au fost descoperiti de catre astronomul american A. Hall in anul 1877, si despre care s-a scris mult chiar inainte ca ei sa fi fost descoperiti. Phobos se roteste in jurul planetei la o distanta medie de 9400km cu o perioada de 7h39m14s, adica mult mai mica decat perioada de rotatie a planetei, astfel ca satelitul rasare la Vest si apune la Est (ca si satelitii artificiali). Distanta medie a satlitului Deimos este de 23.500km, iar perioada de revolutie siderala, 30h17m55s. Ambii sateliti au forma neregulata. Phobos are un diametru de circa 22-25km, iar Deimos de circa 13km.

Sateliţii lui Marte, 1610, 1643, 1727, 1747, 1750, 1877

Prima presupunere că Marte ar avea sateliţi a aparţinut lui Johannes Kepler în 1610. Încercând să rezolve anagrama lui Galileo referitoare la inelele lui Saturn, Kepler a crezut că Galileo a descoperit de fapt sateliţi ai lui Marte.
În 1643, călugărul capuchin Anton Maria Shyrl a susţinut că a zărit sateliţi ai lui Marte. Se ştie acum că având la dispoziţie telescopul din acea vreme acest lucru era imposibil. Probabil el a văzut o stea apropiată a lui Marte.
În 1727, Jonathan Swift a scris în "Călătoriile lui Gulliver" despre două luni mici ale lui Marte. Perioadele lor de revoluţie erau de 10 şi respectiv 21.5 ore. Ele au fost adoptate în 1750 de Voltaire în romanul său "Micromegas", povestea unui gigant de pe Sirius care vizitează sistemul nostru solar.
În 1747 un căpitan german, Kindermann, a susţinut că a văzut un singur satelit al lui Marte, pe 10 iulie 1744. El a raportat o perioadă orbitală de 59 ore 50 minute şi 6 secunde (!)
În 1877, Asaph Hall a descoperit Phobos şi Deimos, cele două luni mici ale lui Marte. Perioadele lor orbitale erau de 7 ore 39 minute şi 30 ore 18 minute, destul de apropiate de perioadele calculate de Jonathan Swift cu 150 ani înainte!
JUPITER
Este cea mai masiva dintre planetele sistemului solar avand masa egala cu 318,36 mase terestre. Departarea medie de la Soare este de 5,2 unitati astronomice, adica de 778 milioane kilometri. Aceasta planeta isi parcurge orbita in 11,86 ani terestri.
Raza planetei Jupiter este de 71400Km, ceea ce conduce la o densitate medie de numai 1,33gr/cm3, adica o densitate foarte apropiata de aceea a Soarelui. Are o perioada de rotatie axiala de circa 10 ore. Aspectul acestei planete este prezentat in imaginea urmatoare.
Temperatura planetei Jupiter este mult mai scazuta decat a celorlalte planete amintite pana acum; ea este de ordinul de marime a -130oC. Atmosfera lui Jupiter este compusa din molecule de hidrogen (H2) si heliu, metan si amoniac.
Jupiter are 16 sateliti cunoscuti dintre care primii 4 au fost descoperiti de catre Galileo Galilei in anul 1610 si anume, Metis care se roteste mai repede decat orice alta planeta, Adrasta, Amathea si Thebe; urmatorii 12 fiind Io, Europa, Ganymede, Callisto, Leda, Himalia, Lysithea, Elara, Ananke, Carme, Pasiphae si Sinope. Al 14-lea satelit a fost descoperit in anul 1975. Dintre satelitiii lui Jupiter, cei cu numele de Io si Ganymede prezinta interes deosebit deoarece in jurul lor s-a pus in evidenta prezenta unor straturi atmosferice de circa 1000 de ori mai putin dense decat atmosfera terestra.
Al 14-lea satelit al lui Jupiter, 1975-1980

În 1975, Charles Kowal la Palomar (descoperitorul cometei 95 P/Chiron) a fotografiat un obiect care părea a fi un nou satelit al lui Jupiter. A fost văzut în repetate rânduri dar nu s-a putut determina orbita sa, apoi a fost pierdut.
În 2000 a fost regăsit de către S. S. Sheppard!

SATURN
Este planeta cu inele, la o departare de 9,5 unitati astronomice, adica la 1.427.000.000Km in raport cu Soarele. Are perioada de revolutie de 29.5 ani terestri, perioada de rotatie axiala fiind de 10h14m la ecuator si, din aceasta cauza, planeta este turtita la poli. Raza planetei este de 60 de mii de km, este de 95 ori mai masiva decat Pamantul si are o densitate medie de 0.7 din aceea a apei distilate. In privinta satelitilor rivalizeaza cu planeta Jupiter, avand un numar de 18 sateliti: Pan, Atlas, Prometheus, Pandora, Epimetheus, Janus, Mimas, Enceladus, Tethys, Telesto, Calypso, Dione, Helene, Rhea, Titan, Hyperion, Iapetus, Phoebe.
In jurul planetei Saturn exista cel putin 4 inele separate prin mici spatii libere. Acestea dau un aspect frumos planetei si, la primele observatii apare ca fiind cel mai interesant corp ceresc ce se poate observa pe bolta cereasca.
Temperatura la suprafata planetei este de aproximativ -113oC in timp ce pe satelitul Titan al acesteia, temperatura este de -180oC. In atmosfera planetei se gaseste amoniac "inghetat", argon, heliu si hidrogen.
Al 9-lea şi al 10-lea satelit al lui Saturn, 1861, 1905-1960, 1966-1980
În aprilie 1861 Hermann Goldschmidt a anunţat descoperirea celui de-al 9-lea satelit al lui Saturn, care orbita între Titan şi Hyperion. L-a numit Chiron (!). Confirmarea nu a apărut însă. Ulterior Pickering a descoperit satelitul al 9-lea al lui Saturn, Phoebe, în 1898. A fost primul satelit al altei planete descoperit prin observaţii fotografice.
În 1905, Pickering a crezut că a descoperit al 10-lea satelit pe care l-a numit Themis. A presupus că orbitează pe Saturn între orbitele lui Titan şi Hyperion, având o orbită puternic înclinată. Distanţa medie de Saturn e de 1,460,000 km, perioada orbitală de 20.85 zile, excentricitatea 0.23, înclinaţia 39 grade. Themis nu a mai fost văzut vreodată, dar a apărut totuşi în cărţile de astronomie între 1950 şi 1960.
În 1966, A. Dollfus a descoperit un alt satelit al lui Saturn. Numit Janus, orbitează în jurul lui Saturn şi în afara inelelor sale. Era atât de întunecat şi de aproape de inele încât singura şansă de a-l vedea era când inelele sunt văzute dintr-o parte, aşa cum s-a întmplat în 1966. Acum Janus a devenit al 10-lea satelit al lui Saturn.
În 1980, când inelelele lui Saturn au fost din nou văzute dintr-o parte un nou şir de sateliţi au fost văzuţi în apropierea inelelor lui Saturn. Un alt satelit a fost descoperit numit Epimetheus. Orbitele lor sunt foarte apropiate şi (interesant) se interschimbă în mod regulat. S-a dovedit că "Janus-ul" din 1966 era de fapt o altă observaţie a acestor sateliţi coorbitali. Vehiculele spaţiale Voyager 1 şi Voyager 2, au confirmat aceste ipoteze.
URANUS
Este prima planeta descoperita prin telescop.Fiind la limit vizibilitatii cu ochiul liber, planeta Uranus a fost observata pentru prima data de catre William Herschel in anul 1871. Are departarea medie de la Soare de 19,24 unitati astronomice, diametrul de 50800Km, masa de 14,5 mase terestre si densitatea de 1,6gr/cm3. Intrucat ecuatorul este inclinat cu 98o pe planul orbitei, executand o rotatie axiala retrograda(in sensul acelor ceasornicului) de 10h49m, planeta efectueaza o miscare de revolutie de 84 ani tertestri. are o temperatura de circa -173oC. In ultimul timp in jurul acestei planete au fost descoperite inele asemanatoare cu cele din jurul lui Saturn. Atmosfera lui Uranus este asemanatoare cu aceea a lui Jupiter si Saturn si este compusa din amoniac, metan si hidrogen molecular. Atmosfera este foarte densa si nu se pot vedea detalii pe suprafata planetei. Are 15 sateliti: Cordelia, Ofelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Julieta, Portia, Rosalinda, Belinda, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania si Oberon.
Cei 6 sateliţi ai lui Uranus, 1787

În 1787, William Herschel a anunţat descoperirea a 6 sateliţi ai lui Uranus. Herschel a făcut o greşeală -- doar 2 dintre cei 6 sateliţi erau reali (Titania şi Oberon), ceilalţi patru sunt stele aflate prin apropiere.
NEPTUN
Este descoperita teoretic de catre astronomul francez Le Verrier (1846) care a examinat anumite neregularitati observate in miscarea planetei Uranus. Neptun se misca in jurul Soarelui la o distanta de 30 unitati astronomice, adica 4 miliarde si jumatate de km si isi parcurge orbita in 165 ani terestri. Are perioada de rotatie axiala de 15h40m, raza de 24300Km si este de 17 ori mai masiva decat Pamantul, densitatea fiind de 1,7gr/cm3. Este considerata sora geamana cu Uranus. Se pare ca are o atmosfera in care predomina amoniacul, are temperatura de 73oK, 173oK, prima valoare dedusa teoretic iar a doua rezulta din date observationale. Are 8 sateliti: Naiad, Thalassa, Despina, Galatea, Larissa, Proteus, Triton, Nereid. Are doua inele late si doua inguste. Triton este cel mai rece corp cunoscut in Sistemul Solar.
PLUTO
A fost considerata cea mai indepartata planeta cunoscuta in Sistemul Solar pana la recenta descoperire a Institutului de Tehnologie din California si anume a celui mai mare corp ceresc, descoperit in Sistemul Solar in ultimii 72 de ani, numit Quaoar avand un diametru de aproximativ 1300Km.
Pluto a fost prevazuta teoretic de Percival Lowell (1914) si este observata pentru prima data in anul 1930. Ea este cea de-a 9-a planeta a sistemului nostru planetar si se gaseste la 39,8 unitati astronomice de la Soare, are perioada siderala de 248 ani terestri. Diametrul este de 5000Km, ceea ce inseamna ca, in privinta marimii, aceasta planeta se gaseste intre Mercur si Marte. Dealtfel, se crede ca aceasta planeta a fost candva un satelit al planetei Neptun si a iesit de sub controlul gravific al acesteia. Pluto este putin studiata, deoarece este foarte indeparatata. Se stie ca are temperatura de 60oK, masa de ordinul de marime al masei terestre sau, dupa unele determinari, masa respectiva ar fi 0,18 mase terestre. Are un singur satelit cunoscut, Charon, descoperit in 1978 de americanul Jim Christy.
Planeta X, 1841-1992

În 1841, John Couch Adams a început cercetarea mişcării lui Uranus. În 1845, Urbain Le Verrier a început şi el propria cercetare. Adams a prezentat două soluţii pentru a justifica devierile, presupunând că ele sunt cauzate de gravitaţia unei planete necunoscute. Adams a încercat să
îşi prezinte soluţiile la Observatorul din Greenwich, fiind însă tânăr şi necunoscut la vremea aceea, nu a fost luat în serios. Urabin Le Verrier şi-a prezentat soluţia în 1846, dar Franţei îi lipseau resursele necesare pentru a localiza planeta. În această situaîie, Le Verrier s-a întors la Observatorul din Berlin, unde Galle şi asistentul său d'Arrest l-au găsit pe Neptun în seara de 23 septembrie 1846. Acum şi Adams şi Le Verrier sunt recunoscuţi pentru meritul de a fi prezis existenţa şi poziţia lui Neptun.
(Inspirat de succesul său, Le Verrier a atacat problema devierilor lui Mercur, şi a sugerat existenţa unei planete intra-Mercuriale , Vulcan, care s-a dovedit mai târziu a fi inexistentă)
Pe 30 septembrie 1846, la o săptămână după descoperirea lui Neptun, Le Verrier a declarat că este posibil ca o altă stea să fie găsită. Pe 10 octombrie, satelitul mare al lui Neptun, Triton era descoperit, ceea ce făcea uşoară determinarea precisă a masei lui Neptun, care s-a dovedit a fi cu 2% mai mare decât se aşteptau cercetătorii. Părea că devierile lui Uranus erau cauzate de fapt de 2 planete -- în plus s-a aflat ca orbita lui Neptun este total diferită de cea prezisă de Adams sau Le Verrier.
În 1850 Ferguson a observat mişcarea unei planete minore, Hygeia. Un cititor al raportului lui Ferguson era Hind, cel care a verificat referinţa de stele utilizată de Ferguson. Hind nu a reuşit să regăsească una din stelele lui Feruguson. Maury, de la Observatorul Naval, a fost de asemenea în imposibilitatea de a regăsi acea stea. De-a lungul câtorva ani s-a crezut că este vorba despre o altă planetă, dar în 1879 o altă explicaţie a apărut. Ferguson a greşit când a făcut observaţia sa -- când ea a fost corectată însă, o altă stea i-a luat locul.
Prima încercare serioasă de a găsi planeta trans-Neptuniană a fost făcută în 1877 de David Todd. El a folosit metoda "grafică", şi, în ciuda lipsei unor elemente concludente în privinţa mişcării lui Neptun, el a obţinut date despre planeta trans-Neptuniană: distanţa medie 52 a.u, perioada de 375 ani, magnitudinea sub 13. Longitudinea de 1877.84 a fost calculată la 170 grade cu o imprecizie de 10 grade. Înclinaţia este de 1.40 grade, iar longitudinea nodului ascendent este de 103 grade.
În 1879, Camille Flammarion a adăugat o altă sugestie în legătură cu existenţa unei planete în vecinătatea lui Neptun.: afeliul cometelor periodice tinde să se "închege" pe lângă orbita planetelor majore. Jupiter are cel mai mare număr de astfel de comete, iar Saturn, Uranus şi Neptun au şi ele câteva. Flammarion a găsit doua comete, 1862 III cu o perioadă de 120 ani şi un afeliu la 47.6 a.u., şi 1889 II, cu o perioadă ceva mai lungă şi un afeliu la 49.8 a.u. Flammarion a sugerat că planeta ipotetică s-ar fi mişcat la circa 45 a.u.
Un an mai târziu, în 1880, profesorul Forbes a publicat un memoriu privind afeliul cometelor şi asocierea sa cu orbitele planetelor. Până în 1900 se cunoşteau 5 comete având afeliul în afara orbitei lui Neptun, şi Forbes a sugerat că o planetă trans-Neptuniană s-a mişcat la o distanţă de 100 a.u. şi alta la 300 a.u., având perioade de 1000 şi 5000 ani.
Pe durata următorilor 5 ani, numerosi astronomi şi matematicieni au publicat propriile idei despre ce s-ar putea găsi în exteriorul sistemului solar. Gaillot de la Observatorul din Paris a presupus ca există doua planete trans-Neptuniene la 45 şi respectiv 60 a.u.. Thomas Jefferson Jackson See a prezis trei: "Oceanus" aflată la 41.25 a.u. şi cu o perioadă de 272 ani, "trans-Oceanus" la 56 a.u. şi cu o perioadă de 420 ani, şi o a treia la 72 a.u. şi cu o perioadă de 610 ani. Dr Theodor Grigull din Munster, Germania, a presupus în 1902 că există o planetă cam de mărimea lui Uranus la circa 50 a.u. cu o perioadă de 360 ani, pe care a numit-o "Hades". Grigull şi-a bazat presupunerea pe orbita cometelor cu afeliul în afara orbitei lui Neptun, verificând dacă gravitaţia unui astfel de corp ar putea produce devierile observate în mişcarea lui Uranus. În 1921 Grigull a re-estimat perioada orbitală a lui Hades la 310-330 ani.
În 1900 Hans-Emil Lau, din Copenhaga, a publicat caracteristicile a două planete trans-Neptuniene: distanţa de 46.6 şi 70.7 a.u., mase de 9 şi 47.2 cât masa Pământului, magnitudinea celei mai apropiate de 10-11. Longitudinile estimate în 1900 erau de 274 şi 343 grade, ambele cu o incertitudine de 180 grade.
În 1901, Gabriel Dallet a prezis existenţa unei planete ipotetice la 47 a.u. cu o magnitudine de 9.5-10.5 şi o longitudine de 358 grade. În acelaşi an Theodor Grigull a obţinut longitudinea unei planete trans-Neptuniene cu 6 grade mai puţin decât planeta lui Dallet, redusă ulterior la 2,5 grade. Se presupunea că se află la o distanţă de 50.6 a.u.
În 1904, Thomas Jefferson Jackson See a sugerat existenţa a trei planete intra-Neptuniene, la 42.25, 56 şi 72 a.u. Cea interioară are o perioadă de 272.2 ani şi o longitudine în 1904 de 200 grade. Un general rus pe numele sau Alexander Garnowsky a sugerat existenţa a patru planete virtuale dar nu a furnizat nici un fel de detalii despre acestea.
Cele mai bune preziceri însă sunt de origine americană: lucrarea lui Pickering "O căutare a planetei de lângă Neptun", şi cea a lui Percival Lowell "Memorii despre o planetă intra-Neptuniană". Ambele tratează acelaşi subiect, în abordări diferite şi obţin rezultate diferite.
Pickering a utilizat analiza grafică şi a sugerat o "Planetă O" la 51.9 a.u cu o perioadă de 373.5 ani, o masă dublă faţă de cea a Pământului, având o magnitudine de 11.5-14. A mai prezis existenţa a altor 8 planete trans-Neptuniene în următorii 24 ani. Rezultatele sale l-au făcut pe Gaillot să-şi revizuie aproximările distanţelor trans-Neptunienelor sale la 44 şi 66 a.u., şi le-a aproximat masele la de 5 şi respectiv de 24 ori masa Pământului.
Din 1908 şi până în 1932, Pickering a propus şapte (7) planete ipotetice -- O, P, Q, R, S, T şi U. Caracteristicile lui O si P definesc corpuri total diferite de cele originale, astfel că numărul lor ajunge la 9 planete, un record pentru o prognoză planetară. Cele mai multe din predicţiile lui Pickering au stârnit doar curiozitatea. În 1911 el a sugerat că Q ar avea o masă de 20.000 cât masa Pământului, deci de 16 ori mai mare decât cea a lui Jupiter sau cam 1/6 din masa Soarelui, aproape cât o stea mică. Pickering a crezut că Q are o orbită puternic eliptică.
În anii următori, doar P însă i-a atras atenţia. În 1928 el a redus distanţa lui P de la 123 la 67.7 a.u., şi perioada sa de la 1400 la 556.6 ani. Masa lui P părea cam de 20 ori masa Pământului şi magnitudinea de 11. În 1931, după descoperirea lui Pluto, orbita lui P a căpătat caracteristici noi: distanţa de 75.5 a.u., perioada de 656 ani, o masă de 50 ori cât masa Pământului, excentricitate de 0.265, înclinaţia de 37 grade, valori apropiate de cele date orbitei din 1911. Planeta S, propusă în 1928 şi elementele sale din 1931, au fost recalculate : o distanţă de 48.3 a.u. (aproape de Planeta X a lui Lowell, la 47.5 a.u.), perioada de 336 ani, masa de 5 ori cât masa Pământului, magnitudine 15. În 1929 Pickering a propus planeta U, la o distanţă de 5.79 a.u., perioada de 13.93 ani, un pic în afara orbitei lui Jupiter. Masa aproximată este cam 0.045 din masa Pământului, excentricitatea 0.26. Ultima din planetele propuse de Pickering este T, sugerată în 1931: distanţa de 32.8 a.u., perioada de 188 ani.

Percival Lowell, mai cunoscut datorită canalelor a căror existenţă a prezis-o pe suprafaţa lui Marte, a construit un observator privat în Flagstaff, Arizona. Planeta sa ipotetică s-a numit Planeta X, şi în ciuda căutărilor nu a reuşit să o găsească. Prima tentativă a eşuat în 1909, dar în 1913 şi-a început o nouă căutare pornind de la noile caracteristici obţinute: perioada 1850-01-01, longitudine medie 11.67 grade, longitudine periheliu 186, excentricitate 0.228, distanţa medie de 47.5 a.u. , înclinaţie de 7.30 grade, masa 1/21000 din masa solară. Lowell şi alţi cercetători au căutat fără succes Planeta X între 1913-1915. În 1915, Lowell şi-a publicat rezultatele teoretice. În acelaşi an, două imagini şterse ale lui Pluto au fost înregistrate la Observatorul Lowell, deşi nu s-a ştiut că în imagini apare Pluto până în 1930. Aceasta a constituit cea mai mare dezamăgire pentru Lowell. A murit în 1916, renunţând să mai caute Planeta X în ultimii 2 ani de viaţă. El se poate însă mândri cu 515 asteroizi, 700 stele variabile şi 2 imagini ale lui Pluto!
A treia căutare a planetei X a început în aprilie 1927. Nu s-au făcut progrese până în 1927-1928. În decembrie 1929 un tânăr astronom amator pe numele său Clyde Tombaugh, din Kansas, a fost angajat în această căutare. A început în aprilie 1929, iar pe 23 şi 29 ianuarie a expus primele rezultate. Pe 18 februarie l-a identificat pe Pluto. Examinase deja sute de imagini cu milioane de stele. Căutarea Planetei X ajunsese însă la capăt.
Sau nu? Noua planetă, numită ulterior Pluto s-a dovedit a fi descumpănitor de mică, având probabil o masă egală cu cea a Pământului sau poate chiar 1/10 din masa sa (în 1979, când a fost descoperit satelitul lui Pluto numit Charon masa perechii Pluto-Charon părea sa fie de doar 1/400 din masa Pământului). Planeta X trebuia deci să fie mult mai mare dacă ea ar fi fost cea care ar fi produs perturbaţiile orbitei lui Uranus. Tombaugh şi-a continuat căutările încă 13 ani, examinând cerul de la Polul Nord până spre sud cu o înclinaţie de 50 grade, la o magnitudine de 16-17, uneori chiar 18. A studiat circa 90 milioane imagini ale unui număr de aproximativ 30 milioane de stele aflate pe o suprafaţă de 30000 grade pătrate pe cer. A găsit un cluster globular, 5 clustere noi de stele "deschise", un supercluster cu 1800 galaxii şi câteva noi clustere cu galaxii de mici dimensiuni, o cometă, circa 775 asteroizi -- dar nici o planetă cu excepţia lui Pluto. El a conchis deci că nu există nici o planetă necunoscută mai strălucitoare decât una de magnitudine 16.5 - decât o eventuală stea aflată pe o orbită aproape polară şi în apropierea Polului Sud (pe care nu ar fi putut să o detecteze). Ar fi putut de asemenea identifica o stea de mărimea lui Neptun la o distanţă de 7 ori mai mare decât cea la care se află Pluto, sau o stea de mărimea lui Pluto aflată la 60 a.u.
Numele lui Pluto se datorează unei adevărate poveşti. Sugestii anterioare pentru numele său ar fi: Atlas, Zymal, Artemis, Perseus, Vulcan, Tantalus, Idana, Cronus. Cotidianul "The New York Times" a sugerat numele Minerva, reporterii au vrut nume ca Osiris, Bacchus, Apollo, Erebus. Văduva lui Lowell a sugerat numele de Zeus, dar ulterior s-a răzgândit şi s-a oprit la numele de Constance. Multă lume ar fi vrut ca planeta să se numească Lowell. Personalul Observatorului Flagstaff, unde Pluto a fost descoperit a sugerat nume ca Cronus, Minerva, şi Pluto. Câteva luni mai târziu planeta a devenit oficial Pluto. Iniţial numele fusese dat de către Venetia Burney, o elevă de 11 ani din Oxford, Anglia.
Prima orbită calculată pentru Pluto avea o excentricitate de 0.909 şi o perioadă de 3000 ani. Aceste date au făcut să apară îndoieli cum că Pluto ar fi o planetă. Câteva luni mai târziu s-au obţinut date mult mai precise însă.
Masa lui Pluto a fost foarte greu de determinat. Numeroase valori au fost atribuite la momente diferite de timp. Problema nu a fost rezolvată decât atunci când James W. Christy a descoperit satelitul lui Pluto numit Charon, în iunie 1978 -- Pluto s-a dovedit a avea doar 20% din masa Lunii Pământului! Asta însemna că Pluto nu putea practic să producă perturbaţiile orbitei lui Uranus sau Neptun. Pluto nu putea fi deci asociat cu Planeta X a lui Lowell. Ceea ce putea să pară un triumf în ştiinţa astrelor se dovedea acum a fi un accident -- sau mai degrabă rezultatul căutării inteligente şi atente a lui Clyde Tombaugh.
Masa lui Pluto:
Crommelin 1930: 0.11 (mase ale Pământului)
Nicholson 1931: 0.94
Wylie, 1942: 0.91
Brouwer, 1949: 0.8-0.9
Kuiper, 1950: 0.10
1965: <0.14 (apariţia unei stele întunecate lângă Pluto)
Seidelmann, 1968: 0.14
Seidelmann, 1971: 0.11
Cruikshank, 1976: 0.002
Christy, 1978: 0.002 (e descoperit Charon)
O altă planetă trans-Neptuniană cu viaţă scurtă a fost raportată în 22 aprilie 1930 de către R.M. Stewart din Ottawa, Canada -- cu ajutorul unor observaţii făcute în 1924.. Crommelin a calculat o orbită a sa (distanţa 39.82 a.u., nod ascendent 280.49 grade, înclinaţie 49.7 grade!). Tombaugh
a căutat "obiectul Ottawa" fără a-l găsi.
Între timp Pickering a continuat să prezică existenţa unor noi planete (vezi deasupra). Alţii au prezis existenţa planetelor pe fundamente teoretice (chiar Lowell a prezis un al doilea trans-Neptunian aflat la 75 a.u.). În 1946 Francis M. E. Sevin a sugerat existenţa unui trans-Neptunian aflat la 78 a.u.. Datele au fost obţinute prin metode empirice grupând planetele şi asteroidul Hidalgo în 2 grupuri:
Grup I: Mercur Venus Pământul Marte Asterozis Jupiter
Grup II: ? Pluto Neptun Uranus Saturn Hidalgo
El a adăugat apoi logaritmii perioadelor fiecărei perechi de planete găsind o sumă constantă de 7,34. Presupunând că suma este validă şi pentru perechea Mercur - trans-Plutonian, a calculat o perioadă de 677 ani pentru "Transpluto". Ulterior Sevin a calculat complet caracteristicile acestuia: distanţa 77.8 a.u., perioada 685.8 ani, excentricitate 0.3, masa de 11.6 ori cât masa Pământului. Estimările sale au trezit interesul astronomilor.
În 1950, K. Schutte din Munchen a folosit date ale unor comete periodice (8 la număr) pentru a estima prezenţa unui trans-Plutonian aflat la 77 a.u. Patru ani mai târziu H. H. Kitzinger din Karlsruhe, folosind aceleaşi informaţii a estimat prezenţa sa la 65 a.u., având o perioadă de 523.5 ani, o înclinaţie orbitală de 56 grade şi o magnitudine de 11. În 1957 a recalculat distanţa la 75.1 a.u., perioada la 650 ani, înclinaţia la 40 grade şi magnitudinea în jur de 10. Nu a reuşit să ia imagini ale planetei însă şi-a refăcut încă o dată calculele obţinând acum o distanţă de 77 a.u., perioadă de 675.7 ani, înclinaţie de 38 grade, excentricitate 0.07, asemănătoare cu planeta lui Sevin şi chiar cu Planeta P a lui Pickering. Totuşi ea nu a fost niciodată găsită.
Cometa Halley a fost şi ea folosită ca probă pentru existenţa planetelor trans-plutoniene. În 1942 R. S. Richardson a arătat existenţa unei planete de mărimea Pământului la 36.2., sau la 1 a.u. de afeliul cometei Halley. O planetă aflată la 35.3 a.u. având o masă de 0.1 din masa Pământului ar avea un efect similar. În 1972, Brady a prezis o planetă la 59.9 a.u., perioada 464 ani, excentricitate 0.07, înclinaţia 120 grade (aflată în mişcare retrogradă), magnitudine 13-14, cam de mărimea lui Saturn. Ea nu a fost însă găsită.
Tom van Flandern a examinat poziţiile lui Uranus şi Neptun în anii 1970. Orbita calculată pentru Neptun a corespuns observaţiilor doar timp de căţiva ani. Orbita lui Uranus a corespuns doar pe perioada unei mişcări de revoluţie. În 1976 Tom van Flandern a fost convins că există o a 10-a planetă. După descoperirea lui Charon în 1978 care a arătat o masă mult diminuată a lui Pluto în raport cu estimările făcute, el l-a convins pe colegul său Robert S. Harrington de existenţa acestei a 10-a planete. Au început o colaborare investigând sistemul de sateliţi ai lui Neptun. Curând însă rezultatele lor au devenit divergente. În timp ce van Flandern credea că planeta s-a format după orbita lui Neptun, Harrington era de părere că ea s-a format între orbitele lui Uranus şi Neptun. Van Flandern credea că sunt necesare şi alte informaţii, spre exemplu este nevoie de o valoare mai precisă a masei, furnizate de Voyager 2. Harrington a încercat să localizeze planeta utilizând forţa brută, nu a reuşit însă. Cei doi au sugerat că planeta s-ar afla aproape de afeliu pe o orbită foarte înclinată. Planeta ar putea fi întunecată, cu o magnitudine de 16-17.
În 1987, Whitmire şi Matese au presupus că există o a 10-a planetă la 80 a.u. având o perioada de 700 ani şi o înclinaţie de 45 grade, aceasta ca o alternativă la ipoteza"Nemesis". Potrivit lui Eugene M. Shoemaker, această planetă nu ar fi putut totuşi provoca acele ploi de meteori, aşa cum crezuseră Whitmire şi Matese.
În 1987, John Anderson de la JPL a studiat mişcarea vehiculelor spaţiale Pioneer 10 şi Pioneer 11, pentru a vedea dacă există perturbaţii datorate unor forţe gravitaţionale nedescoperite încă. Nu s-a aflat nimic şi Anderson a conchis că o a 10-a planetă există. A calculat o masă egală cu de 5 ori masa Pământului, o perioadă orbitală de 700-1000 ani şi o orbită puternic înclinată. Anderson a sperat că cele două vehicule spaţiale Voyager o să îl ajute să localizeze planeta.
Conley Powell, de la JPL, a analizat şi el mişcarea planetelor. Se pare că observaţiile lui Uranus deveniseră mult mai precise după 1910. Powell a sugerat existenţa unei planete având de 2,9 ori masa Pământului la 60.8 a.u. de Soare, cu o perioadă de 494 ani, o înclinaţie de 8.3 grade şi o excentricitate redusă. Powell a fost uimit că perioada este cam de 2 ori perioada lui Pluto şi cam de 3 ori perioada lui Neptun, fiind deci posibil ca planeta văzută de el să aibă o orbită stabilizată prin rezonanţă mutuală cu vecinii ei, în ciuda distanţei mari dintre aceste planete. Caracteristicile planetei arătau că ea face parte din Gemeni şi că este mai luminoasă decât Pluto. O căutare din 1987 a rămas fără succes. Powell a recalculat caracteristicile planetei: 0.87 din masa Pământului, distanţa de 39.8 a.u, o perioadă de 251 ani, excentricitate de 0,26, deci o orbită foarte asemănătoare cu cea a lui Pluto. Acum planeta trebuia să se afle în Leu, având o magnitudine de 12, dar Powell crede că datele sunt insuficiente şi că nu e momentul să efectueze o căutare.
Chiar dacă nu s-a găsit nici o planetă trans-Plutoniană, interesul s-a îndreptat spre exteriorul sistemului solar. Asteroidul Hiadlgo, aflat în mişcare pe o orbită între Jupiter şi Saturn a fost deja amintit. În 1977-1984, Charles Kowal a efectuat o nouă căutare sistematică pentru a găsi corpuri necunoscute încă din sistemul solar, folosind telescopul Schmidt de 48 inci al Observatorului Palomar. În octombrie 1987 a găsit asteroidul 1977 UB, numit ulterior Chiron, aflat la o distanţă de 13.7 a.u. cu o perioadă de 50.7 ani, o excentricitate de 0.3786, înclinaţie de 6.923 grade, un diametru de 50 Km. În timpul căutării Kowal a mai găsit 5 comete şi 15 asteroizi, inclusiv Chiron, cel mai îndepărtat asteroid la momentul acela. Kowal a regăsit 4 comete şi un asteroid pierdut. Nu a găsit însă o a 10-a planetă şi a conchis că nu există o planetă necunoscută mai luminoasă decât una de magnitudine 20 la 3 grade de ecliptică.
Chiron a fost iniţial anunţat ca "a 10-a planetă", fiind însă imediat desemnat ca asteroid. Kowal însă a suspectat că poate fi foarte asemănător unei comete! În 1995 Chiron a fost clasificat şi ca şi cometă - este cu siguranţă cea mai mare cometă cunoscută până acum.
În 1992 un asteroid chiar mai îndepărtat a fost găsit: Pholus. Mai târziu, în 1992 un asteroid din afara orbitei lui Pluto a fost găsit, şi apoi încă 5 asteroizi trans-Plutonieni în 1993 şi încă alţii în 1994!
Între timp, vehiculele spaţiale Pioneer 10 şi 11 precum si Voyager 1 şi 2 au ieşit din spaţiul sistemului solar încercând să găsească dovezi ale forţelor gravitaţionale ale unor planete necunoscute. Nu s-a găsit însă nimic. Au furnizat însă date mai precise privind masa planetelor - când acestea au fost folosite pentru a actualiza calculele făcute în legătură cu sistemul solar, misterul a dispărut. Căutarea planetei X a ajuns la sfârşit. Nu există nici o Planetă X, însă a fost găsită o centură de asteroizi în afara lui Neptun/Pluto. Asteroizii din afara orbitei lui Jupiter cunoscuţi până în august 1993 sunt:
Hidalgo
Chiron
Damocles

În noiembrie 1994 aceşti asteroizi trans-Neptunieni erau cunoscuţi:
Obiect a e incl R Mag Diam Descoperit Descoperitori
a.u. grd km Data
1992 QB1 43.9 0.070 2.2 22.8 283 1992 Aug Jewitt & Luu
1993 FW 43.9 0.047 7.7 22.8 286 1993 Mar Jewitt & Luu
1993 RO 39.3 0.198 3.7 23.2 139 1993 Sep Jewitt & Luu
1993 RP 39.3 0.114 2.6 24.5 96 1993 Sep Jewitt & Luu
1993 SB 39.4 0.321 1.9 22.7 188 1993 Sep Williams
1993 SC 39.5 0.185 5.2 21.7 319 1993 Sep Williams
1994 ES2 45.3 0.012 1.0 24.3 159 1994 Mar Jewitt & Luu
1994 EV3 43.1 0.043 1.6 23.3 267 1994 Mar Jewitt & Luu
1994 GV9 42.2 0.000 0.1 23.1 264 1994 Apr Jewitt & Luu
1994 JQ1 43.3 0.000 3.8 22.4 382 1994 Mai Irwin
1994 JR1 39.4 0.118 3.8 22.9 238 1994 Mai Irwin
1994 JS 39.4 0.081 14.6 22.4 263 1994 Mai Luu & Jewitt
1994 JV 39.5 0.125 16.5 22.4 254 1994 Mai Jewitt & Luu
1994 TB 31.7 0.000 10.2 21.5 258 1994 Oct Jewitt & Chen
1994 TG 42.3 0.000 6.8 23.0 232 1994 Oct Chen
1994 TG2 41.5 0.000 3.9 24.0 141 1994 Oct Hainaut
1994 TH 40.9 0.000 16.1 23.0 217 1994 Oct Jewitt
1994 VK8 43.5 0.000 1.4 22.5 273 1994 Nov Fitzwilliams

Diametrul este dat în km (şi este bazat pe magnitudine)
Corpurile trans-Neptuniene par să formeze două grupuri. Unul format din Pluto, 1993 SC, 1993 SB şi 1993 RO, având orbite excentrice şi o rezonanţa de 3:2 cu Neptun. Al doilea grup include 1992 QB1 şi 1993 FW, este ceva mai îndepărtat şi are o excentricitate ceva mai scăzută.
QUAOAR
Cel mai mare corp ceresc, descoperit in Sistemul Nostru Solar, din ultimii 72 de ani. Corpul este mai mare decat satelitul lui Pluto, Charon (care are numai 1200 de km in diametru).
Se afla pe o orbita aflata la o distanta de 6,4 miliarde de Km. de Soare, dincolo de orbita lui Pluto.
Noua planeta descoperita are un diametru de 1300 de Km. Planeta a fost descoperita de doi cerectatori apartinand Institutului de Tehnologie din California. Noul corp ceresc inconjoara Soarele la fiecare 288 de ani. Descoperirea a fost facuta cu ajutorul telescopului Hubble.

Bibliografie:

Willy Ley: "Watcher's of the skies", The Viking Press NY,1963,1966,1969
William Graves Hoyt: "Planet X and Pluto", The University of Arizona Press 1980, ISBN 0-8165-0684-1, 0-8165-0664-7 pbk.
Carl Sagan, Ann Druyan: "Comet", Michael Joseph Ltd, 1985, ISBN 0-7181-2631-9
Mark Littman: "Planets Beyond - discovering the outer solar system", John Wiley 1988, ISBN 0-471-61128-X
Tom van Flandern: "Dark Matter, Missing Planets & New Comets. Paradoxes resolved, origins illuminated", North Atlantic Books 1993, ISBN 1-55643-155-4
Joseph Ashbrook: "The many moons of Dr Waltemath", Sky and Telescope, Vol 28, Oct 1964, p 218, also on page 97-99 of "The Astronomical Scrapbook" by Joseph Ashbrook, SKy Publ. Corp. 1984, ISBN 0-933346-24-7
Delphine Jay: "The Lilith Ephemeris", American Federation of Astrologers 1983, ISBN 0-86690-255-4
William R. Corliss: "Mysterious Universe: A handbook of astronomical anomalies", Sourcebook Project 1979, ISBN 0-915554-05-4, p 45-71 "The intramercurial planet", p 82-84 "Mercury's moon that wasn't", p 136-143 "Neith, the lost satellite of Venus", p 146-157 "Other moons of the Earth", p 423-427 "The Moons of Mars", p 464 "A ring around Jupiter?", p 500-526 "Enigmatic objects"
Richard Baum & William Sheehan: "In Search of Planet Vulcan" Plenum Press, New York, 1997 ISBN 0-306-45567-6 , QB605.2.B38
Sursele de pe Net
http://www.astro

multumim antonyo pt inforrmatii
ele sunt utile pt cei care vor sa stie mai multe
sa ai pace si iubire
oriunde te afli

MERCI LAURENTIU.SALUTARI FLOTARILOR INTELECTUALE:)