:: wikimiki.org ::

Júpiter (planeta)

Júpiter (planeta)

Júpiter és el planeta més gran del Sistema Solar i el cinquè segons la seua distància al Sol. Té un diàmetre de 142.984 km (unes 11 vegades el de la Terra). La seva òrbita se situa aproximadament a 5 UA, uns 750 milions de km del Sol, entre les òrbites de Mart i Saturn. Es tracta d'un planeta gasós format principalment per hidrogen i heli sense una superfície interior definida. La seva atmosfera està permanentment coberta de núvols estructurats en franges horitzontals de colors rogencs. Aquests posseixen una forta dinàmica de vents zonals amb velocitats de fins a 150 m/s i mostren un alt grau de turbulència. Entre els detalls atmosfèrics destaca la Gran Taca Vermella, un enorme anticicló situat en les latituds tropicals de l'hemisferi sud. Júpiter és el planeta amb el nombre més gran de satèl·lits coneguts, amb un total de 63. Els més importants són els quatre satèl·lits galileans: Ió, Europa, Ganimedes i Cal·listo. Júpiter ja era conegut en la més remota antiguitat. Rep el seu nom del pare dels déus de la mitologia romana, aquell al que els grecs anomenaven Zeus i els romans Júpiter.

Característiques generals

Júpiter és el més massiu dels planetes del Sistema Solar. La seva massa equival a unes 310 vegades la de la Terra i a unes 2,5 vegades la suma de la masses de tots els altres planetes. Més d'un centenar de planetes extrasolars han sigut descoberts amb masses semblants o superiors a la massa de Júpiter. També té el rècord de volum (1400 vegades el de la Terra) i la seva velocitat de rotació és la més ràpida dels planetes del Sistema Solar. Júpiter és el quart objecte més brillant del cel (després del Sol, la Lluna i Venus encara que a vegades Mart pot ser més brillant que Júpiter i Júpiter més brillant que Venus).

Atmosfera

Bandes i Zones

L'atmosfera de Júpiter està dividida en cinturons foscos anomenats Bandes i regions clares anomenades Zones, tots ells en la direcció dels paral·lels. Les bandes i zones delimiten un sistema de corrents de vents alternants en direcció amb la latitud i en general de gran intensitat, per exemple, els vents en l'equador bufen a velocitats entorn a 100 m/s (360 km/h). En la Banda Equatorial Nord, els vents poden arribar a bufar a 150 m/s (540 km/h).

La Gran Taca Vermella

Júpiter té una enorme formació meteorològica en la seva atmosfera anomenada la Gran Taca Vermella. Es fàcilment observable pels telescopis dels astrònoms aficionats donades les seves grans dimenssions, superiors al diàmetre de la Terra. El científic anglès Robert Hooke va observar fa mes de 300 anys una gran formació meteorològica que podria ser la Gran Taca Vermella. La grandària actual de la taca és aproximadament unes dos vegades el de la Terra. Meteorològicament, la Gran Taca vermella és un enorme anticicló molt estable en el temps. Els vents en la perifèria del vèrtex tenen una intensitat pròxima als 400 km/h.

Estructura dels núvols

Els núvols superiors de Júpiter estan formats probablement de cristalls congelats d'amoníac. El color rogenc ve donat per algun tipus d'agent colorant desconegut encara que se suggereixen compostos de Sofre o fòsfor. Per davall dels núvols visibles Júpiter posseeix molt possiblement núvols més denses d'un compost químic format per amoníac i hidrosulfur anomenat hidrosulfur d'amoni, NH₄SH. A una pressió entorn de 5-6 bar de pressió existeix possiblement una capa encara més densa de núvols d'aigua. Una de les proves de l'existència dels núvols la constituïxen l'observació de descàrregues elèctriques compatibles amb tempestats profundes a estos nivells de pressió. Les tempestes convectives poden a vegades estendre's des dels 5 bar fins als 300-500 mbar, uns 150 km en vertical.

Estructura interna

En l'interior del planeta l'hidrogen i l'heli es comprimeixen progressivament. L'hidrogen molecular es comprimeix de tal manera que es transforma en un líquid de caràcter metàl·lic a profunditats d'uns 10.000 km respecte a la superfície. Més avall s'espera l'existència d'un nucli rocós format principalment per materials gelats. L'existència de les diferents capes ve determinada per l'estudi del potencial gravitatori del planeta mesurat per les diferents sondes espacials. D'existir el nucli intern provaria la teoria de formació planetària a partir d'un disc de planetesimals. Júpiter és tan massiu que encara no s'ha alliberat de la calor acumulada en la seva formació i posseïx per tant una important font interna de calor que ha sigut mesurada de manera precisa i equival a 5,4 W/m². Açò significa que l'interior del planeta està mesclat de manera eficaç almenys fins nivells pròxims als núvols d'aigua a 5 bar.

Magnetosfera

Júpiter té una magnetosfera extensa i de molta intensitat. El camp magnètic de Júpiter podria veure's des de la Terra ocupant un espai equivalent al de la Lluna plena a pesar d'estar molt més lluny. El camp magnètic de Júpiter és de fet l'estructura de major mida en el Sistema Solar. Les partícules carregades són arreplegades pel camp magnètic jovià i conduïdes cap a les regions polars on produïxen impressionants aurores. Per un altre costat les partícules expel·lides pels volcans de la lluna Io formen un bou de rotació en què el camp magnètic atrapa material addicional que és conduït a través de les línies de camp sobre l'atmosfera superior del planeta. Les sondes Pioneer van confirmar l'existència del camp magnètic jovià i la seva intensitat, més de 10 vegades superior al terrestre contenin més de 20.000 vegades l'energia associada al camp terrestre. Les Pioneer van descobrir que l'ona de xoc de la magnetosfera joviana s'estén a 26 milions de quilòmetres del planeta amb la cua magnètica estenent-se més enllà de l'òrbita de Saturn. Les variacions del vent solar originen ràpides variacions en grandària de la magnetosfera . Aquest aspecte va ser estudiat per les sondes Voyager. També es va descobrir que àtoms carregats eren expulsats de la magnetosfera joviana amb gran intensitat i eren capaços d'aconseguir l'òrbita de la Terra. També es van trobar corrents elèctrics fluint de Júpiter a algunes de les seues llunes, particulamente Io i també en menor grau Europa.

Satèl·lits

- Per a més informació, vegeu l'article Satèl·lits de Júpiter. Els quatre grans satèl·lits de Júpiter van ser descoberts per Galileu Galilei l'any 1610, raó per la qual se'ls anomena satèl·lits galileians. Van ser els primers satèl·lits en ser descoberts, a part de la Lluna és clar. El descobriment d'estos satèl·lits va constituir un punt d'inflexió en la llarga disputa entre el sistema geocèntric i el copernicà (heliocèntric). En aquest últim era molt més fàcil explicar el moviment i la pròpia existència d'uns objectes que clarament no giraven al voltant de la Terra. Les observacions des de telescopis terrestres i les diferents sondes espacials que han passat prop de Júpiter han ampliat el nombre total de satèl·lits coneguts fins a 63, 48 dels quals ja tenen nom definitiu. Els satèl·lits de Júpiter reben els seus noms d'amants del déu Zeus (Júpiter) de la mitologia grega. Des dels temps de Galileu i fins a mitjan segle XX, se'ls denominava per números romans segons el seu ordre de proximitat al planeta. Aquests són els noms dels 48 satèl·lits de Júpiter que ja tenen nom definitiu: Adrastea, Aitné, Amaltea, Ananké, Aoede, Arque, Autónoe, Caldona, Cale, Calice, Calicore, Calírroe, Cal·listo, Carme, Carpo, Cilene, Elara, Erínome, Euante, Eucelade, Euporia, Eurídome, Europa, Ganimedes, Harpalice, Hegemone, Helice, Hermipé, Himalia, Ió, Isonoe, Leda, Lisitea, Megaclite, Metis, Mneme, Ortosia, Pasífae, Pasítea, Praxídice, Sinope, Sponde, Taígete, Tebe, Telxinoe, Temisto, Tione, Iocasta i uns altres 15 que no tenen encara nom definitiu.

Sistema d'anells

Júpiter posseix un tènue sistema d'anells que va ser descobert per la sonda Voyager 1 en 1979. Els anells són inestables en escales de temps d'uns 1000 anys pel que estos han de ser contínuament regenerats, potser per l'impacte de micrometeorits amb els satèl·lits de Júpiter. Hi ha un anell principal i dos anells més tènues cap a l'exterior denominats anells de Gossamer. En l'interior de l'anell principal hi ha un halo de material difús. Els anells pareixen estar compostos de partícules fosques de pols.

Impacte del cometa SL9

- Per a més informació, vegeu: Descripció detallada dels impactes del SL9. Descripció detallada dels impactes del SL9.]] Entre el 16 i el 22 de juliol de 1994, vint fragments del cometa Shoemaker-Levy 9 van impactar contra l'atmosfera de Júpiter. El cometa havia estat disgregat per les forces de marea degudes a l'acció de la gravetat de Júpiter durant un pas anterior del cometa per les proximitats del planeta.

Formació de Júpiter

Les teories de formació del planeta són de dos tipus: Formació a partir d'un nucli de gels d'una massa entorn de 10 vegades la massa terrestre capaç d'atraure i acumular el gas de la nebulosa protosolar o formació primerenca per col·lapse gravitatori directe. Ambdós models tenen implicacions molt distintes per als models generals de formació del Sistema Solar i dels sistemes de planetas extrasolars.

Exploració espacial de Júpiter

Júpiter ha sigut visitat per diverses missions espacials de la NASA. Les missions Pioneer 10 i Pioneer 11 van realitzar una exploració preliminar amb sobrevols del planeta en els anys 70. Les missions Voyager 1 i Voyager 2 van visitar Júpiter en 1979 revolucionant el coneixement que es tenia del planeta i les seves llunes descobrint també el seu sistema d'anells. En 1995 la misió Galileu que constava d'una sonda i un orbitador va iniciar una missió d'exploració del planeta de 7 anys. Al desembre de l'any 2000 la missió espacial Cassini/Huygens va realitzar un sobrevol llunyà en el seu viatge amb destí a Saturn.

Pàgines que s'hi relacionen

- Gran Taca Vermella
- Descripció detallada dels impactes del SL9

Enllaços externs

- [http://www.solarviews.com/span/jupiter.htm Solar Views Vistes del Sistema Solar en castellà]
- [http://galileo.jpl.nasa.gov/ Resum (anglés) dels resultats de la missió Galileu a Júpiter]
- [http://www.britastro.com/jupiter/ British Astronomical Association]
- [http://ciencia.nasa.gov/headlines/y2004/20feb_radiostorms.htm Escoltar els "genuïns" sons de Júpiter-(Març-2004)]

Referències:

- The New Solar System, J.K. Beatty, C. Collins Petersen i A. Chaikin, Cambridge University Press i Sky Publishing Corporation, ISBN 0933346867 (1999).
- The Giant Planet Júpiter, J.H. Rogers, Cambridge University Press, ISBN 0521410088 (1995).
- Júpiter : The Planet, Satellites and Magnetosphere, Ed. F. Bagenal, T.E. Dowling, W.B. McKinnon, D. Jewitt, C. Murray, J. Bell, R. Lorentz, F. Nimmo, Cambridge University Press (2004). categoria:Planetes als:Jupiter (Planet) ja:木星 ko:목성 ms:Musytari simple:Jupiter (planet) th:ดาวพฤหัสบดี

Planeta

Un planeta és un cos sense llum pròpia que gira al voltant d'una estrella. Així, es denomina planeta a cadascun dels cossos sòlids que descriuen òrbites el·líptiques al voltant del Sol o, en general, d'un estel. El mot planeta, que significa errant, va ser utilitzat en l'antiga astronomia geocèntrica per a designar els set astres que són visibles a ull nu i que es desplacen lentament respecte als estels del firmament. Aquests astres eren el Sol, la Lluna, Mercuri, Venus, Mart, Júpiter i Saturn. Amb l'adveniment de la teoria heliocèntrica de Copèrnic (1543) (que té un precedent en la d'Aristarc de Samos) la Terra va ser considerada com a planeta, i el Sol i la Lluna van deixar de ser-ho. Per tant, el nombre de planetes va ser reduït a sis. L'any 1781 William Herschel va descobrir Urà, l'any 1846 Johann Galle va descobrir Neptú i l'any 1930 Clyde Tombaugh va descobrir Plutó. Actualment, els planetes que millor coneixem són els del nostre Sistema Solar que són nou: Mercuri, Venus, la Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà, Neptú i Plutó. Però s'han descobert altres planetes. Es coneixen com a «planetes extrasolars». Són planetes que orbiten al voltant d'altres estrelles que no són el Sol. L'any 1995, astrònoms de l'observatori de Ginebra van descobrir un planeta extrasolar amb una massa comparable a la de Júpiter orbitant al voltant de 51 Pegasi, una estrella similar al Sol. Anys més tard, astrònoms nord-americans van descobrir dos planetes més grans que Júpiter a les òrbites de dues estrelles similars al Sol, 47 Ursae Maioris i 70 Virginis. Categoria:Astronomia als:Planet ja:惑星 ko:행성 ms:Planet simple:Planet th:ดาวเคราะห์ zh-min-nan:He̍k-chheⁿ

Sol

El Sol és la estrela més pròxima a la Terra pel que també és l'astre més brillant. ---- La seva presència o absència en el cel determina el dia o la nit respectivament. La energia radiada pel Sol és aprofitada pels sers fotosintètics que constituïxen la base de la cadena tròfica. Així, és la principal font d'energia de la vida. També aporta l'energia que manté en funcionament els processos climàtics. A pesar de ser una estrela mitjana, és l'única que es resol a simple vista, amb un diàmetre angular de 32' 35" minuts d'arc en el periheli i 31' 31" en el afeli. El que dóna un diàmetre mitjà de 32' 03". Per una estranya coincidència, la combinació de grandàries i distàncies del Sol i la Lluna són tals que es veuen, aproximadament, amb la mateixa grandària aparent en el cel. El planeta Terra i tots els altres planetes del Sistema Solar orbiten el Sol. Altres cossos que orbiten el Sol inclouen asteroides, meteorits, cometes, objectes del cinturó de Kuiper, del Núvol d'Oort i, també, pols. Es va formar fa uns 4500 milions d'anys i al final de la seva vida, dintre d’uns 5000 milions d’anys, s'apagarà.

Característiques

any El Sol és un estel de la seqüència principal, de classe espectral G2, que significa que és una mica més gran i calent que un estel mitjà, però molt menor que un gegant vermell. Una estrella G2 té una vida a la seqüència principal de 10 milers de milions d'anys. En el centre del Sol, la densitat és aproximadament 1,5 × 10⁵ kg/m³, les reaccions termonuclears (fusió) converteixen l'hidrogen en heli. 3,9 × 10⁴⁵ àtoms passen per reaccions nuclears cada segon. Això allibera energia que fuig de la superfície del Sol com a llum. És possible de replicar les reaccions termonuclears amb les anomenades bombes d'hidrogen. En un futur podria esdevenir-se que la energia alliberada per la fusió nuclear en reactors de fusió sigui utilitzada com a font d'energia alternativa per a la producció d'electricitat. Tota la matèria del Sol està en forma de plasma degut a la seva temperatura extrema. Així, el Sol pot girar més ràpidament a l'equador que a latituds altes, ja que no és un sòlid. La rotació diferencial (segons la latitud) del Sol causa que les línies del camp magnètic s'entortolliguin amb el temps, provocant la formació de les dramàtiques taques solars i prominències solars. La corona solar té 10¹¹ àtoms/m³, i la fotosfera té 10²³ àtoms/m³. Durant algun temps es va pensar que el nombre de neutrins produits a les reaccions nuclears al Sol era una tercera part de la predicicó teòrica, un problema que es denominà problema dels neutrins solars. Quan es va descobrir recentment que els neutrins tenien massa, i que es podien transformar en varietats de neutrins més difícils de detectar en el camí de la Terra al Sol, les mesures i la teoria van coincidir. Per a obtenir informació ininterrompuda del Sol, l'Agència Espacial Europea i la NASA van posar en òrbita l'observatori SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de desembre de 1995.

Naixement i mort del Sol

Més informació en: Evolució estel·lar El Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir de núvols de gas i pols que ja contenien residus de generacions anteriors de estrelas. Gràcies a la metalicitat de tal gas, del seu disc circumstelar van sorgir, més tard, els planetas, asteroides i cometes del sistema solar. En l'interior del Sol es produïxen reaccions de fusió en les que els àtoms de hidrogen es transformen en heli produint-se l'energia que irradia la nostra estrela. Actualment, el Sol es troba en plena seqüència principal, fase en què seguirà uns 5.000 milions d'anys més cremant hidrogen de manera estable. Quan l'hidrogen del seu nucli siga molt menys abundant aquest es contraurà i s'encendrà la capa de hidrogen adjacent, però açò no bastarà per a retindre'l. Seguirà compactant-se fins que la seva temperatura siga prou elevada com per a fusionar el heli del nucli (uns 100 milions de graus). Al mateix temps, les capes exteriors de l'embolcall se n'aniran expandint gradualment. S'expandiran tant que, a pesar de l'augment de brillantor de la estrela, el seu temperatura efectiva disminuirà, situant el seu llum en la regió roja del espectre. El Sol s'haurà convertit en una gegant roja. El radi del Sol, per a llavors, serà tan gran que haurà engolit a Mercuri, Venus i, possiblement, a la Terra. Durant la seva etapa com gegant roja (uns 1.000 milions d'anys) el Sol anirà expulsant gas cada vegada amb major intensitat. En els últims moments de la seva vida el vent solar s'intensificarà i el Sol es desprendrà de tot el seu embolcall, la qual, formarà, amb el temps, una nebulosa planetària. El nucli i les seves regions més pròximes es comprimiran més fins a formar un estat de la matèria molt concentrat en el que les repulsions de tipus quàntic entre els electrons extremadament pròxims (degenerats) frenaran el col·lapse. Quedarà llavors, com a romanent estel·lar, una nana blanca de carboni i oxigen que s'anirà refredant gradualment.

Estructura del Sol

El sol no es el sol perque sigui es sol perque ues al sol hi viu deu tot poderos, el sol fa llum esta format per mexeros TONTO EL QUE LO LEA Com tots els cossos de suficient massa el Sol posseeix una forma esfèrica i a causa del seu lent moviment de rotació, té també un lleu aplatament polar. Com en qualsevol gran cos esfèric, totes les partícules que el constituïxen tendeixen a caure cap al centre per la força gravitacional, però no totes poden fer-ho perquè són rebutjades per la força de pressió de radiació i la pressió del gas. Pel fet que estes forces es compensen, l'estrella ni es col·lapsa cap a dins sobre si mateixa ni es disgrega. És l'anomenat equilibri hidrostàtic. El Sol presenta una estructura en capes esfèriques o en "capes de ceba". La frontera física i les diferències químiques entre les distintes capes són difícils d'establir. Sí es pot no obstant establir una funció física que és diferent per a cada una de les capes. En l'actualitat, l'Astronomia disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactòriament la majoria dels fenòmens observats. Segons este model, el Sol està format per: 1) nucli, 2) zona radiant, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona i 7) vent solar.

Nucli solar

Ocupa uns 139.000 km del radi solar, 1/5 del mateix, i és en esta zona on es verifiquen les reaccions termonuclears que proporcionen tota l'energia que el Sol produïx. La nostra estrela està constituïda per un 81 % de hidrogen, 18 % de heli i l'1 % restant que es reparteix entre altres elements. En el seu centre es calcula que hi ha un 49 % de hidrogen, 49 % de heli i el 2 % restant en altres elements que serveixen com catalitzadors en les reaccions termonuclears. El físic austríac Fritz Houtermans i el astrònom anglès Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) van unir els seus esforços per a veure si la producció d'energia en l'interior del Sol i en les estrelas es podia explicar per les transformacions nuclears que originen les temperatures extremadament altes del seu interior. Temperatures que són de l'orde de 10 a 20 milions de graus. Així, les reaccions de fusió són les fonts d'energia del Sol i les estrelas. Va ser en 1938 quan Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estats Units i Carl Friedrich von Weizsäker, en Alemanya, simultàniament i independentment van trobar el fet notable que el grup de reaccions en què intervenen carboni i nitrogen constituïxen un cicle, que es repetix una vegada i una altra, mentres dura el hidrogen. A este grup de reaccions se les coneix com "cicle de Bethe o del carboni", que és equivalent a la fusió de quatre protons en un nucli de heli. En estes reaccions de fusió hi ha una pèrdua de massa, açò és, el hidrogen consumit pesa més que el heli produït. Eixa diferència de massa es transforma en energia segons l'equació de Einstein. E = mc², on E és l'energia, m la massa i c la velocitat de la llum. Estes reaccions nuclears transformen el 0,7 % de la massa afectada en fotons, amb una longitud d'ona curtíssima i per tant molt energètics i penetrants. El cicle ocorre en les etapes següents: ₁H¹ + ₆C¹² → ₇N¹³; ₇N¹³ → ₆C¹³ + e⁺ + neutrí; ₁H¹ + ₆C¹³ → ₇N¹⁴; ₁H¹ + ₇N¹⁴ → ₈O¹⁵; ₆O¹⁵ → ₇N¹⁵ + e⁺ + neutrí, i finalment ₁H¹ + ₇N¹⁵ → ₆C¹² + ₂He⁴. Sumant totes les reaccions i cancel·lant els termes comuns, tenim 4 ₁H¹ → ₂He⁴ + 2e⁺ + 2 neutrins + 26,7 MeV. L'energia neta alliberada en el procés és 26,7 MeV, o siga prop de 6,7 x 10¹⁴ Joules per kg de protons consumits. El carboni actua com a catalitzador, perquè al final del cicle es regenera. Una altra reacció de fusió que ocorre en el Sol i en les estrelas, és el cicle de Critchfiel o protó-protó. Charles Critchfiel en 1938 era un jove físic alumne de George Gamow (1904-1968) en la Universitat de George Washington, va tindre una idea completament diferent, a l'adonar-se que en el xoc entre dos protons molt ràpids pot ocórrer que un dels protons perd la seua càrrega positiva i es convertisca en un neutró, que roman unit a l'altre protó, constituint un deuteró, és a dir un nucli de hidrogen pesat. La reacció és: ₁H¹ + ₁H¹ → ₂H² + e⁺ + neutrí; ₁H¹ + ₁H² → ₂He³; ₂He³ + ₂He³ → ₂He⁴ + 2 ₁H¹.- El primer cicle es dóna en estrelas més calents i amb major massa que el Sol i la cadena protó-protó en les semblants al Sol. Quant al Sol, fins a l'any 1953 es va creure que la seua energia era produïda exclusivament pel enllustre de Bethe, però s'ha demostrat en estos últims anys que la calor solar procedix en un 99 % del cicle protó-protó. Arribarà un dia en què el Sol esgote tot el hidrogen en la regió central al transformar-lo en heli, la pressió serà incapaç de sostindre les capes superiors i la regió central tendirà a contraure's gravitacionalment, calfant-se cada vegada més les capes adjacents. L'excés d'energia produïda farà que les capes exteriors del Sol tendisquen a expandir-se i refredar-se i el nostre astre rei es convertirà en una estrela gegant roja. El diàmetre del Sol pot arribar a arribar i sobrepassar al de l'òrbita de la Terra amb la qual cosa, qualsevol forma de vida s'haurà extingit. Quan la temperatura de la regió central abast aproximadament 100 milions de graus, començarà a produir-se la reacció del heli en carboni, fins que el primera s'esgote, amb la qual cosa es verificarà el mateix procés que a l'esgotar-se el hidrogen. D'esta manera el nucli començarà a contraure's, fins a convertir-se el nostre Sol en una nana blanca i, més tard, al refredar-se totalment, en una nana negra.

Zona radiant

És la zona exterior al nucli en què el transport de l'energia generada en l'interior es produïx per radiació cap al límit exterior de la zona radiativa. Esta zona està composta de plasma, és a dir, grans quantitats de hidrogen i heli ionitzat. Com la temperatura del Sol decreix del centre (10-20 milions de graus) a la perifèria (6000 graus en la fotosfera), és més fàcil que un fotó qualsevol es moga del centre a la perifèria que no al revés. Es calcula que un fotó qualsevol inverteix un milió d'anys, movent-se a la velocitat de la llum a arribar la superfície i manifestar-se com a llum visible.

Zona convectiva

Esta regió s'estén per damunt de la zona radiant i en ella els gasos solars deixen d'estar ionitzats i els fotons són absorbits amb facilitat tornant-se el material opac al transport de radiació. Per tant el transport d'energia es realitza per convecció en la que la calor es transporta de manera no homogènia i turbulenta pel propi fluid. Els fluids es dilaten al ser calfats i disminuïxen la seva densitat per tant es formen corrents ascendents de material des de la zona calfada fins a la zona superior i regions descendents de material des de les zones exteriors freds establint-se corrents convectivas. Així a uns 200.000 quilòmetres baix la fotosfera del Sol, el gas es torna opac per efecte de la disminució de la temperatura; en conseqüència, absorbeix els fotons procedents de les zones inferiors i es calfa a expenses de la seva energia. Es formen així seccions convectives de turbulència, que les parcel·les de gas calent i lleuger pugen fins a la fotosfera, on novament l'atmosfera solar es torna transparent a la radiació i el gas calent cedeix la seva energia en forma de llum visible, refredant-se abans de tornar a descendir a les profunditats. L'anàlisi de les oscil·lacions solars ha permès establir que esta zona s'estén fins a estrats de gas situats a la profunditat indicada anteriorment. L'estudi de les oscil·lacions solars constituïx la heliosismología.

Fotoesfera

La fotosfera és la zona des de la que s'emet pràcticament tota la llum visible del Sol i es considera com la «superfície» solar, la qual, vista amb el telescopi, es presenta formada per grànuls brillants que es projecten sobre un fons mes fosc. A causa de l'agitació de la nostra atmosfera, estos grànuls pareixen estar sempre en agitació. Ja que el Sol és gasós, la fotosfera és un poc transparent: pot ser observada fins una profunditat d'uns centenars de quilòmetres abans de tornar-se completament opaca. Encara que el limbe del Sol apareix prou nítid en una fotografia o en la imatge solar projectada amb un telescopi, es nota fàcilment que la brillantor del disc solar disminuïx cap al limbe. Aquest fenomen d'enfosquiment del limbe és conseqüència que el Sol és un cos gasós amb una temperatura que disminuïx amb la distància al centre. La llum que es veu en el centre procedeix en la major part de les capes inferiors de la fotosfera, més calenta i per tant més lluminosa. Però al mirar cap al limbe, la direcció visual de l'observador és quasi tangent a la vora del disc solar i està mirant cap a les capes superiors de la fotosfera, que estan més fredes i emeten amb una intensitat menor que les capes més profundes en la base de la fotosfera; per esta raó, el limbe apareix menys brillant que el centre. La fotosfera té uns 100 o 200 km de profunditat. El signe mes evident d'activitat en la fotosfera són les taques solars.

Cromosfera

La Cromosfera és la regió de la atmosfera solar situada entre la fotosfera i la corona solar. La seua observació a simple vista només és possible durant la fase total d'un eclipsi de sol.

Corona solar

La corona solar és la part més exterior de la cromosfera solar, mesura més un milió de quilòmetres i pot observar-se durant els eclipsis solars o utilitzant un dispositiu capaç d'ocultar la llum del Sol i denominat coronógraf. Fins a 1930 l'única forma d'observar la corona era possible quan la Lluna eclipsava el Sol totalment. Gràcies a la invenció, en 1930 d'un enginyós dispositiu per a produir eclipsis artificials, els anomenats coronógrafs, es va poder estudiar de forma més accessible el fenomen de la corona solar. La densitat de la corona solar és un bilió de vegades inferior a la de l'atmosfera terrestre i la seua temperatura aconseguix els dos milions de graus (mentres que la fotosfera té una temperatura aproximada de 6000ºC). La corona solar està composta per xicotetes partícules que eventualment són llançades a l'espai per l'intens camp magnètic solar produint el vent solar i, en fenòmens d'ejecció intensos, tempestats elèctriques en la Terra. Estos àtoms llançats, al xocar amb la part superior de la nostra atmosfera són els causants de les aurores en les regions polars Nord i Sud. Tots els detalls estructurals de la corona són degudes al camp magnètic del Sol. Durant un eclipsi, en 1870, Charles Young observant l'espectre de llum de la corona va identificar un traç verd l'origen del qual no va poder ser explicat. Entre les hipòtesis que van circular en l'època es va parlar d'un suposat element químic desconegut que no estaria disponible en la Terra. En 1940 Edlen i de Grotrian van demostrar que les ratlles verdes no eren produïdes per l'espectre de materials desconeguts sinó d'àtoms altament ionitzats d'elements disponibles en la Terra com el ferro.

Vent solar

El vent solar és un flux de partícules (en la seva majoria protons d'alta energia, 500 keV) que sorgeixen de la atmosfera d'una estrela. La composició elemental del vent solar en el nostre sistema solar és idèntica a la de la corona del Sol: un 73% de hidrogen i un 25% de heli, amb algunes traces d'impureses. Les partícules es troben completament ionitzades formant un plasma molt poc dens. En les proximitats de la Terra, la velocitat del vent solar varia entre els 200-889km/s, sent la mitjana d'uns 450 km/s. El Sol perd aproximadament 800 quilograms de matèria cada segon en forma de vent solar. Les partícules de vent solar que són atrapades en el camp magnètic terrestre, mostren tendència a agrupar-se en els cinturons de Van Allen i poden provocar les Aurores boreals i les Aurores australs quan xoquen amb la atmosfera terrestre prop dels pols geogràfics. Altres planetes que tenen camps magnètics semblants als de la Terra també tenen les seves pròpies aurores. El vent solar forma una "bambolla" en el mitjà interestel·lar (hidrogen i heli gasosos en l'espai intergalàctic). El punt en què la força exercida pel vent solar no és prou important com per a desplaçar el mitjà interestel·lar, es coneix com heliopausa i es considera que és el "vora" més exterior del sistema solar. La distància fins a l'heliopausa no és coneguda amb precisió i probablement depèn de la velocitat del vent solar i de la densitat local del mitjà interestel·lar, però se sap que està molt més enllà de l'òrbita de Plutó.

Energia solar

La major part de l'energia utilitzada pels sers vius procedeix del Sol, les plantes l’absorbeixen directament i realitzen la fotosíntesi, els herbívors absorbeixen indirectament una xicoteta quantitat d'esta energia menjant les plantes, i els carnívors absorbeixen indirectament una quantitat més xicoteta menjant als herbívors. La majoria de les fonts d'energia usades per l'home deriven indirectament del Sol. Els combustibles fòssils preserven energia solar capturada fa milions d'anys per mitjà de fotosíntesi, l'energia hidroelèctrica usa l'energia potencial d'aigua que es va condensar en altura després d'haver-se evaporat per la calor del Sol, etc. No obstant, l'ús directe de energia solar per a l'obtenció de energia no està inclús molt estès pel fet que els mecanismes actuals no són prou eficaç.

Precaucions necessàries per a observar el Sol

- No mirar mai directament el Sol sense la deguda protecció, pot causar lesions i cremades greus en els ulls i inclús la ceguera permanent.
- Les ulleres de sol, filtres fets amb pel·lícula fotogràfica velada, polaritzadors, gelatines, CD's o vidres fumats NO ofereixen la suficient protecció als ulls.
- Una bona protecció la proporcionen els filtres MYLAR^® o equivalents. Les ulleres utilitzades per a la soldadura a l'arc amb vidres de densitats 14 a 16, són idònies per a aquest fi. Les mateixes precaucions han de tenir en compte si s'utilitzen aparells òptics. Els filtres han d'anar col·locats en la part frontal i mai en l'ocular.

Precaució: mirar directament el Sol pot danyar la retina, i provoca ceguesa.

Simbolisme

El sol és un símbol principal en la majoria de cultures. Pot ser un principi masculí, com a la majoria del Mediterrani, o femení, com a l'Àsia, per exemple. Sol tenir relació amb el gènere que té la paraula en cada llengua. Significa la llum i el poder. En l'alquímia es relaciona amb l'or i s'escriu com un cercle amb un punt enmig (el mateix signe que a l'astrologia). A vegades s'ha usat com a al·legoria de Jesús, ja que "mor" i "ressucita" (es pon i surt cada dia per a l'ull humà), està al Cel i irradia llum. En molts indrets va ser venerat com un déu. A Egipte era Ra i va ser el primer culte monoteista. Al panteó de la mitologia grega era Apol·lo. També és una divinitat important a les cultures precolombines d'Amèrica.

Pàgines que s'hi relacionen

- Energia solar
- Corona solar
- Fotosfera
- Cromosfera
- Vent solar
- Lluminositat solar
- Variació solar
- Massa solar
- Taques solars
- Fàcules
- Ejecció de la corona
- Erupcions solar
- Prominències solars
- Ejecció de la corona
- Analema categoria:Estrelles Categoria:Sistema Solar als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Diàmetre

En geometria, donada una circumferència, cercle, el·lipse, esfera, el·lipsoide, etc, un diàmetre (del grec diairo = dividir i metro = mesura) és un segment tal que els seus extrems són punts d'aquesta figura (o del seu contorn si la figura és plena) i passa pel seu centre. La definició de diàmetre d'un cercle ja va ser donada per Euclides d'Alexandria en els seus Elements, llibre I, definició 17: " Diàmetre d'un cercle és una recta qualsevol que passa pel centre i que acaba en ambdós direccions en la circumferència del cercle; esta línia recta també divideix el cercle en dos parts iguals". Tots els diàmetres d'una esfera, circumferència o cercle mesuren la mateixa longitud, i per això es pot parlar per exemple del diàmetre de la circumferència enlloc dun diàmetre. En aquestes figures, un diàmetre mesura el doble que un radi, i de fet està format per dos radis oposats. En aquestes figures, el diàmetre és també la corda més llarga. En cercles i circumferències, els diàmetres són eixos de simetria i divideixen la figura en dues parts iguals. El símbol més usat per a representar el diàmetre és ø, i en algun context és anomenat fi per la similutad que hi ha entre aquest símbol i la lletra Φ de l'alfabet grec. En una circumferència, la relació entre la seva longitud i el seu diàmetre és una constant que es coneix com π, i val al voltant de 3,1416. Altres relacions vinculades amb aquest nombre també es troben amb l'àrea d'un cercle o el·lipse, el volum i la superfície d'una circumferència o el·lipsoide, etc. Dos diàmetres d'una el·lipse són conjugats, si un diàmetre és paral·lel a la tangent de l'el·lipse per l'extrem de l'altre diàmetre i viceversa. Els únics diàmetres conjugats ortogonals d'una el·lipse són els seus eixos; a més, els eixos són eixos de simetria de l'el·lipse. Categoria:Geometria ja:径

Km

Un quilòmetre o kilòmetre (símbol km) és una unitat de longitud equivalent a 1.000 metres. :1 km = 1.000 m = 10³ m Històricament, es defineix com la deumil·lèsima part de la distància entre el pol nord terrestre i l'equador passant pel meridià de París (França). La paraula «kilòmetre» està formada per les paraules gregues χίλια (khilia) = mil i μέτρο (metro) = compte/mesura. Kilo és el prefix per a 1.000, definit en els prefixos del Sistema Internacional d'Unitats. Equivalències: 1 km = 0,621 milles = 0,540 milles nàutiques = 1.094 iardes = 3.821 peus categoria:Unitats de longitud simple:Kilometre

Òrbita

En física, l'òrbita és el camí que un objecte recorre a l'espai al voltant d'un altre objecte, sota la influència d'una força centrípeta. En particular, especialment en astronomia i astrofísica, hom s'acostuma a referir als camins recorreguts pels cossos celests sota influència de la gravetat. Dos cossos en mútua atracció gravitatòria descriuen òrbites el·líptiques, parabòliques o hiperbòliques seguint les lleis de Kepler, que es poden derivar a partir de la llei de la gravitació de Newton. Al sistema solar, els planetes segueixen òrbites aproximadament el·líptiques, i de baixa excentricitat, al voltant del Sol. Les òrbites no són exactament el·líptiques degut a la influència dels altres cossos del sistema solar, als efectes de marea, i, en menor mesura, a les correccions de relativitat general. Les òrbites parabòliques o hiperbòliques estan resevades als cometes, que també poden seguir òrbites el·líptiques d'elevada excentricitat. L'òrbita el·líptica d'un cos queda totalment determinada amb sis quantitats anomenades elements orbitals. Orbita simple:Orbit th:วงโคจร

Mart (planeta)

Mart és el quart planeta del sistema solar, segons la seva distància al Sol. Forma part dels denominats planetes tel·lúrics (de naturalesa rocosa, com la Terra) i és el primer dels planetes exteriors a l'òrbita terrestre. Té dos satèl·lits naturals o llunes, Fobos i Deimos, de mida molt petita i forma irregular. El prefix areo- es refereix a Mart igual que el prefix geo- es refereix a la Terra, per exemple, areologia versus geologia.

Els noms del planeta Mart

Mart ja era conegut des de la més remota antiguitat. Els egipcis l'anomenaven «Her Deschel» que sginifica «el Vermell». Els babilonis el coneixien sota el nom de «Nirgal» o «l'Estrella de la Mort». Els antics grecs el van identificar amb el déu de la guerra, Ares. Però van ser els romans qui li van donar el seu nom modern, a partir del seu propi déu de la guerra Mart. El color roig del planeta Mart, clarament visible a ull nu, va fer que se'l considerés des d'antic relacionat amb la sang, la guerra i la mort. A vegades es fa referència a Mart com el Planeta Roig.

Característiques generals

El planeta Mart té una forma lleugerament el·lipsoïdal, amb un diàmetre equatorial de 6.794 km i un diàmetre polar de 6.750 km. Mesures micromètriques molt precises han donat un aplatament de 0,01, o siga tres vegades major que el de la Terra. A causa d'aquest aplatament, l'eix de rotació està animat d'una lenta precessió deguda a l'atracció del Sol sobre l'inflor equatorial del planeta; però la precessió lunar, que en el nostre planeta és dos vegades major que la solar, no té el seu equivalent a Mart. Mart és un món molt més xicotet que la Terra. Les seves principals característiques, en proporció amb les del globus terrestre, són les següents: diàmetre 53%, superfície 28%, volum 15% i massa 11%. Com que els oceans cobreixen el 71% de la superfície terrestre i Mart no té mars, les terres d'ambdós móns tenen aproximadament la mateixa superfície. La densitat és inferior a la de la Terra, i és 3,94 vegades la densitat de l'aigua. Un cos a Mart pesaria 1/3 del seu pes a la Terra, a causa de la dèbil atracció gravitatòria. atracció gravitatòria Vistes des de la Terra i amb telescopis modestos algunes de les característiques de la superfície marciana tenen l'aparença de «taques» més o menys fosques i ben delimitades que són excel·lents punts de referència. Van ser observades per primera vegada el 1659 per Christiaan Huygens, que gràcies a elles va poder mesurar el període de rotació de Mart obtenint un valor d'un dia. El 1666, Giovanni Cassini el va fixar en 24 h 40 m, valor molt pròxim al verdader. Comparant els dibuixos fets en un interval de prop de 300 anys, s'ha establert el valor de 24 h 37 m 22,7s per al dia sideral (el període de rotació de la Terra és de 23 h 56 m 4,1s). De la duració del dia sideral es deduïx fàcilment que el dia solar marcià té una duració de 24 h 39 m 35,3s. El dia solar mitjà o, temps entre dos passos consecutius del Sol pel meridià del lloc, dura 24h 41 min 18,6 s. El dia solar a Mart té, igual que en la Terra, una duració variable, açò es deu al fet que els planetes seguixen òrbites el·líptiques al voltant del Sol que no es recorren amb uniformitat. A Mart, la variació és encara major degut a l'elevada excentricitat de la seva òrbita. Per a major comoditat en els seus treballs, els responsables de les missions nord-americanes d'exploració de Mart han decidit unilateralment donar al dia marcià el nom de «sol», sense preocupar-se pel fet que eixa veu significa sòl en francès i designa en castellà i en català la llum solar o, escrit amb majúscula, l'astre central del nostre sistema planetari. L'any marcià dura 687 dies terrestres o 668,6 sols. Quan tinguem la necessitat de tenir un calendari, aquest ha de constar de dos anys de 668 dies per cada tres anys de 669 dies. Mart té períodes estacionals semblants als de la Terra, encara que les seves estacions són més llargues, perquè un any marcià és quasi dos vegades més llarg que un any terrestre. La variació en la distància al Sol causa una variació de temperatura d'uns 30ºC en el punt sub-solar entre l'afeli i el periheli. Els pols de Mart estan assenyalats per dos casquets polars de color blanc enlluernador, que han facilitat molt la determinació de l'angle que forma l'equador del planeta amb el pla de la seva òrbita, angle equivalent a l'obliqüitat de l'eclíptica a la Terra. Les mesures fetes per Camichel sobre clixés obtinguts al Pic du Midi, han donat per a aquest angle 24º 48’. Des de l'exploració espacial s'accepta un valor de 25,19º, un poc major que l'obliqüitat de l'eclíptica (23º 27’).

Superfície

imatge:Mart_Hubble_2001.jpg
Foto captada pel Telescopi Espacial Hubble el 2001.

La ciència que estudia les característiques de la superfície de Mart s'anomena areografia i la que n'estudia la seva composició és l'areologia (d'Ares, el déu de la guerra dels antics grecs).

Areografia

La superfície de Mart presenta característiques morfològiques tant de la Terra com de la Lluna: cràters, camps de lava, volcans, llits secs de rius i dunes d'arena. Però l'aspecte general del paisatge marcià difereix del que presenta el nostre satèl·lit com a conseqüència de l'existència d'una tènue atmosfera a Mart. En particular, el vent carregat de partícules sòlides produïx una ablació que, en el curs dels temps geològics, ha arrasat molts cràters. Estos són, per consegüent, molt menys nombrosos que en la Lluna i la major part d'ells tenen les muralles més o menys desgastades per l'erosió. D'altra banda, els enormes volums de pols arrossegada pel vent cobreixen els cràters menors, les anfractuositats del terreny i altres accidents poc importants. Entre els cràters d'impacte destaca Hellas Planitia a l'hemisferi sud, de 2.000 km de diàmetre i 6 km de profunditat. Molts dels cràters d'impacte més recents, tenen una morfologia que suggereix que la superfície estava humida o plena de fang quan va ocórrer l'impacte. Prop de l'equador, hi ha una brusca elevació de diversos quilòmetres d'alçada que divideix Mart en dos regions clarament diferenciades. El nord és pràcticament pla, jove i profund; el sud, en canvi és alt, vell i escarpat, amb cràters semblants a les regions altes de la Lluna. Les raons d'esta dicotomia global són desconegudes. Hi ha unes regions brillants de color taronja rogenc, que reben el nom de deserts, i que s'estenen per les tres quartes parts de la superfície del planeta donant-li eixa coloració rogenca característica o, millor dit, el d'un immens pedregar, ja que el sòl es troba cobert de pedres, cantells i blocs. D'altra banda, des de la Terra i per mitjà de telescopis, s'observen unes taques fosques (taques d'albedo) que no es corresponen a accidents topogràfics sinó que són regions on el terreny està cobert d'una pols fosca. Estes regions poden canviar lentament quan el vent arrossega la pols. La taca fosca més característica és Syrtis Major que simplement és un pendent menor de l'1% i sense res resaltable. Syrtis Major Una característica que domina part de l'hemisferi nord, és l'existència d'una enorme inflor que conté el complex volcànic de Tharsis. En ell es troba Olympus Mons el major volcà del sistema solar. Té una altura de 25 km (més de dos vegades i mitja l'altura de l'Everest), i la seua base té una amplària de 600 km. Al seu peu, les colades de lava han creat un sòcol que forma un penya-segat de 6 km d'altura. Cal afegir la gran estructura col·lapsada d'Alba Patera. Les àrees volcàniques ocupen el 10% de la superfície del planeta. Alguns cràters mostren senyals de recent activitat i tenen lava petrificada en les seues vessants. Pròxim a l'equador i amb una longitud de 2.700 km, una amplària de fins a 500 km, i una profunditat d'entre 2 i 7 km es troba Valles Marineris, un descomunal canó que deixa xicotet al Gran Canó del Colorado. Es va formar per l'afonament del terreny a causa de la formació de l'inflor de Tharsis.

Areologia

La composició del planeta Mart és fonamentalment basalt volcànic amb un alt contingut en òxids de ferro que proporcionen el característic color roig de la superfície. Per la seva naturalesa, s'assembla a la limonita, òxid de ferro molt hidratat. Així com en les crostes de la Terra i de la Lluna predominen els silicats i els aluminats, en el sòl de Mart són preponderants els ferrosilicats. Els seus constituents principals són, per orde d'abundància: oxigen (43,8%), silici (22,4%), ferro (12,1%), alumini (5,5%), magnesi (4,3%), calci (3,8%) i també titani i altres components en quantitats menors. Per un anàlisi més detallat de la composició del sòl marcià vegeu: [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/marspath/apxs_table1.html Resultats del Pathfinder] A diferència de la Terra, Mart no té un camp magnètic global. No obstant, la Mars Global Surveyor, en òrbita marciana, ha detectat camps magnètics locals de baixa intensitat en diverses regions de l'escorça. S'ha descobert que les magnetitzacions residuals de roques ocorren en bandes alternatives de 160 km d'ample per 1000 km de llarg, semblants a les observades en les dorsals marines de la Terra. Esta inesperada troballa pot tenir interessants implicacions per a la història geològica de Mart. Actualment, Mart no presenta tectònica de plaques activa. No hi ha evidències de moviments horitzontals recents en la superfície com ara muntanyes originades per plegament. Però és possible que hagués tingut tectònica de plaques en els moments inicials de la seva història. En aquest cas, això podria haver ajudat a mantenir una atmosfera semblant a la terrestre, transportant roques riques en carboni cap a la superfície, mentre que la presència del camp magnètic hauria ajudat a protegir el planeta de la radiació còsmica. Però també hi ha d'altres explicacions possibles.

Aigua a Mart

Hi ha clara evidència d'erosió en diversos llocs de Mart tant per causa del vent com de l'aigua. La superfície del planeta conserva verdaderes xarxes hidrogràfiques, avui seques, amb les seues valls sinuoses entallades per les aigües dels rius, els seus afluents, els seus braços, separats per bancs d'al·luvions que han subsistit fins als nostres dies. Suggereixen un passat, amb unes condicions ambientals en què l'aigua va modelar el terreny per mitjà d'inundacions catastròfiques. Alguns suggereixen l'existència en un passat remot de llacs i d'un vast oceà en la regió boreal del planeta. Tot pareix indicar que això va passar fa uns 4.000 milions d'anys i només per un breu període de temps. Si en temps passats, Mart va tenir abundants cursos d'aigua va ser perquè comptava també amb una atmosfera molt més densa que proporcionava també temperatures més elevades. Al dissipar-se la major part d'eixa atmosfera a l'espai, al disminuir així la pressió i abaixar la temperatura, l'aigua va desaparèixer de la superfície de Mart. Ara bé, l'aigua encara subsisteix a l'atmosfera, en estat de vapor, encara que en escasses proporcions, així com en els casquets polars, constituïts per grans masses de gels perpetus (majoritàriament CO₂ congelat), i segons pareix, en el subsòl. Quan les xicotetes pal·les mecàniques de les sondes espacials excaven una ranura en el sòl polsegós de Mart, les vores d'eixa excavació hagueren d'afonar-se com quan practiquem un solc en l'arena o en un sòl terrós. En realitat, les vores de les ranures practicades a Mart no s'afonen, com si el sòl estiguera humit. Tot permet suposar que entre els grans del sòl hi ha aigua congelada, fenomen que, d'altra banda, és comú en les regions molt fredes de la Terra on, des de les grans glaciacions del quaternari, el sòl està profundament gelat. En torn de certs cràters marcians s'observen unes formacions en forma de lòbuls la formació de les quals només pot ser explicada admetent que el sòl de Mart està congelat: la calor produïda per l'impacte del meteorit hi ha degut provocar la vaporització del gel i al vapor en expansió es deuria a certa sustentació de la matèria projectada en l'impacte i la formació del referit relleu de lòbuls o guimaldes. També es disposa de fotografies d'un altre tipus d'accident del relleu perfectament explicat per l'existència d'un gelisol. Es tracta d'un afonament del sòl de la depressió del qual parteix un llit sec amb l'empremta dels seus braços separats per bancs d'al·luvions. Pareix que en la zona de la depressió, la calor, probablement a causa d'un fenomen volcànic, ha provocat la fusió del gel; el terreny s'ha afonat pel seu propi pes, expulsant l'aigua fins a la superfície; com l'evaporació del líquid, encara que ineluctable, no és instantània l'aigua ha pogut discórrer pel sòl abans de la seva total evaporació; el fenomen ha durat prou temps com perquè el curs de l'aigua així creat per la fusió del permafrost haja excavat un llit. Al juny del 2000 la nau Mars Global Surveyor va detectar en parets de cràters o en valls profundes on no dóna mai el sol, accidents que pareixen barrancs formats per torrents d'aigua i els depòsits de terra i roques transportats per ells. Només apareixen en latituds altes de l'hemisferi sud. Creiem estar veient un subministrament superficial d'aigua semblant a un aqüífer. Aquest aqüífer estaria situat entre 100 i 400 metres de profunditat. Al sorgir l'aigua cap a la superfície es congela i forma una presa de gel que temeta per trencar-se i llavors es produïx el torrent que dura molt poc fins que l'aigua s'evapora, ja que no pot existir en les condicions ambientals del planeta. Al maig del 2002 la nau Mars Odyssey va detectar la signatura d'hidrogen superficial. Aquest hidrogen podria estar combinat formant aigua gelada. El gel formaria una capa baix la superfície, entre 30 i 60 cm. i comprendria des dels casquets fins als 60º de latitud. Al gener del 2004 la sonda europea Mars Express detecta aigua en el pol sud del planeta. L'observació s'ha fet al final de l'estiu quan el "gel sec" sublima i deixa un casquet residual d'aigua. En el pol nord la seua presència estava ja confirmada. Pareix que els europeus han detectat línies espectrals de vapor d'aigua i no ions d'hidrogen, és una mesura directa i no indirecta com la que va fer USA en 2002, no obstant la polèmica estava ja servida. També subsisteix aigua marciana en l'atmosfera del planeta, encara que en proporció tan ínfima (0,01 per cent) que, de condensar-se totalment sobre la superfície de Mart, formar-la en ella una pel·lícula líquida la grossària de la qual seria aproximadament de la centèsima part d'un mil·límetre. A pesar de la seva escassetat, eixe vapor d'aigua participa d'un cicle anual. A Mart, la pressió atmosfèrica és tan baixa que el vapor d'aigua se sublima en el sòl, en forma de gel, a la temperatura de –80ºC. Quan la temperatura s'eleva novament per damunt d'eixe límit, el gel se sublima en sentit invers: es converteix en vapor sense passar per l'estat líquid.

Casquets polars

Mars Odyssey La superfície del planeta presenta diversos tipus de formacions permanents, entre les quals les més fàcils d'observar són dos grans taques blanques situades en les regions polars, una espècie de casquets polars del planeta. Així com el vapor d'aigua se sublima a Mart aproximadament a -80ºC, el gas carbònic ho fa a –120ºC. Eixa diferència confereix als casquets Polars de Mart un caràcter singular. Quan arriba l'estació freda, el depòsit de gel perpetu comença per cobrir-se amb una capa de rosada blanca deguda, com ja s'ha dit, a la condensació del vapor d'aigua atmosfèric; després, al continuar abaixant la temperatura i passar a ser la mateixa inferior a -120ºC, desapareix l'aigua congelada davall un mant de neu carbònica que estén al casquet polar fins a sobrepassar a vegades el paral·lel dels 60º. Això és així perquè es congela part de l'atmosfera de CO₂. Recíprocament en l'hemisferi oposat, la primavera fa que la temperatura puge per damunt de –120ºC, la qual cosa provoca la sublimació de la neu carbònica i el retrocés del casquet polar; després, quan el termòmetre s'eleva a mes de – 80ºC, se sublima, al seu torn, la rosada blanca; només subsisteixen llavors els gels permanents, però ja el fred torna i estos no patiran una ablació important. La massa de gel perpetu té un grandària d'uns 100 quilòmetres de diàmetre i uns 10 metres de grossària. Així els casquets polars estan formats per una capa molt prima de gel de CO₂ ("gel sec") i potser que davall del casquet sud hi haja gel d'aigua. En l'estiu austral el diòxid de carboni se sublima per complet, deixant una capa residual de gel d'aigua. En cent anys d'observació el casquet polar sud ha desaparegut dos vegades per complet, mentre el nord no ho ha fet mai. Es desconeix si hi ha una capa semblant de gel d'aigua baix el casquet polar nord atès que la capa de diòxid de carboni mai desapareix per complet. Això se deu al fet que encara que el clima en l'hemisferi sud és més rigorós, les curtes estacions de la primavera i estiu de l'hemisferi austral ocorren quan el sol està en el periheli, així les màximes temperatures ocorren en l'hemisferi sud i el casquet pateix per això. Al mateix temps les temperatures mes baixes també ocorren en el sud perquè la tardor i hivern són llargs i el sol està en l'afeli. Els casquets polars mostren una estructura estratificada amb capes alternants de gel i distintes quantitats de pols fosca. No se sap a ciència certa el mecanisme causant de l'estratificació però pot ser deguda a canvis climàtics relacionats amb variacions a llarg termini de la inclinació de l'equador marcià respecte al pla de l'òrbita. També podria haver-hi aigua oculta baix la superfície a menors latituds. Els canvis estacionals en els casquets produïxen canvis en la pressió atmosfèrica global d'al voltant d'un 25% (mesurats en els llocs d'aterratge dels Viking). La Mars Global Surveyor va determinar a finals de 1998 que la massa total de gel del casquet polar nord equival a la meitat del gel que existeix a Groenlàndia i constituïx la major reserva d'aigua del sistema solar, exceptuada la Terra. A més el gel del pol nord de Mart s'assenta sobre una gran depressió del terreny estant cobert per "gel sec". Els nous trets topogràfics suggereixen que el casquet nord marcià mostra un gran monticle de gel, tallat per un remolí semicircular que podria ser obra del vent. El casquet gelat pareix elevar-se abruptament des del terreny adjacent amb vessants empinades i acabant en un altiplà de gel. El gel presenta en els vores del casquet bandes clares i fosques que pareixen indicar processos de sedimentació. No hi ha empremtes d'impacte, la qual cosa significa que és casquet i els seus depòsits podrien tenir només 100.000 anys. En canvi el casquet del H. Sud format segons pareix només de CO₂ ("gel sec") mostra cràters d'impacte que podria indicar una antiguitat d'1.000 milions d'anys.

Atmosfera

L'atmosfera de Mart és molt tènue amb una pressió superficial de només 7 a 9 mil·libars enfront dels 1.033 mbars de l'atmosfera terrestre. Açò significa que és només una centèsima part de la terrestre. La pressió atmosfèrica varia amb l'altitud, des de quasi 9 mil·libars en les depressions més profundes fins a 1 mil·libar en la cima de l'Olympus Mons. La seva composició és fonamentalment diòxid de carboni (95,3%) amb un 2,7% de nitrogen, un 1,6% d'argó i traces d'oxigen (0,15%), monòxid de carboni (0,07%) i vapor d'aigua (0,03%). La proporció d'altres elements és ínfima i la seva dosificació escapa a la sensibilitat dels instruments fins ara empleats. El contingut d'ozó és 1000 vegades menor que en la Terra, per això la capa d'ozó marciana, que es troba a 40 km d'altura, és incapaç de bloquejar la radiació ultraviolada. L'atmosfera marciana no és blava, com la de la Terra, sinó d'un suau color rosa salmó a causa de la dispersió de la llum pels grans de pols molt fins procedents del sòl ferruginós. És prou densa com per a albergar vents molt forts i grans tempestats de pols que, a vegades, poden englobar al planeta sencer durant mesos. Aquest vent és el responsable de l'existència de dunes d'arena en els deserts marcians. Els núvols poden presentar-se en tres colors: blancs, grocs i blaus. Els núvols blancs són de vapor d'aigua condensada o de diòxid de carboni en latituds polars. Els grocs, de naturalesa pilosa, són el resultat de les tempestats de pols i estan compostos per partícules de 1 micròmetre. A l'hivern, en les latituds mitjanes, el vapor d'aigua es condensa en l'atmosfera i forma núvols lleugers de finíssims cristalls de gel. En les latituds extremes, la condensació de l'anhídrid carbònic forma altres núvols que consten de cristalls de neu carbònica. L'atmosfera marciana és de la segona generació. La que va tenir en un principi, una vegada format el planeta, ha donat pas a una altra, els elements de la qual no provenen directament de la nebulosa primitiva. Una atmosfera de la segona generació és el resultat de l'activitat del planeta. Així el vulcanisme aboca a l'atmosfera determinats gasos, entre els quals predominen el gas carbònic i el vapor d'aigua. El primer queda en l'atmosfera, en tant que el segon tendeix a congelar-se en el sòl fred. El nitrogen i l'oxigen no són produïts a Mart més que en ínfimes proporcions. Al contrari, l'argó és relativament abundant en l'atmosfera marciana. Açò no és res estrany: els elements lleugers de l'atmosfera (hidrogen, heli, etc.) són els que més fàcilment es dissipen en l'espai interplanetari perquè els seus àtoms i molècules, al xocar entre si, aconsegueixen la segona velocitat còsmica; els gasos més pesats acaben per combinar-se amb els elements del sòl; l'argó, encara que lleuger, és prou pesat com perquè el seu escapament cap a l'espai interplanetari siga difícil i, d'altra banda, al ser un gas neutre o inert, no es combina amb els altres elements; així, encara que es desprenga del sòl en ínfimes proporcions, es va acumulant amb el temps. La dèbil atmosfera marciana produïx un efecte hivernacle que augmenta la temperatura superficial uns 5 graus; molt menys que allò que s'ha observat a Venus i a la Terra. En els inicis de la seva història Mart era molt paregut a la Terra. Igual que en la Terra la majoria del seu diòxid de carboni es va utilitzar per formar carbonats en les roques. Però al no tenir una tectònica de plaques és incapaç de reciclar cap a l'atmosfera gens d'aquest diòxid de carboni i així no pot mantenir un efecte hivernacle significatiu. Mart no té un cinturó de radiació, encara que sí que hi ha una dèbil ionosfera que té la seva màxima densitat electrònica a 130 km d'altitud. Encara que no hi hi ha evidència d'activitat volcànica actual, recentment la nau europea Mars Express ha trobat traces de metà en una proporció de 10 parts per 1000 milions. Aquest gas només pot tenir un origen volcànic o biològic. El metà no pot romandre molt de temps a l'atmosfera. S'estima en 400 anys el temps que triga a desaparèixer de l'atmosfera de Mart, això suposa que hi ha una font que el produïx. El més probable és que l'activitat volcànica d'Olympus Mons no acabara de colp fa 100 milions d'anys.

Climatologia

Sobre les temperatures que regnen a Mart, encara no es disposa de dades suficients que permeten conèixer la seva evolució al llarg de l'any marcià i en les diferents latituds i, molt menys, les particularitats regionals. Tampoc resulta còmoda la comparació de les temperatures registrades per les diferents sondes que han explorat aquell planeta: a més que s'han emprat instruments de diverses índoles, també han variat les condicions del seu ús, ja que en certs casos la temperatura ha sigut mesurada en el mateix sòl, en altres, a certa altura del mateix, en tant que altres sondes mesuraven la temperatura del sòl des de l'òrbita en què es trobaven satel·litzades.

- Per trobar-se Mart molt més lluny del Sol que la Terra, els seus climes són més freds, i tant més per quant l'atmosfera, al ser tan tènue, reté poca calor: d'ací que la diferència entre les temperatures diürnes i nocturnes siga mes pronunciada que en el nostre planeta. A això contribuïx també la baixa conductivitat tèrmica del sòl marcià. La duració del dia i de la nit Mart és aproximadament la mateixa que en la Terra.

- La temperatura en la superfície depèn de la latitud i presenta variacions estacionals. La temperatura mitjana superficial és d'uns 218 K (-55 C). La variació diürna de les temperatures és molt elevada com correspon a una atmosfera tan tènue. Les màximes diürnes, en l'equador i a l'estiu, poden aconseguir els 20 ºC o més, mentres les màximes nocturnes poden aconseguir fàcilment -80ºC. En els casquets polars, a l'hivern les temperatures poden baixar fins a -130ºC.

- En una d'eixes ocasions Mart es trobava el més prop possible del Sol i llavors es va registrar en l'equador, en ple estiu, la temperatura de 27ºC, de tant que en el pol de l'altre hemisferi, on imperava llavors l'hivern, es medien -128ºC. En 1976, Mart es trobava, al contrari, a la seva màxima distància del Sol quan van arribar e eixe planeta les sondes Viking. La primera d'estes va aterrar a una latitud (22,46ºN.) que és aproximadament la de L'Havana o de La Meca; allí, a pesar de trobar-se l'hemisferi a l'estiu, la màxima temperatura diürna registrada va ser de -13ºC (a les 15 hores) i la mínima de –86ºC (a les 6, abans de l'eixida del Sol). Per la seva banda, el segon Viking es va posar a la latitud de 47,89ºN. (aproximadament la de Viena) i va mesurar allí, també en ple estiu, temperatures màximes i mínimes que, com a mitjana, van ser respectivament de -38 i –89ºC.

- Enormes tempestats de pols, que persisteixen durant setmanes i inclús mesos, enfosquint tot el planeta poden sorgir de sobte (encara que són més freqüents després del periheli del planeta) i en l'hemisferi sud, quan allí és el final de la primavera, estan causades per vents de més de 150 Km/h. Així com en la Terra un vent de 50 a 60 km/h basta per a alçar núvols de pols, a Mart, donada l'ínfima densitat de l'aire, només un vendaval d'uns 200km/h pot produir el mateix efecte, encara que admetent que el sòl esta sec (i ja hem vist que, per la seva consistència, està carregat d'humitat congelada). Les dites tempestats, observades des de Terra pels astrònoms i que aconsegueixen una dimensió planetària, tenen el seu origen en la diferència d'energia]] del Sol que rep el planeta en l'afeli i en el periheli, causades per l'elevada excentricitat de l'òrbita marciana. Quan Mart es troba en les proximitats del periheli de la seva òrbita (o siga a la seva mínima distància del Sol), la temperatura s'eleva en el H. sud per ser finals de primavera i amb el plus extra del major acostament al Sol. Això causa que el sòl perd la seva humitat. En certes regions, especialment entre Noachis i Hellas, es desencadena llavors una violenta tempestat local que, arranca al sòl sec imponents masses de pols. Este, per ser molt fi, s'eleva a grans altituds i, en unes setmanes, cobreix no sols tot un hemisferi sinó inclús la quasi totalitat del planeta. La pols en suspensió en l'atmosfera causa una nebla groga que enfosqueix els accidents més característics del planeta. A l'interferir l'entrada d'energia solar les temperatures màximes disminuïxen, però al seu torn actua com una manta que impedeix la dissipació de la calor, pel que les mínimes augmenten. En conseqüència l'oscil·lació tèrmica diürna disminuïx dràsticament. Així va ocórrer en 1971, impossibilitant durant cert temps les observacions que havien d'efectuar les quatre sondes (dos Mars soviètiques i dos Mariner americanes) que acabaven d'arribar al planeta roig. Eixos vels de pols que es traslladen d'una part a una altra, que cobreixen i descobreixen estacionalment regions d'un altre color o matís, i eixos vents que orienten les partícules del sòl i les dunes, expliquen els canvis de color que afecten el disc marcià vist des de la Terra i que tant havien intrigat als astrònoms durant més d'un segle.

- Durant un any marcià part del CO₂ de l'atmosfera es condensa en l'hemisferi on és hivern, o se sublima del pol a l'atmosfera quan és estiu. En conseqüència la pressió atmosfèrica té una variació anual.

Les estacions a Mart

Igual que la Terra l'equador marcià està inclinat respecte al pla de l'òrbita un angle de 25º,19. Ambdós plans es tallen assenyalant una direcció que s'anomena punt Àries (Vernal) en la Terra o punt Vernal de Mart quan l'òrbita talla ascendentment a l'equador del planeta. Ambdós punts es prenen com a origen de les longituds solars (aerocéntricas, en honor al déu Ares) Ls, mesurades sobre l'òrbita, o de les Ascensions Rectes As, mesurades sobre l'Equador. La primavera comença en l'Hemisferi Nord en l'Equinocci de Primavera quan el Sol travessa el punt vernal passant de l'hemisferi Sud al Nord (Ls=0 i creixent). En el cas de Mart açò té també un sentit climàtic. Els dies i les nits duren igual i comença la Primavera en el H. Nord. Esta dura fins que LS=90º Solstici d'Estiu en què el dia té una duració màxima en l'hemisferi nord i mínima en el sud. Anàlogament, Ls = 90°, 180°, i 270° indiquen per a l'hemisferi nord el solstici d'estiu, equinocci tardorenc, i el solstici hivernal, respectivament mentres que en l'hemisferi sud és al revés. Per ser la duració de l'any marcià aproximadament doble que el terrestre també ho és la duració de les estacions. La diferència entre les seves duracions és major perquè l'excentricitat de l'òrbita marciana és molt major que la terrestre. Heus ací la duració de les quatre estacions a Mart:
La comparació amb les estacions terrestres mostra que, així com la duració d'estes difereix com a màxim en 4,5 dies, a Mart, a causa de la gran excentricitat de l'òrbita, la diferència arriba a ser primerament de 51 sols.

punt Àries
Estacions a Mart.

Actualment el H. Nord gaudeix d'un clima més benigne que el H. Sud. La raó és evident l'hemisferi nord té tardors (143 dies) i hiverns (154 dies) curts i a més quan el Sol està en el periheli la qual cosa donada l'excentricitat de l'òrbita del planeta, fa que siguen més benignes. A més la primavera (194 dies) i l'estiu (178 dies) són llargs, però estant el Sol en l'afeli són més freds que els del H. sud. Per al H. Sud la situació és la inversa. Hi ha per tant una compensació parcial entre ambdós hemisferis pel fet que les estacions de menys duració tenen lloc estant el planeta en el periheli i llavors rep del Sol més llum i calor. A causa de la retrogradació del punt Vernal i a l'avanç del periheli, la situació es va decantant cada vegada més. En 2.940 anys terrestres el periheli s'alinearà al solstici d'hivern. Carl Sagan va proposar en 1971, per a conciliar l'evident erosió hídrica amb l'actual escassetat de vapor d'aigua, la teoria del "llarg hivern". Amb l'alineació del periheli al solstici d'hivern, tindrem per al H. Nord, curts hiverns i molt benignes (per la seva proximitat al periheli) i llargs estius. Al revés en el H.Sud. Això provocaria que l'extens i gros casquet polar nord, siga transferit a través de l'atmosfera, al casquet polar sud. En l'operació, la major part dels gels d'aigua i CO₂ es trobarien en forma de vapor en l'atmosfera, produint un efecte hivernacle. S'elevaria la temperatura superficial, augmentaria la pressió i durant uns pocs milers d'anys s'interrompria el "llarg hivern" per a donar lloc a una "curta primavera". Al cap de 27.850 anys la situació s'invertiria.

Satèl·lits de Mart

Mart té dos minúsculs satèl·lits, dos penyals de forma irregular, Fobos i Deimos. El primer mesura 27 x 21 x 19 km i el segon 15 x 12 x 11 km. Deimos gravita a 20.000 km d'altitud i Fobos a 6.100 km. A pesar de trobar-se tan pròxims, eixos astres només són visibles en el cel marcià com uns punts lluminosos molt brillants. La brillantor de Deimos pot ser comparable al de Venus vist des de la Terra; la de Fobos és diverses vegades més intensa. D'haver sigut majors eixos satèl·lits els seus moviments en el cel de Mart hagueren constituït un espectacle meravellós per a l'hipotètic espectador situat en el sòl del planeta roig. Fobos pega una volta en torn de Mart en 7 h 39 min 14 s. Al ser la seva revolució molt més ràpida que la rotació del planeta sobre si mateix, el satèl·lit pareix com si descriguera un moviment retrògrad: se'l veu al alba per l'Oest i posar-se per l'Est. Deimos inverteix 30 h 17 min 55 s en recórrer la seva òrbita. La seva revolució és, per consegüent, un poc més duradora que la rotació del planeta, la qual cosa fa que el satèl·lit es moga lentament en el cel: tarda 64 hores entre la seva eixida, per l'Est i la seva posta, per l'Oest. El més curiós és que durant eixe temps en què roman visible, desenvolupa dos vegades el cicle complet de les seves fases. Una altra particularitat d'eixos satèl·lits és que, per gravitar en el pla equatorial del planeta i tan prop de la superfície d'aquest, són eternament invisibles des de les regions polars: Deimos no pot ser vist des de mes amunt del paral·lel 82º i Fobos des de les latituds de mes de 69º. De totes maneres, donades els seus petites dimensions, eixes llunes minúscules a penes poden dissipar un poquet les tenebres de la nit marciana, i això durant curts períodes de temps, ja que, al gravitar tan prop del planeta i en òrbites equatorials, passen la major part de la nit ocults en el con de l'ombra projectada pel planeta, o siga sense ser il·luminats per la llum solar. S'ha observat que Fobos patix una acceleració secular que l'acosta lentament a la superfície del planeta (tan lentament que poden transcórrer cent milions d'anys abans que es produïsca la seva caiguda). Eixa acceleració no ha pogut ser explicada fins ara. També es planteja als astrònoms el problema dels orígens d'eixos xicotets astres, ja que certes raons s'oposen que siguen asteroides capturats i altres a què siguen cossos formats entorn del planeta i alhora que ell. A més Fobos presenta uns estrats que suggereixen que aquest satèl·lit siga un fragment separat d'un altre astre major.

Astronomia en el cel de Mart

Els planetes superiors o exteriors, mai passen entre el Sol i la Terra ni mai se'ls veu en creixent ni a quart; les seves fases estan poc marcades, fet que és fàcil de demostrar per la geometria elemental. Considerant el triangle Sol-Mart-Terra, l'angle de fase és el que formen el Sol i la Terra vistos des de Mart. Aconsegueix el seu valor màxim en les quadratures quan el triangle STM és rectangle en la Terra. Per a Mart, aquest angle de fase no és mai major de 42º, i el seu aspecte de disc geperut és anàleg a què presenta la Lluna 3,5 dies abans o després de la Lluna plena. Esta fase, fàcilment visible amb un telescopi d'aficionat, no va aconseguir ser vista per Galileo Galilei, qui només va suposar la seva existència.

Observació del Sol

Vist des de Mart, el Sol té un diàmetre aparent de 21'(en comptes de 31,5 a 32,6' que té vist des de la Terra). Els científics que van manejar a Spirit i Opportunity li van fer observar una posta solar. Es va poder observar com desapareix ocult entre la pols en suspensió en l'atmosfera.

Observació dels eclipsis solars de Fobos

Galileo Galilei per davant del Sol tal com els va veure el rover Opportunity el 10 març del 2004 a Fobos (esquerra) i 4 de març del 2004 a Deimos (dreta)]] Les càmeres de la nau Opportunity van captar el 10 de març del 2004 l'eclipsi parcial de sol causat pel satèl·lit Fobos. El satèl·lit tapa una gran part del sol a causa que és més gran que Deimos i orbita molt més prop de Mart. L'eclipsi de Deimos captat el 4 de març del 2004 és comparable a un trànsit d'un planeta.

Observació de la Terra

Vista des de Mart pels futurs astronautes, la Terra serà un magnífic estel blavós i tan brillant com a Júpiter, almenys durant els períodes favorables (conjuncions inferiors de la Terra), ja que el nostre globus presentarà, vist des de Mart, les mateixes fases que Venus vista des de la Terra. També, igual que Venus i Mercuri, la Terra serà un astre alternativament matutí i vespertí. Amb un telescopi instal·lat a Mart podrà apreciar-se l'espectacle resultant de la conjugació dels moviments de la Terra i de la Lluna, així com de la combinació de les fases d'ambdós astres: pas de la mitjana lluna sobre la meitat fosca del disc terrestre; pas del sistema Terra-Lluna davant del disc solar durant els eclipsis.

Trànsits de la Terra pel disc solar

El 10 de Novembre del 2084 ocorrerà el pròxim trànsit de la Terra pel disc solar vist des de Mart. Estos trànsits es repeteixen aproximadament cada 79 anys. Els trànsits d'octubre-novembre ocorren quan el planeta Mart està en oposició i prop del node node ascendent. Els trànsits d'abril- maig quan està en el node descendent. El trànsit de 11 de maig de 1984 previst per J. Meeus va servir d'inspiració a l'escriptor Arthur C. Clarke per a escriure Transit of Earth en el qual un astronauta deixat només a Mart descriu el rar fenomen astronòmic poc abans de morir a causa de la falta d'oxigen.

Observació de Mart

Si dins de l'òrbita marciana es dibuixa la de la Terra, l'el·lipse de la qual és molt menys allargada, pot observar-se també que la distància de la Terra a Mart es troba subjecta a grans variacions. En el moment de la conjunció o siga quan el Sol està situat entre ambdós planetes, la distància entre estos pot ser de 399 milions de quilòmetres i el diàmetre aparent de Mart és de 3,5" ; durant les oposicions més favorables eixa distància queda reduïda a menys de 56 milions de quilòmetres i el diàmetre aparent de Mart és de 25". Durant l'oposició aconsegueix una magnitud de -2,0 i en les oposicions perihéliques -2,8 sent el planeta més brillant a excepció de Venus i Júpiter. Donada la menudesa del globus marcià, la seva observació telescòpica només presenta interès en els períodes que precedeixen i segueixen a les oposicions.

Història de l'observació de Mart

Tycho Brahe va mesurar escrupolosament el moviment de Mart en el cel. Les seves excel·lents observacions astronòmiques, acuradament registrades, van permetre a Johannes Kepler descobrir la naturalesa el·líptica de l'òrbita marciana, i per extensió de totes les òrbites planetàries, que fins llavors es consideraven circulars. Kepler va resumir els seus descobriments en tres lleis, actualment conegudes amb el nom de lleis de Kepler. Fins al segle XVII la motivació principal de l'observació de Mart era l'astrològica. Un cop inventat el telescopi, Galileo Galilei al voltant del 1610 ja va descriure Mart com un disc, donant-li entitat de món, com la Lluna o la Terra. El 1659, Christiaan Huygens va descriure i dibuixar la primera i més obvia característica de Mart, un triangle fosc anomenat més endavant Syrtis Major. Seguint aquesta marca, Huygens va deduir correctament la durada del dia marcià, una mica més llarg que el de la Terra. Cap a la dècada dels 1670 Giovanni Cassini va detectar les marques brillants i blanques dels pols. A finals del segle XVII, William Herschel, un músic reconvertit a astrònom, va millorar l'òptica dels telescopis i va continuar l'observació de Mart. Va corroborar l'existència dels pols, i la seva expansió durant l'hivern així com la seva gairebé desaparició durant l'estiu. Va justificar aquest fet per que el planeta roig també té una inclinació axial similar a la Terra. Això sí, les estacions eren aproximadament el doble de llargues a Mart. També va observar taques brillants i mòbils que interpretà acertadament com a núvols. En les dècades que seguiren nombrosos estudiosos vàren dibuixar diferents mapes de Mart i donaren nom a les taques fosques i clares de la seva superfície. Molts d'aquests mapes però, es contradeien entre si i duïen noms dels mateixos astrònoms o d'altres personatges. El 1877, durant l'acostament de Mart a l'òrbita terrestre Giovanni Schaparelli va dibuixar el millor mapa del planeta roig fet fins aleshores. A més va proposar tot un seguit de noms, en llatí, que adaptats encara s'usen avui dia ja que van ser acceptat per la Unió Astronòmica Internacional el 1958. Tal i com ja s'havia fet a la lluna s'associaven les taques fosques amb masses d'aigua i les brillants amb superfícies terrestres. Alguns exemples: Mare Sirenum mar de les sirenes, Solis lacus llac del Sol, Utopia, Arcadia...

Exploració espacial de Mart

1958 La primera sonda a visitar Mart va ser la Mariner 4 en 1965. Junt amb les Mariner 6 i 7 que van arribar a Mart en 1969 només van aconseguir observar un Mart ple de cràters i paregut a la Lluna. Va ser el Mariner IX, la primera a col·locar-se en òrbita marciana, al mig d'una espectacular tempestat de pols, la primera és aguaitar un Mart amb canals que pareixien xarxes hídriques, vapor d'aigua en l'atmosfera, i que suggeria un passat de Mart diferent. Les primeres naus a aterrar a Mart van ser la Viking I i II en 1976. Els resultats negatius en els seus experiments biològics van propiciar un paro de 20 anys en l'exploració. El 4 de Juliol de 1997 la Mars Pathfinder va aterrar amb èxit a Mart i va provar que era possible que un xicotet robot es passejara pel planeta. En 2004 una missió científicament més ambiciosa va portar a dos robots Spirit i Opportunity que van aterrar en dos zones de Mart diametralment oposades a analitzar les roques a la recerca d'aigua i pareix que van trobar vestigis d'un antic mar o llac salat.

Meteorits d'origen marcià

Els meteorits denominats SNC són originaris de Mart. Se sap amb seguretat el seu origen perquè s'han trobat en el seu interior xicotetes bombolles de gas la composició del qual coincideix amb la mesurada per les sondes Viking. El 6 d'agost de 1996, David McKay, de la NASA, va anunciar la primera identificació de compostos orgànics en el meteorit marcià ALH84001. El meteorit s'havia desprès de Mart fa 15 milions d'anys, havia caigut sobre l'Antàrtida fa 13.000 anys i va ser trobat en 1984. Procedeix d'una roca marciana solidificada fa uns 4500 milions d'anys quan es va formar el planeta. Molts científics no van estar des de l'inici d'acord amb l'anunci a què van qualificar de prematur i probablement equivocat. Les revelacions extraordinàries requereixen proves extraordinamente fiables. La mera presència de restes com els que crea el material orgànic no significa que tinga relació amb la vida, encara que una explicació no biològica és improbable. Al desembre de 1997 un grup de científics va desmentir totalment a la NASA demostrant que en la roca hi havia minerals d'aparença semblant a alguns microorganismes (llepa-les), però amb un origen químic i sense res a veure amb la vida.

Veure també

- Satèl·lits de Mart: Fobos i Deimos
- Planeta
- Mars Pathfinder
- Spirit
- Opportunity
- Exploració de Mart categoria:Planetes als:Mars (Planet) ja:火星 ko:화성 ms:Marikh simple:Mars (planet) th:ดาวอังคาร

Saturn (planeta)

Saturn és el sisè planeta del Sistema Solar per distància al Sol. El seu nom prové del déu romà Saturn. Forma part dels denominats planetes exteriors o gasosos, també anomenats jovians pel seu paregut a Júpiter. L'aspecte més característic de Saturn són els seus brillants anells. El primer a observar-los va ser Galileu Galilei en 1610 però la baixa inclinació dels anells i la mala qualitat del seu telescopi li van fer pensar en un principi que es tractava de grans llunes. Christiaan Huygens amb millors mitjans d'observació va poder en 1659 observar amb claredat els anells. James Clerk Maxwell en 1859 va demostrar matemàticament que els anells no podien ser un únic objecte sinó que havien de ser l'agrupació de milions de partícules xicotetes.

Característiques físiques

Saturn és un planeta visiblement aplanat en els pols. Els diàmetres equatorial i polar són respectivament 120.536 i 108.728 km. Aquest efecte és produït per la ràpida rotació del planeta, la seva naturalesa fluida i la seva relativament baixa gravetat. Els altres planetes gegants són també aplanats però no en tan gran mesura. Saturn posseeix una densitat específica de 0,69 g/cm3 sent l'únic planeta del Sistema Solar amb una densitat inferior a la de l'aigua. El planeta està format per un 96% d'hidrogen i un 3% d'heli.

Interior

L'interior del planeta és semblant al de Júpiter, amb un nucli sòlid en l'interior format per gels. Sobre ell s'estén una extensa capa d'hidrogen líquid i metàl·lic (a causa dels efectes de les elevades pressions i temperatures). Els 30.000 km exteriors del planeta estan formats per una extensa atmosfera d'hidrogen i heli. L'interior del planeta es troba a temperatures entorn de 12 000 K. D'altra banda, i igual que Júpiter i Neptú, Saturn radia més calor a l'exterior de què rep del Sol. La major part d'esta energia està produïda per una lenta contracció del planeta que allibera l'energia gravitatòria produïda en la comprensió. Aquest mecanisme es denomina mecanisme de Kelvin-Helmholtz. No obstant no pareix l'únic responsable de la font interna de calor de Saturn. Possiblement la calor extra generada es produïx en una separació de fases entre l'hidrogen i l'heli atmosfèric que se separen en la zona inferior de l'atmosfera concentrant-se en gotes que precipiten o plouen sobre l'interior del planeta alliberant energia potencial en forma de calor.

Atmosfera

L'atmosfera de Saturn posseeix un patró de bandes fosques i zones clares semblant al de Júpiter encara que la distinció entre ambdós és molt menys clara en el cas de Saturn. Els núvols superiors estan formats probablement per cristalls de amoníac. Sobre elles pareix estendre's una boira uniforme sobretot el planeta produïda per fenòmens fotoquímics en l'atmosfera superior (al voltant de 10 mbar). En 1990 es va poder observar un gegantí núvol blanc en l'equador de Saturn que ha sigut assimilada a un procés de formació de grans tempestat