81

ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3

ΤΟ ΗΛΙΑΚΟ ΣΥΣΤΗΜΑ 3.1 Το Ηλιακό σύστηµα µέσα στο Γαλαξία µας

Το ηλιακό µας σύστηµα βρίσκεται σε απόσταση 8,0±0,5 Κpc περίπου από το κέντρο του Γαλαξία µας, όπως προκύπτει από τις διάφορες µετρήσεις.

Στο σχήµα 3.1 φαίνεται η θέση του Ήλιου µας (και εποµένως και του ηλιακού µας συστήµατος) µέσα στο Γαλαξία µας, καθώς και οι γειτονικοί προς αυτόν αστέρες. Ο Γαλαξία µας εµφανίζεται και µε τη «φακοειδή» και µε τη «σπειροειδή» µορφή του.

Σχήµα 3.1: Θέση του Ήλιου στο Γαλαξία µας

Ο πιο κοντινός προς τον Ήλιο αστέρας βρίσκεται στον αστερισµό του Κενταύρου και για το λόγο αυτό ονοµάζεται εγγύτατος (proxima) του Κενταύρου. Απέχει 4,2 έτη φωτός, (light years, ℓ.y.), από τον Ήλιο µας. Λόγω της µεγάλης αυτής απόστασης στην οποία βρίσκεται ο πιο κοντινός προς τον Ήλιο µας αστέρας θεωρούµε ότι το ηλιακό µας σύστηµα είναι ένα «κλειστό σύστηµα».

Για να βρούµε τη θέση ενός αστέρα στον Γαλαξία µας, χρησιµοποιούµε τις γαλαξιακές συντεταγµένες, οι οποίες όµως δεν είναι οι πλέον ενδεδειγµένες για τη µελέτη της δυναµικής και κινηµατικής του Γαλαξία, γιατί ο Ήλιος κινείται γύρω από το κέντρο του Γαλαξία. (Ο Ήλιος µας µαζί µε το ηλιακό µας σύστηµα περιστρέφεται γύρω από το Γαλαξιακό κέντρο σε 2,45x108 έτη. Ο χρόνος αυτός είναι γνωστός ως κοσµικό έτος). Αν θέλουµε λοιπόν να εξετάσουµε τη δυναµική του Γαλαξία µας, χρησιµοποιούµε ένα άλλο σύστηµα συντεταγµένων γνωστό ως Τοπικό Σύστηµα Αναφοράς (LSR, Local Standard of Rest) και όχι τις γαλαξιακές συντεταγµένες. Οι παρατηρήσεις µας όπως γίνονται από τη Γη ή από κάποιο δορυφορικό παρατηρητήριο µπορούν εύκολα να αναχθούν στον Ήλιο. Εποµένως ο Ήλιος θεωρείται ο τόπος όλων των παρατηρήσεων που αφορούν στον Γαλαξία µας. _____________________________________________________________________ Kpc: Μονάδα µέτρησης αποστάσεων, ίση προς 1.000 pc, όπου 1 pc = 206.265 A.U. ℓ.y.: Μονάδα µέτρησης αποστάσεων, ίση προς 9,46x1012 Km.

82

ΠΕΡΙΓΡΑΦΗ ΤΟΥ ΗΛΙΑΚΟΥ ΣΥΣΤΗΜΑΤΟΣ

3.2 Εισαγωγή

Το ηλιακό µας σύστηµα αποτελείται από ένα µεγάλο αριθµό ουράνιων σωµάτων που κάτω από τη βαρυτική επίδραση του Ήλιου κινούνται γύρω του και τον ακολουθούν στο αέναο ταξίδι του στο διάστηµα. Ο Ήλιος συγκεντρώνει το 99,8% της µάζας του όλου συστήµατος, ενώ αντίθετα η κινητική του ροπή είναι µόλις το 0,02 της κινητικής ροπής των ουρανίων σωµάτων (κυρίως των πλανητών) που περιφέρονται γύρω απ’ αυτόν.

Τα άλλα ουράνια σώµατα που, εκτός από τον Ήλιο, αποτελούν το ηλιακό µας σύστηµα είναι:

• Οι οκτώ µεγάλοι πλανήτες και οι δορυφόροι τους • Οι νάνοι πλανήτες και οι δορυφόροι τους • Οι χιλιάδες µικροί πλανήτες ή αστεροειδείς • Τα σώµατα της ζώνης του Kuiper • Άγνωστος αριθµός από κοµήτες • Τα απειράριθµα µετέωρα και • Η µεσοπλανητική ύλη

Οι οκτώ µεγάλοι πλανήτες του ηλιακού µας συστήµατος είναι κατά σειρά απόστασης από τον Ήλιο οι εξής: Ερµής, Αφροδίτη, Γη, Άρης, ∆ίας, Κρόνος, Ουρανός & Ποσειδώνας. Οι πλανήτες Ερµής, Αφροδίτη, Άρης, ∆ίας και Κρόνος ήταν γνωστοί από την αρχαιότητα. Ο Ουρανός ανακαλύφθηκε από τον Άγγλο αστρονόµο W. Herschel το 1781. Φαίνεται και µε γυµνό µάτι σαν αστέρας έκτου µεγέθους. Ο Ποσειδώνας και ο −µέχρι πρότινος ένατος πλανήτης− Πλούτωνας ανακαλύφτηκαν µετά από συστηµατική έρευνα το 1846 ο πρώτος και το 1930 ο δεύτερος, αντίστοιχα. Στην Εικόνα 3.1 φαίνονται τα µέλη του ηλιακού µας συστήµατος, σε σειρά απόστασης από τον Ήλιο και µε τα πραγµατικά τους µεγέθη, ώστε να είναι δυνατή η σύγκριση. Ξεκινώντας από το αριστερό άκρο (Ήλιος) συναντάµε: τον Ερµή, την Αφροδίτη, τη Γη µας µε τη Σελήνη, τον Άρη µε τους δυο δορυφόρους του, χιλιάδες από µικρούς πλανήτες –µε βασικό εκπρόσωπο τη Ceres, η οποία όµως από τον Αύγουστο του 2006 ανήκει στη κατηγορία των νάνων πλανητών– και συνεχίζουµε µε το γιγαντιαίο πλανήτη ∆ία µε το πλήθος των δορυφόρων του, τον τεράστιο Κρόνο µε το εκπληκτικό σύστηµα των δακτυλίων και το πλήθος των δορυφόρων του, τον πλανήτη Ουρανό µε τους 27 του δορυφόρους, τον Ποσειδώνα µε τους δορυφόρους του, το νάνο πλανήτη Πλούτωνα µε τους δορυφόρους του, τη ζώνη του Kuiper όπου τα τελευταία χρόνια έχουν ανακαλυφθεί πολλά νέα µέλη του ηλιακού µας συστήµατος και καταλήγουµε στο νέφος κοµητών του Oort (άκρο δεξιά) στις παρυφές του συστήµατος.

Εικόνα 3.1: Το ηλιακό µας σύστηµα - Συγκριτικά µεγέθη του Ήλιου και των άλλων µελών

83

3.3 Οι Μεγάλοι Πλανήτες

3.3.1 Γενικά χαρακτηριστικά των µεγάλων πλανητών

Οι µεγάλοι πλανήτες του ηλιακού µας συστήµατος είναι σχεδόν σφαιρικά ουράνια σώµατα µε διαµέτρους µεταξύ 103-105 Κm. Περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο σε σχεδόν κυκλικές τροχιές µε εξαίρεση τον Ερµή και τον Πλούτωνα, οι οποίοι έχουν εκκεντρότητες e=0,206 και e=0,247 αντίστοιχα. Τα επίπεδα των τροχιών τους σχηµατίζουν πολύ µικρές γωνίες ως προς το επίπεδο της Εκλειπτικής µε εξαίρεση και πάλι τον Ερµή και τον Πλούτωνα για τους οποίους i=7º και i=17º, αντίστοιχα. Περιστρέφονται γύρω από τους άξονές τους µε την ίδια φορά µε την οποία περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο µε εξαίρεση την Αφροδίτη. Τέλος η γωνία µεταξύ του επιπέδου της τροχιάς κάποιου πλανήτη και του ισηµερινού του είναι <30º µε εξαίρεση τον Ουρανό & Πλούτωνα* για τους οποίους είναι 98º & περίπου 90º, αντίστοιχα. Στον Πίνακα 1 δίνονται συγκεντρωτικά τα βασικά στοιχεία των µεγάλων πλανητών.

Πίνακας 1 Στοιχεία των µεγάλων πλανητών & του Πλούτωνα

Πλανήτης r

(Α.U) ι (e)

Περιφορά ( έτη)

ΠεριστροφήΜάζα

(γήινες) Ακτίνα (γήινες)

Ερµής 0,387 7,00 0,206 0,241 58, .7d 0,055 0,382 Αφροδίτη 0,742 3,39 0,007 0,616 243, .0d 0,815 0,949

Γη 1,00 0,0 0,017 1,0 23,9 h 1,00 1,00 Άρης 1,52 1,85 0,093 1,88 24,6 h 0,107 0,533 ∆ίας 5,20 1,30 0,049 11,9 9,9 h 318,0 11,2 Κρόνος 9,54 2,49 0,056 29,5 10,7 h 95,2 9,45 Ουρανός 19,2 0,77 0,047 84,0 23,9 h 14,6 4,10 Ποσειδώνας 30,1 1,77 0,009 165,0 17,8 h 17,2 3,88 Πλούτωνας* 39,4 17,2 0,249 248,0 6,39 d 0,002 0,24

Στον Πίνακα 1 αναφέρονται επίσης τα στοιχεία του Πλούτωνα, δεδοµένου ότι µέχρι πρότινος συγκαταλέγονταν στους µεγάλους πλανήτες. Αλλά, η ∆ιεθνής Αστρονοµική Ένωση (I.A.U., International Astronomical Union) κατά τη διάρκεια της 26ης Γενικής Συνέλευσης στην Πράγα, (14-26 Αυγούστου 2006), επαναπροσδιόρισε τις προϋποθέσεις που πρέπει να πληροί ένα ουράνιο σώµα για να είναι πλανήτης και εισηγήθηκε τη δηµιουργία µιας νέας κατηγορίας, αυτής των νάνων πλανητών, στην οποία και τον κατέταξε. Σύµφωνα µε το νέο ορισµό του πλανήτη για να χαρακτηρισθεί κάποιο ουράνιο σώµα ως µεγάλος πλανήτης του ηλιακού µας συστήµατος θα πρέπει όχι µόνο να περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο και να έχει αρκετή µάζα ώστε να έχει γίνει σφαιρικό, αλλά θα πρέπει επιπλέον η µάζα του να ήταν τέτοια ώστε να έχει «ξεκαθαρίσει» και την τροχιά του. ∆ηλαδή η τροχιά του να µην «τέµνει» αυτήν άλλων µεγάλων πλανητών. Τα σώµατα τα οποία δεν πληρούν την τελευταία ιδιότητα κατατάχθηκαν σε µια νέα ιδιαίτερη κατηγορία αυτή των νάνων πλανητών. Για τον Πλούτωνα, ήταν ήδη γνωστό ότι η τροχιά του «συναντά» αυτήν του Ποσειδώνα. (Χωρίς να υπάρχει κίνδυνος σύγκρουσης, δεδοµένου ότι οι τροχιές δεν είναι συν-επίπεδες). Επιπλέον, τα βασικά του χαρακτηριστικά ήταν περισσότερο γήινα και δεν έµοιαζαν µε αυτά των πολύ µεγάλων πλανητών του ηλιακού µας συστήµατος, αποτελώντας έτσι ένα γρίφο για τους αστρονόµους. Έτσι, ο Πλούτωνας µε βάση το νέο ορισµό έγινε το πρώτο µέλος της νέας κατηγορίας, αυτής των νάνων πλανητών.

84

Ας θεωρήσουµε τον Ήλιο και τις τροχιές των πλανητών γύρω από αυτόν, (Σχήµα 3.2). Τότε οι πλανήτες ανάλογα µε την θέση τους ως προς τη Γη διακρίνονται σε εσωτερικούς (Ερµή και Αφροδίτη) που οι τροχιές τους είναι «µέσα» στην τροχιά της Γης και σε εξωτερικούς (όλοι οι άλλοι) που οι τροχιές τους είναι «έξω» από την τροχιά της Γης. Ο χωρισµός σε εσωτερικούς και εξωτερικούς πλανήτες έχει σχέση µε τη διάρκεια και τον χρόνο παρατήρησής τους.

Σχήµα 3.2: Τροχιές µεγάλων πλανητών γύρω από τον Ήλιο

(∆ίνεται και η τροχιά του Πλούτωνα για να φανεί ότι δεν είναι «καθαρή», αλλά «τέµνει» αυτήν του Ποσειδώνα, κάνοντας µε αυτό τον τρόπο τον Ποσειδώνα τον πιο αποµακρυσµένο πλανήτη)

3.3.2 Αποστάσεις των πλανητών από τον Ήλιο

Οι αποστάσεις των γειτονικών προς τη Γη πλανητών βρίσκονται µε διάφορους τρόπους: α) τριγωνοµετρικά β) µε την βοήθεια του ραντάρ ή γ) του λέιζερ. Οι αποστάσεις των άλλων υπολογίζονται κατόπιν µε τη βοήθεια του 3ου νόµου του Kepler (Βλέπε §3.3.6). Οι αποστάσεις των µεγάλων πλανητών από τον Ήλιο µπορούν να υπολογισθούν προσεγγιστικά και από τη σχέση:

r= (1/3)(2n-2+1) (3.1)

όπου n=1 για τον Ερµή, n=2 για την Αφροδίτη, 3 για τη Γη, κλπ. για τους λοιπούς πλανήτες.

Οι µέσες αποστάσεις των πλανητών από τον Ήλιο µπορούν να βρεθούν µε τη βοήθεια ενός εµπειρικού νόµου γνωστού ως «νόµος των Titius-Bode». Σύµφωνα µε τον νόµο αυτό γράφουµε τους µεγάλους πλανήτες κατά σειρά απόστασης από τον Ήλιο τοποθετώντας συγχρόνως τους µικρούς µεταξύ Άρη και ∆ία και σε κάθε έναν απ’ αυτούς αντιστοιχούµε έναν από τους αριθµούς 0,3,6,12,24,… κ.ο.κ. Αν σε κάθε όρο της προόδου αυτής προσθέτουµε τον αριθµό 4 και διαιρέσουµε τα αντίστοιχα αθροίσµατα µε το 10 θα έχουµε τις µέσες αποστάσεις των πλανητών από τον Ήλιο µε µονάδα την µέση απόσταση Γης-Ήλιου που είναι γνωστή ως αστρονοµική µονάδα (A.U. ≡ Astronomical Unit) και έχει υπολογισθεί ίση προς 149.500.999 Km ή κατά προσέγγιση: 1 A.U. =1.5x108 Km.

85

Οι µέσες αποστάσεις των πλανητών από τον Ήλιο, όπως υπολογίζονται από τον νόµο των Titius-Bode, και οι µέσες πραγµατικές τους τιµές δίνονται στον παρακάτω Πίνακα.

Πίνακας 2 Μέσες αποστάσεις των µεγάλων πλανητών & του Πλούτωνα

Πλανήτης Αριθ. Σειρά

Απόσταση (Titius-Bode)

Μέση Πραγµ. Απόστ.

σε Α.U. σε Α.U. Ερµής 0 0.4 0.39 Αφροδίτη 3 0.7 0.72 Γη 6 1.0 1.00 Άρης 12 1.6 1.52 Μικροί Πλανήτες 24 2.8 - ∆ίας 48 5.2 5.20 Κρόνος 96 10.0 9.55 Ουρανός 192 19.6 19.22 Ποσειδώνας 384 38.8 30.11 Πλούτωνας 768 77.2 39.46

Όπως είναι φανερό από τον παραπάνω πίνακα ο νόµος των Titius-Bode δίνει µε αρκετά µεγάλη ακρίβεια τις αποστάσεις των µεγάλων πλανητών από τον Ήλιο, εκτός από αυτήν του Ποσειδώνα. ∆ίνει επίσης µια µέση τιµή για τις αποστάσεις των µικρών πλανητών ή αστεροειδών.

3.3.3 Κινήσεις των Πλανητών γύρω από τον Ήλιο

Σήµερα γνωρίζουµε ότι οι πλανήτες περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο από τα δυτικά προς τα ανατολικά (ηλιοκεντρικό σύστηµα). Στην αρχαιότητα όµως δέχονταν ότι οι 5 από τους τότε γνωστούς µεγάλους πλανήτες – Ερµής, Αφροδίτη, Άρης, ∆ίας και Κρόνος – και επί πλέον ο Ήλιος και η Σελήνη, που θεωρούνταν κι αυτοί πλανήτες, περιφέρονται σε κυκλικές τροχιές γύρω από την ακίνητη Γη. Το σύστηµα αυτό είναι γνωστό ως γεωκεντρικό. Επειδή το γεωκεντρικό σύστηµα υποστηρίχτηκε από τους µεγάλους Μαθηµατικούς και Φιλόσοφους της αρχαιότητας (Πλάτωνα, Αριστοτέλη, Κλαύδιο Πτολεµαίο, κ.α.) επικράτησε και επέζησε µέχρι τον 16ο αιώνα παρόλο που µερικοί άλλοι όπως ο Αρίσταρχος ο Σάµιος υποστήριζαν το ηλιοκεντρικό σύστηµα. Ο Ιταλός µαθηµατικός Γαλιλαίος και ο Πολωνός αστρονόµος Κοπέρνικος έπαιξαν αποφασιστικό ρόλο στην καθιέρωση του ηλιοκεντρικού συστήµατος. Για τον λόγο αυτό λέγεται και «Κοπερνίκειο» και όχι «Αριστάρχειο» όπως θα ήταν το πιο σωστό. Η από τα δυτικά προς τα ανατολικά κίνηση των πλανητών γύρω από τον Ήλιο είναι πραγµατική. Η κίνηση αυτή σε συνδυασµό µε την κίνηση της Γης – απ’ όπου τους παρατηρούµε – έχει ως αποτέλεσµα τη φαινόµενη κίνησή τους πάνω στην ουράνια σφαίρα. Έτσι κάθε πλανήτης φαίνεται να διαγράφει πάνω στην ουράνια σφαίρα µεγάλα τόξα από τα δυτικά στα ανατολικά και στη συνέχεια µικρότερα µε την αντίθετη φορά. Στα σηµεία στα οποία αλλάζει η φορά της φαινόµενης κίνησης έχουµε την εντύπωση ότι οι πλανήτες παραµένουν για µεγαλύτερο χρόνο και για τούτο λέγονται στάσεις ή στηριγµοί. Στο σχήµα 3.3 παρουσιάζονται η πραγµατική κίνηση του πλανήτη Άρη γύρω από τον Ήλιο και η φαινόµενη κίνησή του πάνω στην ουράνια σφαίρα.

86

Σχήµα3.3: Φαινόµενη και πραγµατική τροχιά του Άρη

Οι αρχαίοι Έλληνες επινόησαν το σύστηµα των επικύκλων επειδή δεν µπορούσαν να ερµηνεύσουν τις φαινόµενες κινήσεις των πλανητών. Αυτό αναπτύχθηκε από τον Κλαύδιο Πτολεµαίο στην «Μεγάλη Μαθηµατική Σύνταξη» στις αρχές του 2ου µ.Χ. αιώνα. Σύµφωνα µε το σύστηµα αυτό οι πλανήτες περιφέρονται κυκλικά γύρω από κάποιο διαφορετικό κέντρο ο καθένας και τα κέντρα αυτά περιφέρονται γύρω από τη Γη σε οµόκεντρες κυκλικές τροχιές, (Σχήµα 3.4).

Σχήµα 3.4: Το σύστηµα των επικύκλων

3.3.4 Αποχές, συζυγίες και αντιθέσεις των πλανητών

Έστω Η, Γ και Π οι θέσεις του Ήλιου, της Γης και κάποιου πλανήτη, αντίστοιχα κάποια χρονική στιγµή, (Σχήµα 3.5). Ονοµάζουµε αποχή του πλανήτη την γωνιώδη του απόσταση από τον Ήλιο, όπως φαίνεται από τη Γη, δηλ. την γωνία α Π Γ =

)H .

Σχήµα 3.5: Αποχή πλανήτη

87

Η αποχή ενός εξωτερικού πλανήτη µπορεί να πάρει οποιαδήποτε τιµή από 0º µέχρι 360º. Στους εσωτερικούς όµως πλανήτες η αποχή δεν υπερβαίνει τις 28º για τον Ερµή και τις 48º για την Αφροδίτη.

Έστω ο Ήλιος, Η, και η Γη, Γ, σε κάποια της τροχιάς της, (Σχήµα 3.6). Ας θεωρήσουµε και τις τροχιές δύο πλανητών, ενός εσωτερικού και ενός εξωτερικού και ας υποθέσουµε ότι όλες οι τροχιές βρίσκονται στο ίδιο επίπεδο. Στην περίπτωση κατά την οποία ο Ήλιος, η Γη και ο εξωτερικός πλανήτης είναι σε ευθεία γραµµή – οπότε η αποχή του α είναι 0º ή 180º - λέµε ότι ο πλανήτης και ο Ήλιος βρίσκονται σε συζυγία ή αντίθεση. Συζυγία όταν α=0º (θέση ΠΣ στο σχήµα 3.6) και αντίθεση όταν α=180º (θέση ΠΑ στο σχήµα 3.6). Για τον εσωτερικό πλανήτη, όταν α=0º λέµε ότι ο πλανήτης βρίσκεται σε σύνοδο µε τον Ήλιο. Επί πλέον, όταν ο πλανήτης είναι µεταξύ Γης και Ήλιου έχουµε κατώτερη σύνοδο (θέση ΠΑΣ στο σχήµα 3.6).

Σχήµα 3.6: Αποχές, σύνοδοι και συζυγίες πλανητών

Από τα προηγούµενα είναι προφανές ότι η ελάχιστη απόσταση µεταξύ Γης και κάποιου πλανήτη συµβαίνει κατά την αντίθεσή του αν είναι εξωτερικός κατά την κατώτερη συνοδό του αν είναι εσωτερικός. Τότε είναι ο πλέον κατάλληλος χρόνος για την παρατήρησή του από τη Γη. 3.3.5 Εξίσωση Συνοδικής κίνησης πλανήτη

Αστρική περίοδος ενός πλανήτη λέγεται το χρονικό διάστηµα που µεσολαβεί µεταξύ δύο διαδοχικών διελεύσεων του πλανήτη από το ίδιο σηµείο του ουρανού. ∆ηλαδή η αστρική περίοδος του πλανήτη ταυτίζεται µε τον χρόνο περιφοράς του γύρω από τον Ήλιο. Συνοδική περίοδος ενός πλανήτη είναι το χρονικό διάστηµα µεταξύ δύο διαδοχικών συνόδων του πλανήτη, όπως αυτός παρατηρείται από την Γη. Εάν Α και Σ είναι η αστρική και η συνοδική περίοδος ενός πλανήτη, αντίστοιχα και Ε το αστρικό έτος της Γης τότε ισχύει η σχέση:

ΣΑ

=Ε

111m (3.2)

η οποία είναι γνωστή ως εξίσωση της συνοδικής κίνησης και στην οποία το «−» ισχύει για εσωτερικό και το «+» για εξωτερικό πλανήτη.

88

3.3.6 Νόµοι Κέπλερ και Νεύτωνα

Η περιφορά των πλανητών γύρω από τον Ήλιο γίνεται σύµφωνα µε ορισµένους νόµους που διατυπώθηκαν από τον Kepler στις αρχές του 17ου αιώνα. Οι νόµοι του Kepler είναι οι εξής: α) Νόµος ελλειπτικών τροχιών: Οι πλανήτες κινούνται γύρω από τον Ήλιο διαγράφοντας ελλείψεις που στη µια εστία τους βρίσκεται ο Ήλιος, (Σχήµα 3.7).

Σχήµα 3.7 Σχήµα 3.8

Ο µεγάλος άξονας, ΠΑ, της ελλειπτικής τροχιάς είναι γνωστός και ως γραµµή των αψίδων. Τα σηµεία Π και Α στα οποία όταν βρίσκεται ο πλανήτης έχει την πιο µικρή και την πιο µεγάλη απόσταση από τον Ήλιο, λέγονται περιήλιο και αφήλιο, αντίστοιχα. Ο µεγάλος ηµιάξονας, ΠΚ=ΚΑ=α, της έλλειψης αποτελεί τη µέση απόσταση του πλανήτη από τον Ήλιο. β) Νόµος των εµβαδών: Τα εµβαδά που γράφει η ακτίνα που συνδέει τον Ήλιο µε τον πλανήτη, δηλαδή η επιβατική ακτίνα, είναι ανάλογα προς τους χρόνους στους οποίους διαγράφονται, (Σχήµα 3.8). γ) Αρµονικός Νόµος: Τα τετράγωνα των χρόνων περιφοράς των πλανητών γύρω από τον Ήλιο είναι ανάλογα προς τους κύβους των µεγάλων ηµιαξόνων των τροχιών τους. ∆ηλ. αν Α1, Α2 είναι οι χρόνοι περιφοράς δύο πλανητών γύρω από τον Ήλιο −ήτοι οι αστρικές των περίοδοι− και α1, α2 οι µεγάλοι τους ηµιάξονες τότε έχουµε:

32

31

22

21

a

a

A

A= (3.3)

Εάν επιπλέον θεωρήσουµε ως µονάδα χρόνου το χρονικό διάστηµα που απαιτείται για να κάνει η Γη µια πλήρη περιφορά γύρω από τον Ήλιο και ως µονάδα µήκους την αστρονοµική µονάδα, η σχέση (3.3) απλουστεύεται και γίνεται:

A2 = a3 ή 13

2

=a

A (3.4)

Με την ανακάλυψη του νόµου της παγκόσµιας έλξης από τον Νεύτωνα,

== 228

221 /cm 1077.6, grdynxG

r

MMGF , δόθηκε η φυσική εξήγηση για τους

νόµους του Kepler. Εάν λάβουµε υπ’ όψη και τον νόµο του Νεύτωνα τότε η ακριβής έκφραση της σχέσης (3.4) είναι:

)(

4 2

3

2

MMGa

A

O +=

π (3.5)

όπου Μ0 και Μ οι µάζες του Ήλιου και του πλανήτη αντίστοιχα και G η σταθερά της παγκόσµιας έλξης.

89

3.3.7 Στοιχεία τροχιάς πλανήτη

Για να καθοριστεί η τροχιά ενός πλανήτη και η θέση του πάνω σ’ αυτήν σε µια ορισµένη χρονική στιγµή, απαιτείται η γνώση µιας σειράς στοιχείων που είναι γνωστά ως τροχιακά στοιχεία. Για την εύρεση αυτών των στοιχείων θεωρούµε την ουράνια σφαίρα µε κέντρο τον Ήλιο, Η, την εκλειπτική, ΕΕ΄, και το εαρινό ισηµερινό σηµείο γ πάνω σ’ αυτήν, (Σχήµα 3.9). Έστω επιπλέον η τροχιά του πλανήτη ΑΠΡ (Α=αφήλιο, Π=περιήλιο) το επίπεδο της οποίας τέµνει την ουράνια σφαίρα κατά το µέγιστο κύκλο Ν Π΄Ρ΄Ν΄, όπου το Π΄=προβολή του περιηλίου Π. Τα σηµεία Ν και Ν΄ τοµής των επιπέδων της εκλειπτικής (δηλαδή της τροχιάς της Γης) και της τροχιάς του πλανήτη ονοµάζονται σύνδεσµοι και η ευθεία ΝΝ΄ γραµµή των συνδέσµων (Ειδικότερα, ο ένας λέγεται αναβιβάζων και ο άλλος καταβιβάζων, ανάλογα µε τη φορά κίνησης του πλανήτη στην τροχιά του. Στην περίπτωση του πλανήτη του σχήµατος 3.9 ο Ν είναι ο αναβιβάζων και ο Ν΄ ο καταβιβάζων).

Σχήµα 3.9: Στοιχεία τροχιάς πλανήτη

Με βάσει τα ανωτέρω: Το µέγεθος και το σχήµα της τροχιάς καθορίζονται από τον µεγάλο ηµιάξονα α και την εκκεντρότητα e. Ενώ για τον προσανατολισµό της τροχιάς στον χώρο απαιτούνται τα εξής στοιχεία: 1) το (εκλειπτικό) µήκος του αναβιβάζοντος συνδέσµου Ν της τροχιάς, έστω Ω, το οποίο δεν είναι παρά το τόξο γΝ, το οποίο µετριέται πάνω στην εκλειπτική από 0°°°° µέχρι 360°°°° , 2) η κλίση і του επιπέδου της τροχιάς του πλανήτη ως προς το επίπεδο της εκλειπτικής και 3) η γωνία, έστω ω, µεταξύ της διεύθυνσης του αναβιβάζοντα συνδέσµου Ν και της διεύθυνσης του περιηλίου. Στην πράξη αντί του ω χρησιµοποιούµε την ποσότητα π που ορίζεται από την σχέση π=ω+Ω και καλείται µήκος του περιηλίου.

Τέλος, για να καθοριστεί πλήρως η θέση του πλανήτη επάνω στην τροχιά του χρειάζεται να µας δοθούν ακόµη δύο στοιχεία: α) η αστρική περίοδος, Α ή Τ, δηλαδή το χρονικό διάστηµα που απαιτείται για µια πλήρη περιφορά του πλανήτη γύρω από

τον Ήλιο ή η µέση γωνιώδης ταχύτητά του, η, που ορίζεται από τη σχέση Τ

=π

η2

και

β) ο χρόνος διάβασης του πλανήτη από το περιήλιο της τροχιάς του, έστω tc.

Αν u είναι η αληθινή ανωµαλία του πλανήτη τότε την ποσότητα π+u=γΩ+ΩΡ΄ την ονοµάζουµε, αληθινό µήκος του πλανήτη· ενώ αν Μ είναι η µέση ανωµαλία του,

( )( )ottnM −= , την ποσότητα ( )ottn −+=Μ+= ππl την ονοµάζουµε µέσο µήκος

90

του πλανήτη. Για t=0 το µέσο µήκος του πλανήτη είναι Ε=π-nto και ονοµάζεται µέσο µήκος εποχής. Στην πράξη πολλές φορές χρησιµοποιούµε το Ε αντί του to.

Ολοκληρώνοντας, µπορούµε να πούµε ότι για να καθοριστεί πλήρως η τροχιά ενός πλανήτη στο χώρο και η θέση του πλανήτη πάνω σ’ αυτήν χρειάζονται συνολικά 7 στοιχεία, τα: a,e,i,π,Ω,Τ,Ε. Όπως έχουν γραφεί, δηλαδή µε τη σειρά αυτή, µε µια µεταβολή στην ορθογραφία σχηµατίζουν τη λέξη «αείποτε» που προσφέρεται ως µνηµονικός κανόνας. 3.3.8 Προσδιορισµός µάζας πλανήτη (µε δορυφόρο)

Η µάζα ενός πλανήτη που έχει δορυφόρο είναι δυνατόν να υπολογιστεί µε την βοήθεια του τρίτου νόµου του Kepler, εάν είναι γνωστά:

α) Οι αποστάσεις του πλανήτη από τον Ήλιο ( )ΠΠΟ = αr και του δορυφόρου από

τον πλανήτη ( )∆∆Π = αr και

β) Οι χρόνοι περιφοράς του πλανήτη γύρω από τον Ήλιο ( )ΠΑ και του

δορυφόρου γύρω από τον πλανήτη του ( )∆Α . Πράγµατι εφαρµόζοντας τον 3ο νόµο του Kepler για το σύστηµα πλανήτης-

δορυφόρος, έχουµε: (σύµφωνα µε τη σχέση 3.5):

( )∆Π∆

∆

Μ+Μ=

Α

G

2

3

2 4π

α (3.6)

όπου ΜΠ , Μ∆ οι µάζες του πλανήτη και του δορυφόρου του, αντίστοιχα.

Εάν επί πλέον εφαρµόσουµε τον ίδιο νόµο για το σύστηµα Ήλιος-πλανήτης έχουµε:

( )ΠΟΠ

Π

Μ+Μ=

Α

G

2

3

2 4π

α (3.7)

όπου Μοοοο η µάζα του Ήλιου.

Στις πιο πολλές περιπτώσεις οι λόγοι ΜΠ/Μ∆ και Μοοοο /ΜΠ είναι της τάξης του 104, έτσι οι σχέσεις (3.6) και (3.7) γίνονται

( )+Μ=

Α

Π∆

∆

G

2

3

2 4π

α και

ΟΠ

Π =Α

GM

2

3

2 4π

α (3.8)

οπότε

23

Α

Α⋅

=

Μ

Μ

∆

Π

Π

∆Π

αα

ο (3.9)

και έτσι υπολογίζεται η µάζα του πλανήτη σε σχέση µε την µάζα του Ήλιου.

Εάν ο πλανήτης δεν έχει δορυφόρο, είναι πολύ δύσκολος ο προσδιορισµός της µάζας του. Γιατί στην περίπτωση αυτή πρέπει να υπολογιστούν οι παρέλξεις που ασκούν σ’ αυτόν οι γειτονικοί πλανήτες.

91

3.3.9 Προσδιορισµός Θερµοκρασίας των Πλανητών

Η θερµοκρασία ενός πλανήτη µπορεί να βρεθεί αν µετρήσουµε την ακτινοβολία που παίρνουµε από αυτόν στα διάφορα µήκη κύµατος και κυρίως στο άκρο υπέρυθρο και στην περιοχή των ραδιοκυµάτων. Έτσι οι µέθοδοι που χρησιµοποιούνται (για τον προσδιορισµό της θερµοκρασίας ενός πλανήτη) είναι:

1) Ραδιοαστρονοµικές παρατηρήσεις. 2) Φασµατοφωτοµετρικές παρατηρήσεις και 3) Μετρήσεις µε την θερµοστήλη και το βολόµετρο.

Θεωρητικά η θερµοκρασία ενός πλανήτη βρίσκεται υποθέτοντας ότι τόσο ο Ήλιος όσο και ο πλανήτης ακτινοβολούν ως µέλανα σώµατα. Στην περίπτωση αυτή η ενέργεια που εκπέµπεται από 1 cm2 της επιφάνειας του Ήλιου ή του πλανήτη θα είναι

σύµφωνα µε τον νόµο των Stefan-Boltzmann: 4ΟΤσ ή 4

ΠΤσ , αντίστοιχα.

Η συνολική ενέργεια, Εοοοο, που εκπέµπεται από τον Ήλιο είναι:

24 4 ΟΟΟ ⋅Τ=Ε Rπσ (3.10)

εάν Rοοοο είναι η ακτίνα του. Το ποσό της ενέργειας που φθάνει σε κάποιο πλανήτη µε ακτίνα RΠ και ο οποίος βρίσκεται σε απόσταση r από τον Ήλιο είναι:

2

224

2

224

44

r

RR

r

RR ΠΟΟΠΟΟ

Τ=⋅⋅Τσπ

π

ππσ (3.11)

Από το ποσό αυτό της ενέργειας ο πλανήτης ένα µέρος ανακλά και το υπόλοιπο το απορροφά. Εάν Α είναι η ανακλαστική του ικανότητα τότε απορροφά ενέργεια ίση προς:

( )

2

22Ο

4 R 1

r

RΠΟΤΑ− σ (3.12)

και για να υπάρχει ισορροπία θα πρέπει το ποσό της απορροφούµενης ενέργειας να είναι ίσο προς το ποσό της ενέργειας που αυτό ακτινοβολεί.

Εάν ο πλανήτης περιστρέφεται ταχέως γύρω από τον άξονά του θεωρούµε ότι εκπέµπει το ίδιο ποσό ενέργειας από το φωτιζόµενο από τον Ήλιο ηµισφαίριο και από το σκοτεινό. Είναι δηλαδή:

( ) 42

2

224

41

ΠΠΠΟΟ Τ⋅=

Τ⋅Α−σπ

σR

r

RR (3.13)

και, λύνοντας ως προς ΤΠ , έχουµε για τη θερµοκρασία του πλανήτη:

( )

( )21

21

41

2

1

r

RΟΟΠ

ΤΑ−=Τ (3.14)

Εάν ο πλανήτης περιστρέφεται αργά γύρω από τον άξονά του θεωρούµε ότι η ακτινοβολούσα επιφάνειά του είναι ίδια µε την απορροφούσα ( )2

ΠRπ , οπότε

92

( )

( )21

21

41

1

r

RΟΟΠ

ΤΑ−=Τ (3.15)

Ενώ, εάν ο πλανήτης ακτινοβολεί περισσότερο από τη φωτιζόµενη από τον Ήλιο πλευρά του, θεωρούµε το δεξί σκέλος της (3.13) ίσο προς 42 2 ΠΠ Τ⋅σπ R .

ΠΕΡΙΓΡΑΦΗ ΤΩΝ ΜΕΓΑΛΩΝ ΠΛΑΝΗΤΩΝ ΚΑΙ ΤΩΝ ∆ΟΡΥΦΟΡΩΝ ΤΟΥΣ

3.4 Ερµής

Είναι ο πιο κοντινός στον Ήλιο πλανήτης. Έχει διάµετρο περίπου 5.000 Km και µάζα 33x1022 Κg. Περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο σε 88 ηµέρες και σε µέση απόσταση 58x106 Km. Το περιήλιο της τροχιάς του παρουσιάζει µια κίνηση κατά 43.," 2 ανά αιώνα που εξηγήθηκε µε τη γενική θεωρία της σχετικότητας του Einstein. Περιφέρεται γύρω από τον άξονά του σε 59 ηµέρες, δηλαδή το «ηµερονύχτιο» στον Ερµή διαρκεί όσο 59 δικά µας. Αυτό σε συνδυασµό και µε τη µικρή του απόσταση από τον Ήλιο έχει ως συνέπεια τη µεγάλη διαφορά θερµοκρασίας ανάµεσα στην «ηµέρα» και στη «νύκτα» του που είναι περί τους +430º C και –170º C, αντίστοιχα. Ο Ερµής έχει µαγνητικό πεδίο µε πολικότητα όµοια µε εκείνη του µαγνητικού πεδίου της Γης και περιβάλλεται από αραιότατη ατµόσφαιρα από βαριά αδρανή αέρια. Η επιφάνεια του Ερµή είναι γεµάτη από κρατήρες (Εικόνες 3.2 & 3.3), όπως έδειξαν φωτογραφίες από διάφορα διαστηµόπλοια. Ο Ερµής είναι ορατός 5-6 φορές µόνο στη διάρκεια ενός έτους µετά τη δύση ή λίγο πριν την ανατολή του Ήλιου και τούτο γιατί η πιο µεγάλη αποχή του είναι 28º. Ο Ερµής δεν έχει δορυφόρο.

Εικόνα 3.2: Ο πλανήτης Ερµής Εικόνα 3.3: Λεπτοµέρεια επιφάνειας του πλανήτη Ερµή 3.5 Αφροδίτη

Είναι ο δεύτερος σε σειρά απόστασης από τον Ήλιο πλανήτης. Περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο σε 225 ηµέρες, (7,5 µήνες), και σε µέση απόσταση 108x106 Κm. Έχει διάµετρο 12.192 Κm (περίπου ίδια µε της Γης) και µάζα 49x1023 Κg. Μετά τον Ήλιο και τη Σελήνη είναι το πιο λαµπρό ουράνιο σώµα και παρατηρείται ή λίγο µετά τη δύση του Ήλιου, οπότε είναι γνωστή ως Αποσπερίτης, ή πριν την ανατολή του οπότε είναι γνωστή ως Αυγερινός. Η Αφροδίτη, καθώς παρατηρείται από τη Γη, άλλοτε «επιδεικνύει» ολόκληρο το δίσκο της και άλλοτε µόνο ένα τµήµα του.

93

Παρουσιάζει δηλαδή φάσεις όπως η Σελήνη. Οι φάσεις αυτές πρωτοπαρατηρήθηκαν από τον Γαλιλαίο και αποτέλεσαν απόδειξη για την ορθότητα του ηλιοκεντρικού συστήµατος. Χαρακτηριστικό γνώρισµα της Αφροδίτης είναι το ότι σκεπάζεται από πυκνά νέφη (Εικόνα 3.4, αριστερά) που αποτελούνται από διοξείδιο του άνθρακα (CO2~94%), µονοξείδιο του άνθρακα (CO), άζωτο (Ν<5%), οξυγόνο (Ο2~1%) και υδρατµούς (Η2Ο), όπως έδειξαν µετρήσεις µε διαστηµόπλοια που είτε πέρασαν αρκετά κοντά της ή προσεδαφίστηκαν στην επιφάνειά της. Αυτά τα τελευταία (όπως π.χ. το Venera

13), µέτρησαν επιφανειακές θερµοκρασίες µεταξύ 450º και 500º º º º C, πιέσεις µεταξύ 80 και 100 atm και ταχύτητες ανέµων 30 Km/h σε ύψη 30-60 Κm. Αξίζει να σηµειωθεί ότι τα πρώτα Σοβιετικά διαστηµόπλοια Venera συνετρίβησαν από την υψηλή ατµοσφαιρική πίεση στην επιφάνεια της Αφροδίτης.

Εξαιτίας της παρουσίας των νεφών είναι δύσκολο να υπολογιστεί ο ακριβής χρόνος περιστροφής της Αφροδίτης. Από διάφορες παρατηρήσεις βρέθηκε ότι κάνει µια ολόκληρη περιστροφή γύρω από τον άξονά της κάθε 243 ηµέρες περίπου. ∆ηλαδή η περιστροφή της γίνεται µε πολύ αργό ρυθµό. Επιπλέον, λόγω των νεφών η επιφάνεια της Αφροδίτης είναι υπερβολικά θερµή. Πιο θερµή από όλους τους άλλους πλανήτες. Ακόµη και από την επιφάνεια του Ερµή, που λόγω εγγύτητάς του προς τον Ήλιο η επιφάνειά του θα έπρεπε να είναι η πιο θερµή. Λόγω της σύστασης της ατµόσφαιράς της Στην εικόνα 3.4, δεξιά, δίνεται ο υψοµετρικός χάρτης της Αφροδίτης. Οι πρώτοι υψοµετρικοί χάρτες της Αφροδίτης έγιναν στο τέλος της δεκαετίας του 1970 µε αρχές του 1980, (µε τη βοήθεια ραντάρ). Η Αφροδίτη δεν έχει δορυφόρο.

Εικόνα 3.4: Ο πλανήτης Αφροδίτη (Αριστερά:Το σύστηµα νεφών, ∆εξιά:Υψοµετρικός χάρτης)

Εικόνα 3.5: Περιοχή της Αφροδίτης, όπου προσεδαφίσθηκε το διαστηµόπλοιο Venera9

94

3.6 Γη

Γενικά

Η Γη είναι ο τρίτος –σε σειρά απόστασης από τον Ήλιο– πλανήτης του ηλιακού µας συστήµατος. Σε πρώτη προσέγγιση µπορεί να θεωρηθεί σαν σφαίρα µε διάµετρο 12.742 Km, µάζα 6x1024 Κg και µέση πυκνότητα 5,5 gr/cm3. Σήµερα δεχόµαστε ότι η Γη αποτελείται από 3 κυρίως στοιβάδες: τον πυρήνα, το µανδύα και τον φλοιό. Πάνω από τον φλοιό εκτείνεται η ατµόσφαιρα της Γης, που και αυτή χωρίζεται σε διάφορα επιµέρους τµήµατα.

3.6.1 Γήινες Στοιβάδες

Τρεις είναι οι στοιβάδες της Γης, (Σχήµα 3.10): • πυρήνας • µανδύας & • φλοιός.

Ο πυρήνας εκτείνεται από το κέντρο της Γης µέχρι 3.000-3.400 Κm και χωρίζεται στον εσωτερικό που είναι στερεός και έχει ακτίνα 1.200-1.300 Κm περίπου και στον εξωτερικό που είναι σε υγρή κατάσταση. Εκεί που αρχίζει ο πυρήνας, παρατηρείται µία πολύ µεγάλη αύξηση της πυκνότητας: (9-10)gr/cm3 , αλλά και η θερµοκρασία σ’ αυτό το βάθος είναι πολύ µεγάλη, πάνω από 4.000 ºC. Έτσι ο εξωτερικός πυρήνας είναι σε υγρή κατάσταση, όπως ήδη αναφέρθηκε και παρουσιάζοντας ακαµψία χάλυβα. Η πυκνότητα του εσωτερικού πυρήνα είναι εξαιρετικά µεγάλη περί τα 13 gr/cm3 και γι’ αυτό θεωρείται ότι βρίσκεται σε στερεά κατάσταση. Ο εσωτερικός πυρήνας της Γης αποτελείται από σίδηρο και πιθανότατα νικέλιο. Για τον µανδύα, συµβατικά θεωρούµε ότι διαιρείται στον ανώτερο (ή εξωτερικό) και κατώτερο (ή εσωτερικό). Το υλικό του µανδύα µεταβάλλεται µε το βάθος του και υπάρχουν σηµαντικές διαφορές µεταξύ περιοχών που βρίσκονται κάτω από ωκεανούς µε εκείνες που βρίσκονται κάτω από τις ηπείρους. Γενικά ο µανδύας είναι σε στερεά κατάσταση εκτός ίσως από ορισµένες περιοχές όπου δηµιουργείται η λάβα των ηφαιστείων. Η πυκνότητα του µανδύα αυξάνει µε το βάθος από 3 σε 6 gr/cm3.

Σχήµα 3.10

Η διαχωριστική περιοχή µεταξύ φλοιού και µανδύα αποτελεί την ασυνέχεια Mohorovicic. Ο φλοιός έχει πάχος (30-40) Κm στις περιοχές των ηπείρων και µόνο περί τα 5-6 Κm κάτω από τους ωκεανούς. Αποτελείται κυρίως από πετρώµατα πυριτίου και µέταλλα. Η µέση του πυκνότητα είναι γύρω στα 3 gr/cm3

και επειδή η µέση πυκνότητα της Γης είναι 5,5 gr/cm3 καταλήγουµε στο συµπέρασµα ότι ο πυρήνας της Γης είναι πολύ πιο πυκνός. Η θερµοκρασία στο εσωτερικό της Γης αυξάνει µε το βάθος. Κατά µέσο όρο στο φλοιό της Γης παρατηρείται µια αύξηση 25 ºC/Km.

95

3.6.2 Περιστροφή της Γης γύρω από τον άξονά της

Η Γη περιστρέφεται γύρω από τον άξονά της σε 24 ώρες περίπου και αποτελεί ένα αρκετά ακριβές ωρολόγιο, τουλάχιστο σε πρώτη προσέγγιση. Αλλά εδώ και πολλά χρόνια έχουµε παρατηρήσει ότι η περιστροφή της Γης δεν είναι οµοιόµορφη και οµαλή. Πράγµατι:

1) Με τη βοήθεια των ωρολογίων χαλαζίου, quartz, διαπιστώθηκε ότι η περιστροφή της Γης παρουσιάζει µια εποχιακή µεταβολή: επιβραδύνεται την άνοιξη και επιταχύνεται το φθινόπωρο. Η εποχιακή αυτή µεταβολή, ετησία κύµανση, οφείλεται σε πολλούς παράγοντες, όπως είναι:

• Η τήξη πάγων • Οι άνεµοι • Η συστολή και διαστολή της Γης λόγω µεταβολών της θερµοκρασίας • Η τριβή παλιρροϊκών κυµάτων στους πυθµένες των ωκεανών κλπ.

Επειδή οι παράγοντες αυτοί δεν είναι ίδιοι, αλλά διαφοροποιούνται από έτος σε έτος, η ετησία κύµανση δεν είναι σταθερή. Κατά µέσο όρο είναι περίπου 0,0025 s.

2) Από σύγκριση των θεωρητικά υπολογισµένων χρονικών στιγµών των ηλιακών εκλείψεων προς εκείνες που οι εκλείψεις πράγµατι έγιναν, προκύπτει το συµπέρασµα ότι η διάρκεια της ηµέρας αυξάνει κατά 0,0016 s ανά αιώνα. ∆ηλαδή η περιστροφή της Γης γύρω από τον άξονά της επιβραδύνεται.

3) Ο άξονας περιστροφής της Γης δεν παραµένει σταθερός ως προς τη Γη, αλλά κινείται κατά λίγα µέτρα γύρω από κάποια µέση θέση, (Σχήµα 3.11). Έτσι και οι πόλοι της Γης δεν παραµένουν σταθεροί. Η κίνηση του Β. πόλου της Γης αποτελείται από δύο συνιστώσες: µία ετήσια και περίπου κυκλική µε ακτίνα 3m και µία 14-µηνη µε µέσο πλάτος 5m.

Η ετήσια προέρχεται από την ανακατανοµή των πολικών µαζών, ενώ η άλλη οφείλεται στο ότι ο άξονας περιστροφής της Γης δεν ταυτίζεται µε τον άξονα συµµετρίας της. Έτσι διαγράφει κωνική επιφάνεια της οποίας ο άξονας συµπίπτει µε τον άξονα ασυµµετρίας της Γης. Λόγω της κίνησης του πόλου µεταβάλλονται οι µεσηµβρινοί της Γης –κατά συνέπεια και οι τοπικοί χρόνοι– και φυσικά τα γεωγραφικά πλάτη (κατά λίγα δευτερόλεπτα τόξου).

Σχήµα 3. 11

96

3.16.3 Γήινη Ατµόσφαιρα

Η ατµόσφαιρα της Γης αποτελείται κυρίως από άζωτο (78%), οξυγόνο (21%), ευγενή αέρια και λοιπά στοιχεία 1%. Η ατµόσφαιρα της Γης χωρίζεται σε πέντε στρώµατα, (Σχήµα 3.12): • τροπόσφαιρα • στρατόσφαιρα • µεσόσφαιρα • ιονόσφαιρα & • εξώσφαιρα.

Σχήµα 3.12: Στρώµατα της γήινης ατµόσφαιρας

3.6.4 Ζώνες Van Allen

Με τη βοήθεια των τεχνητών δορυφόρων διαπιστώθηκε ότι γύρω από τη Γη υπάρχουν δύο ζώνες µε έντονη σωµατιδιακή ακτινοβολία, γνωστές ως ζώνες Van Allen, (Σχήµα 3.13).

Σχήµα 3.13: Ζώνες Van Allen

Οι ζώνες αυτές παρατηρούνται σε ύψη από 1.000 µέχρι 8.000 Κm η πρώτη και από 10.000 µέχρι 65.000 Κm η δεύτερη και η έντονη ακτινοβολία τους οφείλεται στα ταχέως κινούµενα σωµατίδια, ηλεκτρόνια και πρωτόνια, πάνω στις δυναµικές γραµµές του µαγνητικού πεδίου της Γης.

97

3.7 Σελήνη

Η Σελήνη ως ουράνιο σώµα είναι πολύ µικρή, αλλά για τον άνθρωπο παρουσιάζει ιδιαίτερο ενδιαφέρον µιας και είναι ο µοναδικός φυσικός δορυφόρος της Γης, (Εικόνα 3.6). Από την αρχαιότητα απετέλεσε αντικείµενο παρατήρησης, ενώ σήµερα αφενός µε τις γήινες παρατηρήσεις και αφετέρου µε τα διάφορα διαστηµικά προγράµµατα είναι το πιο «γνωστό» µας ουράνιο σώµα. Ο δίσκος της Σελήνης φαίνεται στον ουρανό υπό γωνία που κυµαίνεται από 33′ 49″ µέχρι 28′ 21″. Η πραγµατική της διάµετρος είναι 3.476 Κm που αντιστοιχεί στο 0,27 της γήινης. (Για σύγκριση δες εικόνα 3.7). Σε διάστηµα µιας µέσης ηλιακής ηµέρας η Σελήνη κινείται προς ανατολάς κατά 13º 11. Κινείται δηλαδή κατά περίπου 12º πιο πολύ από τον Ήλιο, για τον οποίο γνωρίζουµε ότι µεταβάλλει την ορθή αναφορά του κατά 1º ανά ηµέρα. Εποµένως σε διάστηµα µιας ώρας η Σελήνη κινείται κατά περίπου µία φαινόµενη διάµετρό της.

Εικόνα 3.6:Πανσέληνος Εικόνα 3.7: Γη & Σελήνη για σύγκριση

Η µάζα της Σελήνης υπολογίστηκε από την κίνηση του συστήµατος Γη-Σελήνη γύρω από τον Ήλιο και από τις κινήσεις των τεχνητών δορυφόρων της Σελήνης και βρέθηκε ίση µε 73x1021Κg που αντιστοιχεί στο 1/81 της µάζας της Γης. Με τα δεδοµένα αυτά η πυκνότητά της υπολογίζεται σε 3,33gr/cm3 και η ταχύτητα

διαφυγής, V∞∞∞∞, στην επιφάνειά της σε 2,4 Κm/sec, όπου

=∞ R

MGV 22 . Λόγω της µικρής

ταχύτητας διαφυγής η Σελήνη δεν έχει ατµόσφαιρα γεγονός που διαπιστώνεται µε πολλούς τρόπους και που επιβεβαιώθηκε από τις διάφορες διαστηµικές αποστολές. Η έλλειψη αυτή επιτρέπει την απότοµη µεταβολή της θερµοκρασίας της από –150º C για τις περιοχές που δεν φωτίζονται από τον Ήλιο µέχρι +135º C για εκείνες στις οποίες οι ηλιακές ακτίνες πέφτουν κάθετα.

Η απόσταση της Σελήνης µετρήθηκε µε κλασικές και σύγχρονες µεθόδους και βρέθηκε ότι κυµαίνεται από 384.000 Κm µέχρι 404.320 Κm.

3.7.1 Κινήσεις της Σελήνης

Οι κύριες κινήσεις που κάνει η Σελήνη είναι οι εξής: • Περιφέρεται γύρω από τη Γη σε ελλειπτική τροχιά που στη µια εστία της είναι η Γη. Η εκκεντρότητα της είναι πολύ µικρή, (e~0,05), έτσι ώστε η τροχιά της Σελήνης γύρω από τη Γη σε πρώτη προσέγγιση να θεωρείται κυκλική.

• Περιστρέφεται γύρω από άξονα και • Ακολουθεί τη Γη κατά τη περιφορά της γύρω από τον Ήλιο.

98

Στην πραγµατικότητα αυτό που ονοµάζουµε τροχιά της Γης γύρω από τον Ήλιο είναι η κίνηση του βαρύκεντρου του συστήµατος Γης-Σελήνης γύρω από αυτόν. Επειδή η µέση απόσταση Γης-Σελήνης είναι 3,84x105 Κm, η τροχιά της Σελήνης ως προς τον Ήλιο διαφέρει ελάχιστα από την τροχιά της Γης γύρω από αυτόν, (Σχήµα 3.14). Το επίπεδο της τροχιάς της Σελήνης και η εκλειπτική σχηµατίζουν γωνία 5º περίπου. Η Σελήνη περιστρέφεται γύρω από τον άξονά της στο ίδιο χρονικό διάστηµα που χρειάζεται για να κάνει µια ολόκληρη περιφορά γύρω από τη Γη. Το γεγονός αυτό έχει ως συνέπεια να βλέπουµε από τη Γη το ίδιο πάντοτε ηµισφαίριο της Σελήνης.

Σχήµα 3.14: Τροχιές Γης και Σελήνης γύρω από τον Ήλιο

3.7.2 Λικνίσεις της Σελήνης

Ενώ η Σελήνη στρέφει προς τη Γη πάντοτε το ίδιο ηµισφαίριο, εµείς δεν παρατηρούµε µόνο το 50% της σεληνιακής επιφάνειας αλλά το 59%. Και τούτο γιατί η Σελήνη, εκτός της περιστροφής της περί άξονα και της περιφοράς της γύρω από τη Γη, λικνίζεται κατά τρεις διευθύνσεις:

Κατά πλάτος: Αυτή οφείλεται στο ότι ο άξονας περιστροφής της Σελήνης δεν είναι κάθετος στο επίπεδο της τροχιάς της, αλλά σχηµατίζει γωνία ~83º µε αυτό. Έτσι η Σελήνη παρουσιάζει διαδοχικά προς τη Γη µια άτρακτο του Βόρειου και µια του Νότιου ηµισφαιρίου της µε πλάτος 6º45′ στη διάρκεια µιας περιφοράς της γύρω από τη Γη, (Σχήµα 3.15).

Σχήµα 3.15: Λίκνιση της Σελήνης κατά πλάτος

Κατά µήκος: Αυτή οφείλεται στο ότι η τροχιά της Σελήνης δεν είναι ακριβώς κυκλική. Έτσι η στιγµιαία γωνιώδης ταχύτητα περιφοράς της γύρω από τη Γη είναι µεταβλητή και γενικά δεν είναι ίδια µε την ταχύτητα περιστροφής γύρω από τον άξονά της. Λόγω αυτού του γεγονότος έχουµε περιοδική εµφάνιση ή απόκρυψη δύο ατράκτων εύρους 8° περίπου.

Ηµερήσια λίκνιση: Αυτή οφείλεται στην µετάθεση του παρατηρητή εξ’ αιτίας της περιστροφής της Γης.

Τέλος υπάρχει και η φυσική λίκνιση, η οποία οφείλεται στις ανωµαλίες της περι-στροφής της Σελήνης γύρω από τον άξονά της, εξ’ αιτίας της µη σφαιρικότητάς της.

99

3.7.3 Φάσεις της Σελήνης

Η Σελήνη είναι ετερόφωτο σώµα και το φως της είναι το ανακλώµενο φως του Ήλιου. Έτσι κατά την περιφορά της Σελήνης γύρω από την Γη, βλέπουµε µέρος µόνο ή ολόκληρο το φωτισµένο από τον Ήλιο ηµισφαίριό της καθώς µεταβάλλεται η γωνία φ µεταξύ του κύκλου φωτισµού ΑΒ και του κύκλου ορατότητας Γ∆, (Σχήµα 3.16).

Σχήµα 3.16: Κύκλοι φωτισµού (ΑΒ) και ορατότητας (Γ∆) της Σελήνης

Όταν η γωνία φ µεταξύ των δύο αυτών κύκλων είναι 0º, δηλαδή όταν η Σελήνη βρίσκεται σε σύνοδο µε τον Ήλιο, τότε στρέφει προς τη Γη το σκοτεινό της ηµισφαίριο και είναι αόρατη. Τότε έχουµε νουµηνία ή νέα Σελήνη, (Σχήµα 3.17). Σιγά-σιγά η γωνία φ αυξάνει και η Σελήνη εµφανίζεται στον δυτικό ουρανό µετά τη δύση του Ήλιου ως µηνίσκος. Με την πάροδο των ηµερών ο µηνίσκος συνεχώς µεγαλώνει και όταν, σε 7 ηµέρες περίπου, φ=90º από τη Γη βλέπουµε το µισό του φωτισµένου ηµισφαιρίου της. Τότε λέµε ότι έχουµε πρώτο τέταρτο. Στη συνέχεια το στραµµένο προς τη Γη φωτισµένο τµήµα συνεχίζει να αυξάνει και σε 14 ηµέρες περίπου, όταν φ=180º, η Σελήνη στρέφει προς τη Γη ολόκληρο το φωτεινό της ηµισφαίριο και λέµε ότι έχουµε πανσέληνο.

Σχήµα 3.17: Οι φάσεις της Σελήνης

Με την πάροδο των ηµερών το φωτισµένο τµήµα το στραµµένο προς τη Γη ελαττώνεται και όταν, σε 21 ηµέρες περίπου, φ=270º βλέπουµε και πάλι το µισό από το φωτισµένο ηµισφαίριό της και λέµε ότι έχουµε τελευταίο τέταρτο. Η ελάττωση συνεχίζεται µέχρι ότι φ=360º οπότε έχουµε και πάλι νέα Σελήνη και το φαινόµενο επαναλαµβάνεται συνεχώς. Στις εικόνες 3.8 βλέπουµε τις διάφορες φάσεις της Σελήνης.

100

Εικόνες 3.8: Φάσεις της Σελήνης 3.7.4 Ηλικία Σελήνης – Σεληνιακοί Μήνες

Ηλικία της Σελήνης ονοµάζεται το χρονικό διάστηµα µεταξύ της νέας Σελήνης και µιας ορισµένης χρονικής στιγµής µετά από αυτή. Το χρονικό διάστηµα που χρειάζεται για να κάνει η Σελήνη µια ολόκληρη περιφορά γύρω από τη Γη λέγεται µήνας. Λόγω της ανώµαλης κίνησης της Σελήνης γύρω από τη Γη και ο συνδυασµός των κινήσεών της µε αυτήν της Γης γύρω από τον Ήλιο συνετέλεσαν στην εισαγωγή πέντε διαφορετικών µηνών.

Συνοδικός µήνας, Σ, λέγεται το χρονικό διάστηµα που µεσολαβεί µεταξύ δύο διαδοχικών ίδιων φάσεων της Σελήνης, (Σ=29d 12h 44m 2s.,8).

Αστρικός µήνας, Α, λέγεται το χρονικό διάστηµα που απαιτείται για να προβληθεί η Σελήνη στον ίδιο απλανή αστέρα, (Α=27d 7h 43m 11s.,5).

Τροπικός µήνας, τ.µ., είναι το χρονικό διάστηµα που µεσολαβεί µεταξύ δύο διαδοχικών «διαβάσεων» της Σελήνης από το σηµείο γ, (τ.µ. =27d 7 h 43m 4,7 s). ∆ρακόντειος ή συνδεσµικός µήνας, δ.µ., είναι το χρονικό διάστηµα µεταξύ δύο διαδοχικών διαβάσεων της Σελήνης από τον ίδιο σύνδεσµο της τροχιάς της, (δ.µ.=27d

5 h 5m 35.s ,7).

Ανωµαλιακός µήνας, α.µ., λέγεται το χρονικό διάστηµα µεταξύ δύο διαδοχικών διαβάσεων της Σελήνης από το περίγειο της τροχιάς της, (α.µ. = 27d 13h 18m 33.s ,1). Ο συνοδικός είναι ο µεγαλύτερος σε διάρκεια µήνας, ίσος προς 29,5 περίπου ηµέρες. Όλοι οι άλλοι έχουν διάρκεια 27 ηµερών και οι διαφορές τους είναι στις ώρες και τις υποδιαιρέσεις τους. Οι διαφορές αυτές προέρχονται από το γεγονός ότι: η γραµµή των ισηµεριών γγ΄ κινείται κατά την ανάδροµη φορά, η γραµµή των συνδέσµων κινείται και αυτή κατά την ανάδροµη φορά αλλά πιο γρήγορα από τη γγ΄ και τέλος η γραµµή των αψίδων κινείται κατά την ορθή φορά.

101

3.7.5 Παλίρροιες

Η στάθµη της θάλασσας εδώ στη Γη δεν παραµένει σταθερή αλλά υπόκειται σε περιοδική ανύψωση και πτώση. Το φαινόµενο αυτό ονοµάζεται παλίρροια. Ειδικότερα η ανύψωση λέγεται πληµµυρίδα και η πτώση άµπωτις. Η παλίρροια οφείλεται στην διαφορά των έλξεων που ασκούν η Σελήνη και ο Ήλιος στο κέντρο και στην επιφάνεια της Γης. Λόγω εγγύτητας της Σελήνης προς τη Γη το µεγαλύτερο ποσοστό οφείλεται σ’ αυτήν κι’ όχι στον Ήλιο. Έστω Μ η µάζα της Σελήνης (µε µονάδα τη µάζα της Γης), r η απόστασή της από την Γη (µε µονάδα µήκους την ακτίνα της Γης) και g η επιτάχυνση της βαρύτητας στην επιφάνεια της Γης. Τότε, η παλιρροιογόνος δύναµη F (ανά µονάδα µάζας), δηλαδή η διαφορά των έλξεων στην επιφάνεια της Γης και στο κέντρο της, είναι:

( )

−−=

22 1

11

rrgMF

3r

Mg− (3.16)

Αν απλοποιήσουµε τα πράγµατα και δεχθούµε ότι ολόκληρη η επιφάνεια της Γης σκεπάζεται από θάλασσα τότε η έλξη της Σελήνης θα προκαλούσε ανύψωση της στάθµης της θάλασσας προς την κατεύθυνση που βρίσκεται η Σελήνη και προς την αντίθετη (κατεύθυνση). Έτσι το σχήµα της Γης θα ήταν ελλειψοειδές µε το µεγάλο του άξονα να κατευθύνεται προς τη Σελήνη (Σχήµα 3.18α). ∆ηλαδή µεταξύ δύο διαδοχικών άνω µεσουρανήσεων της Σελήνη σε κάποιο τόπο (24h 50m περίπου) έχουµε διπλή άνοδο και πτώση του νερού των θαλασσών.

Λόγω της περιστροφής της Γης γύρω από τον άξονά της και των τριβών που δηµιουργούνται στους πυθµένες των θαλασσών ολόκληρη η υδάτινη µάζα παρασύρεται προς τα ανατολικά (Σχήµα 3.18β), έτσι ώστε η πληµµυρίδα σε κάποιο τόπο να συµβαίνει µετά τη µεσουράνηση της Σελήνης σε αυτόν.

Σχήµα 3.18: Παλίρροιες

Επειδή η Γη δεν σκεπάζεται ολόκληρη από θάλασσα το φαινόµενο της παλίρροιας εκδηλώνεται διαφορετικά στις διάφορες ακτές. Έτσι ενώ στις ανοικτές θάλασσες κατά την πληµµυρίδα το νερό ανυψώνεται από µερικά εκατοστά µέχρι 1 µέτρο περίπου, σε στενούς κόλπους µπορεί να υπερβεί τα 15 µέτρα! Αν ο Ήλιος και η Σελήνη βρίσκονται προς την ίδια ή αντίθετη διεύθυνση, οι έλξεις τους προστίθενται και η ανύψωση της θάλασσας είναι µεγαλύτερη. Ενώ αν τα δύο σώµατα απέχουν µεταξύ τους 90º ή 270º τότε το φαινόµενο έχει µειωµένη ένταση. Ανάλογο φαινόµενο υφίσταται τόσο ο στερεός φλοιός της Γης όσο και η ατµόσφαιρά της. Αποτέλεσµα των παλιρροιών είναι η αύξηση του ηµερονυκτίου κατά 0.s ,0016/αιώνα.

102

3.7.6 Επιφάνεια της Σελήνης

Με την άµεση παρατήρηση της Σελήνης διακρίνουµε φωτεινές και σκοτεινές περιοχές που τις ονοµάζουµε «ξηρές» και «θάλασσες», αντίστοιχα. Η παρατήρηση µε τηλεσκόπιο αποκαλύπτει ότι οι λαµπρές είναι ανώµαλες, ενώ οι σκοτεινές οµαλές περιοχές (Εικόνες 3.9,3.10 & 3.11). Οι κυριότεροι σχηµατισµοί στην επιφάνεια της Σελήνης είναι οι κρατήρες και τα όρη στις φωτεινές περιοχές και οι «θάλασσες» στις σκοτεινές.

Εικόνες 3.9, 3.10 & 3.11: ∆ιάφορες περιοχές της Σελήνης κοντά στον κρατήρα Πλάτωνα, στα Απέννινα όρη & στη θάλασσα των βροχών

Κρατήρες Ολόκληρη η επιφάνεια της Σελήνης είναι γεµάτη από κρατήρες. Σύµφωνα µε τις παρατηρήσεις ο αριθµός τους ανέρχεται στις 40.000. Οι κρατήρες είναι κυκλοτερείς κοιλότητες µε προχώµατα στην περιφέρειά τους. Μια µικρή λοφοσειρά ή ένα κωνικό όρος παρατηρείται συχνά στην κεντρική περιοχή τους, ενώ τα τοιχώµατα παρουσιάζουν απότοµη κλίση προς το εσωτερικό. Οι διαστάσεις τους κυµαίνονται από εκατοντάδες χιλιόµετρα µέχρι 1-2 χιλιόµετρα αλλά υπάρχουν και µικροσκοπικοί, όπως αυτοί που παρατηρούνται στα δείγµατα των σεληνιακών πετρωµάτων που έφεραν στην Γη οι διάφορες εξερευνητικές αποστολές. Από µερικούς µεγάλους κρατήρες ξεκινούν ακτινωτοί σχηµατισµοί µε µήκος εκατοντάδες χιλιόµετρα που λέγονται ραβδώσεις. Όλα τα χαρακτηριστικά των κρατήρων συνηγορούν στο ότι προέρχονται από πτώση µετεωριτών και µόνο λίγοι και σχετικά µικροί έχουν ηφαιστειακή προέλευση.

Εικόνες 3.12, 3.13: Οι κρατήρες Euler & Κοπέρνικος

Όρη Τα σεληνιακά όρη διακρίνονται σε µεγάλες οροσειρές και σε µεµονωµένα όρη. Οι οροσειρές, που έχουν ονόµατα όπως Καρπάθια, Απέννινα, Άλπεις κλπ., διακρίνονται για το σχετικά µεγάλο ύψος και την απότοµη κλίση τους κυρίως προς το µέρος των θαλασσών. Τα µεµονωµένα όρη βρίσκονται ή σε πεδινές εκτάσεις και είναι µικρά και απότοµα ή στις κεντρικές περιοχές πολλών κρατήρων.

103

Θάλασσες Οι «θάλασσες» και ένας «Ωκεανός» – ο των καταιγίδων – είναι οµαλές, «πεδινές» εκτάσεις που φαίνονται πιο σκοτεινές από τη γύρω περιοχή. Σε όλη την επιφάνεια της Σελήνης υπάρχουν 40 θάλασσες και από αυτές µόνο 4 στο αθέατο για τους κατοίκους της Γης ηµισφαίριο. Εκτός από τους κρατήρες, τα όρη και τις θάλασσες στην επιφάνεια της Σελήνης υπάρχουν «κοιλάδες» και «ρωγµές». Οι κοιλάδες συναντιούνται κυρίως στις ορεινές περιοχές ενώ οι ρωγµές κυρίως στις θάλασσες και έχουν µεγάλο µήκος και βάθος, αλλά µικρό πλάτος µε απότοµες τις πλευρές τους. 3.7.7 ∆ηµιουργία Σελήνης

Πολλές είναι οι µέχρι σήµερα θεωρίες που έχουν προταθεί από διάφορους ερευνητές σχετικά µε τη προέλευση της Σελήνης. Οι περισσότερες από αυτές δεν τη διαχωρίζουν από τη δηµιουργία του όλου ηλιακού µας συστήµατος. Από τις παλιές, οι πιο σηµαντικές είναι:

Του Darwin , (1879). Ο πρώτος που ασχολήθηκε αποκλειστικά µε το θέµα αυτό ήταν ο G. Darwin, ο οποίος υπέθεσε ότι η Σελήνη και η Γη δηµιουργήθηκαν µαζί και αρχικά αποτελούσαν ένα σώµα. Το σώµα αυτό είχε πάρει σχήµα ελλειψοειδές καθώς ψύχονταν και συστέλλονταν συνεχώς, ενώ ταυτόχρονα περιστρέφονταν γύρω από τον µικρό του άξονα. Τέλος, υπό την επίδραση των παλιρροιογόνων δυνάµεων του Ήλιου, έλαβε τέτοια µορφή που ήταν δυνατή η διάσπασή του σε δύο τµήµατα, από τα οποία δηµιουργήθηκαν τελικά η Γη και η Σελήνη. Το αδύναµο σηµείο της θεωρίας αυτής είναι η δηµιουργία πολύ µεγάλων παλιρροιών, η οποία θεωρείται απίθανη.

Του Kuiper , (1951). Σύµφωνα µε τον Kuiper η Γη και η Σελήνη προήλθαν από τον ίδιο πρωτοπλανήτη, ο οποίος σχηµάτισε δύο πυρήνες αντί για έναν. (Όπως δηλαδή πίστευαν ότι συνέβαινε µε τους διπλούς αστέρες).

Του Urey, (1951). Ο Urey δέχονταν ότι η Γη και η Σελήνη δηµιουργήθηκαν ξεχωριστά, ως δύο διαφορετικά ουράνια σώµατα. Και τούτο λόγω της διαφορετικής χηµικής τους σύστασης. Η δε Σελήνη συνελήφθη από τη Γη και έγινε δορυφόρος της, όταν κατά το απώτερο παρελθόν πέρασε πολύ κοντά από αυτήν. Η θεωρία αυτή είναι γνωστή ως «θεωρία της άγρας». Το αδύναµο σηµείο αυτής της θεωρίας είναι η σχέση των µαζών Γης-Σελήνης.

Με βάση τα σηµερινά δεδοµένα πιστεύεται ότι η Σελήνη δηµιουργήθηκε από τα εξωτερικά στρώµατα της Γης, όταν στο απώτατο παρελθόν αυτή συγκρούσθηκε µε κάποιο ουράνιο σώµα του µεγέθους του Άρη. Τέτοιες συγκρούσεις είναι δυνατόν να συµβούν, έστω σπάνια, ιδιαίτερα δε στα αρχικά στάδια της δηµιουργίας του ηλιακού µας συστήµατος. 3.18 Άρης

Έχει διάµετρο 6.784Κm και µάζα 64x1022Κg και λόγω του κοκκινωπού χρώµατός του είναι γνωστός ως ο «ερυθρός πλανήτης». Περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο σε 687 ηµέρες και σε µέση απόσταση 228x106 Κm. Περιστρέφεται γύρω από τον άξονά του σε 24,5 ώρες περίπου.

104

∆ηλαδή η διάρκεια του ηµερονυκτίου του Άρη είναι περίπου ίδια µε αυτήν της Γης . Επειδή ο ισηµερινός του σχηµατίζει γωνία περίπου 24º µε το επίπεδο της τροχιάς του δηµιουργούνται εποχές ανάλογες προς τις εποχές της Γης κατά τη διάρκεια του αρειανού έτους. Κύριο χαρακτηριστικό στην επιφάνεια του Άρη είναι οι λαµπρές λευκές πολικές περιοχές του (Εικόνα 3.14). Στην επιφάνειά του παρατηρούνται επίσης φωτεινές περιοχές που λέγονται «έρηµοι» και σκοτεινές που λέγονται «θάλασσες». Γύρω στα τέλη του 19ου αιώνα ορισµένοι παρατηρητές (Schiaparelli, Lowell) είχαν διακρίνει λεπτές σκοτεινές γραµµές στην επιφάνεια του Άρη που τις ονόµασαν διώρυγες ή κανάλια, γιατί πίστευαν ότι ήταν έργα κατασκευασµένα από ευφυή όντα που κατοικούσαν εκεί, (Σχήµα 3.19).

Ο Άρης είναι το ουράνιο σώµα που έχει εξερευνηθεί πιο πολύ, µετά τη Σελήνη βέβαια . Μετά τα βιολογικά πειράµατα που έκαναν τα δύο διαστηµόπλοια Viking 1 και 2 το 1976 πιστεύουµε ότι δεν υπάρχουν έµβια όντα στον Άρη αν και µερικοί δεν αποκλείουν την ύπαρξη πρωτόγονων µορφών ζωής.

Σχήµα 3.19: Οι «διώρυγες» του Άρη

Εικόνα 3.14: Ο Άρης

Οι αποστολές στον πλανήτη Άρη είναι πάρα πολλές. Έτσι ο πλανήτης αυτός δίκαια χαρακτηρίζεται ως το πιο γνωστό µας ουράνιο σώµα µετά τη Γη µας και τη Σελήνη. Οι πιο πρόσφατες αποστολές στον Άρη είναι οι: MGS (τροχιακό σκάφος) και Mars Pathfinder (σκάφος εδάφους), Mars Odyssey, Mars Express, οι δίδυµες διαστηµο-συσκευές Spirit και Opportunity, µε τα αντίστοιχα οχήµατα εδάφους Rover και το Mars Reconnaissance Orbiter.

Εικόνα 3.15: Εικόνα του Άρη από το Εικόνα 3.16: Πανοραµική εικόνα της αρειανής Opportunity επιφάνειας

Το Mars Express µετέφερε το σκάφος εδάφους Beagle 2, το οποίο αν και προσεδαφίσθηκε κοντά στον ισηµερινό του πλανήτη τα Χριστούγεννα του 2003, δεν έστειλε ποτέ τα αναµενόµενα από αυτό σήµατα.

105

Αντίθετα, το Rover Spirit συµπλήρωσε τον Αύγουστο του 2006 τις χίλιες (1.000) ηµέρες παραµονής του στον Άρη και συνεχίζει, ενώ η αρχική πρόβλεψη ήταν να λειτουργήσει µόνο για 90 περίπου αρειανές ηµέρες. Οι εικόνες που πήραν και έστειλαν στη Γη όλα τα πιο πάνω αναφερθέντα διαστηµόπλοια είναι καταπληκτικές και δείχνουν πολλές ενδιαφέρουσες λεπτοµέρειες της αρειανής επιφάνειας. Ιδιαίτερα το Spirit µαζί µε το δίδυµό του Opportunity έδωσαν µια πανοραµική εικόνα του Άρη, η οποία θεωρείται ως η πλέον λεπτοµερής έως σήµερα. Αλλά το πλέον εκπληκτικό είναι το γεγονός ότι τα σκάφη εδάφους Rover Spirit και Opportunity δεν παρέµειναν στη θέση προσεδάφισής τους, αλλά ταξίδεψαν αρκετά εξετάζοντας συνεχώς άλλες περιοχές του Άρη. 3.9 Οι ∆ορυφόροι του Άρη

Ο Άρης έχει δύο δορυφόρους που ανακαλύφθηκαν από τον Αµερικανό αστρονόµο Hall το 1877 που τους ονόµασε Φόβο και ∆είµο (Τρόµο). Ο Φόβος απέχει από το κέντρο του Άρη µόλις 9.300 Κm ενώ ο ∆είµος 23.000 Κm. Με µεγάλο τηλεσκόπιο φαίνονται σαν αστέρες 10ου και 12ου µεγέθους, αντίστοιχα.

Εικόνα 3.17 : Ο δορυφόρος του Άρη Φόβος (αριστερά) Εικόνες 3.18 : Ο δορυφόρος του Άρη ∆είµος (δεξιά)

Ο Φόβος χρειάζεται 7h 39m για να κάνει µια ολόκληρη περιφορά γύρω από τον Άρη.

Έτσι σε κάποιο συγκεκριµένο τόπο ο Φόβος ανατέλλει και δύει 3 φορές στη διάρκεια ενός αρειανού «ηµερονυκτίου» που είναι 24.h,5 περίπου. Ο ∆είµος χρειάζεται 30h 18m για να κάνει µια περιφορά γύρω από τον Άρη. Έτσι για κάποιον παρατηρητή στον Άρη φαίνεται να ανατέλλει κάθε 132h, να κινείται πολύ αργά στον ουρανό και να συµπληρώνει σε κάθε του «διάβαση» τέσσερις φορές τον κύκλο των «φάσεών» του. Και οι δυο δορυφόροι του Άρη έχουν ανώµαλο σχήµα, όπως δείχνει οι εικόνες 3.17 & 3.18, και είναι εξαιρετικά µικρά ουράνια σώµατα. Οι διάµετροί τους είναι µόλις 12,6 και 22,2 Km, αντίστοιχα. ∆ηλαδή είναι µικρότεροι από το µέγεθος µιας πόλης. Λόγω του µικρού τους µεγέθους δεν κατάφεραν να πάρουν σφαιρικό σχήµα. Είναι πιθανό να πρόκειται για αστεροειδείς που συνελήφθησαν από το βαρυτικό πεδίο του Άρη.

Εικόνα 3.19: Ο Άρης και οι δύο δορυφόροι του

106

Οι αστρονόµοι θεωρούν ότι ο Φόβος είναι καταδικασµένος, γιατί η τροχιά του πλησιάζει τον Άρη (2m στα 100 χρόνια). Έτσι ή θα προσκρούσει πάνω του ή θα θρυµµατιστεί και τα συντρίµµια του θα σχηµατίσουν δακτυλίους γύρω από τον Άρη, όπως συµβαίνει µε άλλους πλανήτες.

Εικόνα 3.20: Εκλείψεις των δύο δορυφόρων του Άρη (Αριστερά του ∆είµου, 4/3/2004 & ∆εξιά του Φόβου, 7/3/2004)

3.10 ∆ίας

Είναι ο πιο µεγάλος από όλους τους πλανήτες του ηλιακού µας συστήµατος, µε ακτίνα 68.700 Κm και µάζα 19x1027gr. Περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο σε 11,86 έτη και σε µέση απόσταση 778x106 Km. Ο δίσκος του ∆ία (Εικόνα 3.20) παρουσιάζει ζώνες από άσπρα, κίτρινα και κόκκινα νέφη. Οι ζώνες αυτές, που είναι παράλληλες προς τον ισηµερινό του και διαχωρίζονται από σκοτεινές ταινίες, δεν είναι σταθερές αλλά η δοµή τους µεταβάλλεται µε το χρόνο. Ένας τεράστιος ελλειψοειδής σχηµατισµός παρατηρείται συνεχώς από το 1831 στο νότιο ηµισφαίριο του ∆ία και είναι γνωστός ως ερυθρά κηλίδα, (Εικόνες 3.21 – 3.23). Πρόκειται για την κορυφή κάποιου ατµοσφαιρικού στροβίλου, όπως επιβεβαιώθηκε από πρόσφατες έρευνες.

Εικ. 3.21: Ο πλανήτης ∆ίας. ∆ιακρίνεται η στρωµάτωση των ζωνών του και η ερυθρά κηλίδα Εικόνα 3.22: Η ερυθρά κηλίδα του ∆ία και λεπτοµέρειες των ζωνών

Εικόνα 3.23: Σύνθετη εικόνα µε την ερυθρά κηλίδα και κάποιους δορυφόρους του ∆ία

Από µετρήσεις που έγιναν στην υπέρυθρη περιοχή του φάσµατος προκύπτει θερµοκρασία –145ºC για την ατµόσφαιρα του ∆ία. Με βάση την ενέργεια που απορροφά από τον Ήλιο η θερµοκρασία του έπρεπε να είναι πολύ µικρότερη εποµένως είναι δυνατόν να υπάρχει κάποια εσωτερική πηγή ενέργειας στο ∆ία. Το γεγονός αυτό σε συνδυασµό µε το ότι ο ∆ίας εκπέµπει 2,5 φορές περισσότερη ενέργεια από αυτήν που δέχεται από τον Ήλιο έκαναν πολλούς να αναφέρουν το ∆ία ως «αποτυχηµένο αστέρα».

Ο ∆ίας διαθέτει έντονο µαγνητικό πεδίο µε µεταβαλλόµενη ένταση (µέση τιµή γύρω στα 4 Gauss) και µε πολικότητα αντίθετη από αυτή του µαγνητικού πεδίου της Γης. Από µετρήσεις που έκαναν τα διαστηµόπλοια Πρωτοπόρος (Pioneer) 10 και 11

107

διαπιστώθηκε ότι η µαγνητόσφαιρα του ∆ία χωρίζεται σε δύο περιοχές, έχουµε δηλαδή κάτι ανάλογο προς τις ζώνες Van Allen της Γης. Επιπλέον από το 1955 έχει διαπιστωθεί ότι ο ∆ίας είναι ισχυρή πηγή ραδιοκυµάτων. Τέλος, το 1979 το διαστηµόπλοιο Voyager I διαπίστωσε την ύπαρξη αµυδρών δακτυλίων στο ∆ία παρόµοιων προς τους δακτυλίους του Κρόνου, (Εικόνες 3.24–3.26).

Εικ. 3.24: Οι δακτύλιοι του ∆ία Εικ. 3.25: Οι δακτύλιοι του ∆ία και το Σέλας του πλανήτη

Εικόνα 3.26: Καλλιτεχνική αναπαράσταση του ∆ία και των δακτυλίων του

Η µεγάλη µάζα του ∆ία (Μ∆ ≈318ΜΓ) και η απ’ αυτήν απορρέουσα ελκτική δύναµη, του επιτρέπει να επηρεάζει τις τροχιές µικρών σωµάτων του ηλιακού µας συστήµατος (π..χ αστεροειδών και κοµητών). Με τους 63 έως τώρα γνωστούς δορυφόρους του δίκαια αναφέρεται από µερικούς ότι αποτελεί ένα µικρό ηλιακό σύστηµα. 3.11 ∆ορυφόροι του ∆ία

Σύµφωνα µε τα τελευταία δεδοµένα ο ∆ίας έχει 63 δορυφόρους. Από αυτούς οι 4 λαµπρότεροι ανακαλύφθηκαν από τον Γαλιλαίο το 1610 και γι’ αυτό ονοµάζονται «δορυφόροι του Γαλιλαίου». Αυτοί είναι: η Ιώ, η Ευρώπη, ο Γανυµήδης και η Καλλιστώ που παρατηρούνται ακόµη και µε κιάλια.

Εικόνα 3.27: Οι 4 δορυφόροι του ∆ία γνωστοί ως «δορυφόροι του Γαλιλαίου»

108

Από τους υπόλοιπους η Αµάλθεια ανακαλύφθηκε το 1892, ενώ άλλοι 7 µεταξύ 1904 και 1951. Οι υπόλοιποι δορυφόροι του ∆ία ανακαλύφθηκαν αργότερα, κάποιοι µε τα διαστηµόπλοια Voyager 1 & 2 και κάποιοι άλλοι µετά από συστηµατικές επίγειες παρατηρήσεις, κυρίως κατά τα τελευταία έτη.

Ένα από τα πιο εντυπωσιακά αποτελέσµατα των διαστηµόπλοιων Voyager ήταν η ανεύρεση παλιών σβηστών αλλά και ενεργών ηφαιστείων στον δορυφόρο Ιώ. Έτσι κάποιοι θεωρούν ότι οι δακτύλιοι του ∆ία πιθανόν να σχηµατίσθηκαν από τα µικρά κοµµάτια λάβας που εκτινάχθηκαν στο παρελθόν αλλά και που ακόµη εκτινάσσονται από τα ενεργά ηφαίστεια της Ιούς στο γύρω χώρο. Κι΄ ενώ ο σχηµατισµός των δακτυλίων του ∆ία δεν είναι γνωστός, αρκετοί είναι εκείνοι που αποδίδουν στα τεµάχια αυτά, καθώς και σε άλλα που προέρχονται από την πτώση µετεωριτών στους πιο κοντά στο ∆ία δορυφόρους του, τον σχηµατισµό των δακτυλίων του.

Εικόνες 3.28

Αριστερά:Η τροχιά του ∆ία γύρω από τον Ήλιο και οι τροχιές των «δορυφόρων του Γαλιλαίου» Μέσο: Λεπτοµέρειες της επιφάνειας της Ιούς

∆εξιά: Ο δορυφόρος του ∆ία Αµάλθεια

Επειδή συνεχώς ανακαλύπτονται νέοι δορυφόροι –και αυτό αφορά όλους τους πολύ µεγάλους πλανήτες του ηλιακού µας συστήµατος– και έως ότου τους δοθούν ιδιαίτερα ονόµατα, αυτοί διεθνώς αναφέρονται µε το γράµµα S, αρχικό της αγγλικής λέξης sattelite δηλαδή δορυφόρος ακολουθεί το έτος ανακάλυψής του και το λατινικό αρχικό του πλανήτη, π.χ. J για τον ∆ία, από το Jupiter , ή S για τον Κρόνο από το Saturn κλπ. µε έναν αριθµό που δηλώνει τον αριθµό των νεοανακαλυφθέντων δορυφόρων του πλανήτη στο έτος αυτό. Οι περισσότεροι από τους δορυφόρους του ∆ία ανήκουν σε «οικογένειες», («families»). Έτσι ονοµάζονται οι δορυφόροι, µέλη µιας οµάδας, µε όµοια δυναµικά χαρακτηριστικά (α & ιιιι). Και ανάλογα µε τις τροχιές τους οι δορυφόροι του ∆ία, αλλά και των άλλων µεγάλων πλανητών, διαχωρίζονται σε κανονικούς (regular) και ανώµαλους (irregular). Οι τροχιές αυτών των τελευταίων παρουσιάζουν µεγάλη εκκεντρότητα και κλίση ως προς τον ισηµερινό του πλανήτη τους. Για το λόγο αυτό θεωρείται πολύ πιθανό ότι «συνελήφθησαν» από τον πλανήτη τους στα αρχικά στάδια της δηµιουργίας του ηλιακού µας συστήµατος, (θεωρία της άγρας). Όπως ήδη αναφέρθηκε, τα τελευταία χρόνια ανακαλύφθηκαν και συνεχώς ανακα-λύπτονται και άλλοι δορυφόροι. Το 2003 π.χ. ανακαλύφθηκαν άλλοι 14, στους οποίους δεν έχουν δοθεί ακόµη ονόµατα. Έτσι ο αριθµός των δορυφόρων του ∆ία γίνεται: 48+14=62. Επιπλέον, φαίνεται ότι ο δορυφόρος του ∆ία που ανακαλύφθηκε την 21η Νοεµβρίου του 2000 από τους S. Sheppard, D. Jewitt, Y. Fernadez & G. Magnier, ο 2000J1, είναι αυτός που είχε ανακαλυφθεί το 1975 από τον Charles Kowal και στη συνέχεια είχε χαθεί. Έτσι µπορούµε να πούµε ότι ο ∆ίας έχει τουλάχιστον 63 δορυφόρους, ενώ ο συνολικός αριθµός τους αναµένεται να αυξηθεί ακόµη περισσότερο µε τις συνεχείς ανακαλύψεις. Τα στοιχεία των 48 δορυφόρων του ∆ία, οι οποίοι έχουν ονόµατα, δίδονται στον παρακάτω Πίνακα 3.

109

Πίνακας 3: Στοιχεία των 48 από τους 63 δορυφόρους του πλανήτη ∆ία Α.α Όνοµα ∆ ή D Κλίση E Περίοδος Παρατηρήσεις

Km º ηµέρες 16 Metis 44 0,021 0,001 0,30 α 15 Adrastea 16 0,027 0,002 0,30 α 5 Amalthea 168 0,389 0,003 0,50 α 14 Thebe 98 1,070 0,018 0,68 α 1 Ιο 3.643 0,036 0,0 1,77 β 2 Europa 3.122 0,467 0,0 3,55 β 3 Ganymede 5.262 0,172 0,001 7,11 β 4 Callisto 4.821 0,307 0,007 16,69 β 18 Themisto 9 43,08 0,242 130,0 γ 13 Leda 18 27,46 0,164 240,9 δ 6 Himalia 160 27,50 0,162 250,6 δ 10 Lysithea 38 28,30 0,112 259,2 δ 7 Elara 78 26,63 0,217 259,6 δ 46 Carpo 3 51,4 0,430 456,1 ε 34 Euporie 2 145,8 0,144 550,7 στ 35 Orthosie 2 145,9 0,281 622,6 στ 33 Euanthe 3 148,9 0,232 620,6 στ 29 Thyone 4 148,5 0,229 627,3 στ 40 Mneme 2 148,6 0,227 620,0 στ 22 Harpalyke 4 148,6 0,226 623,3 στ 30 Hermippe 4 150,7 0,210 633,9 στ 27 Praxidike 7 149,0 0,230 625,3 στ 42 Thelxinoe 2 151,4 0,221 628,1 στ 24 Iocaste 5 149,4 0,216 631,5 στ 12 Ananke 28 148,9 0,244 248,8 στ 43 Arche 3 165,0 0,259 723,9 ζ 38 Pasithee 2 165,1 0,267 719,5 ζ 21 Chaldene 4 165,2 0,251 723,8 ζ 37 Kale 2 165,0 0,260 729,5 ζ 26 Isonoe 4 165,2 0,246 725,5 ζ 31 Aitne 3 165,1 0,264 730,2 ζ 25 Erinome 3 164,9 0,266 728,3 ζ 20 Taygete 5 165,2 0,252 732,2 ζ 11 Carme 46 164,9 0,253 702,3 ζ 23 Kalyke 5 165,2 0,245 743,0 ζ 47 Eukelade 4 165,5 0,272 746,4 ζ 44 Kallichore 2 165,5 0,264 764,7 ζ 45 Helike 4 154,8 0,156 634,8 η 32 Eurydome 3 150,3 0,276 717,3 η 28 Autonoe 4 152,9 0,334 762,7 η 36 Sponde 2 151,0 0,312 748,3 η 8 Pasiphae 58 151,4 0,409 708,0 η 19 Megaclite 6 152,8 0,421 752,8 η 9 Sinope 38 158,1 0,250 724,5 η 39 Hegemone 3 155,2 0,328 739,6 η 41 Aoede 4 158,3 0,432 761,5 η 17 Callirrhoe 7 147,1 0,283 758,8 η 48 Cyllene 2 149,3 0,319 737,8 η

Παρατηρήσεις: α: Μικροί εσωτερικοί κανονικοί δορυφόροι, β: ∆ορυφόροι του Γαλιλαίου γ: Ανώµαλη οµάδα του δορυφόρου Themisto δ: ΄ ΄ Himalia ε: Carpo στ: Ananke ζ: Carme & η: ΄ ΄ Pasiphae

110

3.12 Κρόνος

Ο Κρόνος, όπως και ο ∆ίας είναι ένας γιγάντιος πλανήτης του ηλιακού µας συστήµατος µε κύριο χαρακτηριστικό το ότι περιβάλλεται από ένα εντυπωσιακό σύστηµα δακτυλίων. Ο Κρόνος έχει ισηµερινή διάµετρο 119.000 Κm και η µάζα του είναι 56,9x1025 Kg. Περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο σε 29,46 έτη και σε µέση απόσταση 1.427x106 Κm. Ενώ περιστρέφεται πολύ γρήγορα, σε 10h 14m, γύρω από τον άξονά του. Γενικά µοιάζει πολύ µε τον ∆ία. Περιβάλλεται και αυτός από πυκνά νέφη που δεν επιτρέπουν την παρατήρηση του εσωτερικού του. Τα νέφη του είναι διατεταγµένα σε ζώνες αλλά δεν παρουσιάζουν ιδιαίτερα χαρακτηριστικά. Η ατµόσφαιρά του αποτελείται κυρίως από µεθάνιο και αµµωνία και έχει θερµοκρασία περί τους –140ºC. Πρέπει και αυτός, όπως και ο ∆ίας, να έχει κάποια εσωτερική πηγή ενέργειας. έχει έντονο µαγνητικό πεδίο, ζώνες ακτινοβολίας και εκπέµπει και στη ραδιοφωνική περιοχή του φάσµατος. Στις εικόνες 3.29 & 3.30 φαίνεται ο Κρόνος και το σύστηµα των δακτυλίων του. Πιστεύεται ότι οι δακτύλιοί του αποτελούνται από στερεά σώµατα κυρίως αµµωνίας και παγοκρυστάλλων µε µεγέθη από 1mm µέχρι µερικά µέτρα.

Εικόνες 3.29 & 3.30: Ο Κρόνος και το σύστηµα των δακτυλίων του

Επιπλέον, στην εικόνα 3.31 φαίνονται λεπτοµέρειες των εσωτερικών δακτυλίων του Κρόνου, ενώ η 3.32 δείχνει τον Κρόνο και τη Γη για σύγκριση των µεγεθών τους.

Εικόνα 3.31: Λεπτοµέρειες της δοµής τµήµατος των εσωτερικών δακτυλίων του Κρόνου Εικόνα 3.32: Κρόνος & Γη (για σύγκριση µεγεθών)

3.13 ∆ορυφόροι του Κρόνου

Σύµφωνα µε τα τελευταία δεδοµένα ο αριθµός των δορυφόρων του Κρόνου ανέρχεται τουλάχιστον σε 67, από τους οποίους οι έως το 2004 ανακαλυφθέντες 46, αναφέ-ρονται στον παρακάτω Πίνακα. ∆ηλαδή και ο Κρόνος µε τους 67 δορυφόρους του αποτελεί κι’ αυτός, όπως και ο ∆ίας, ένα µικρό «ιδιαίτερο κόσµο».

111

Από τους δορυφόρους του Κρόνου µεγαλύτερος είναι ο Τιτάνας που φαίνεται ότι διαθέτει ατµόσφαιρα και έχει το µέγεθος του Ερµή περίπου. Ο Τιτάνας είναι ο δεύτερος σε µέγεθος δορυφόρος του ηλιακού µας συστήµατος, (πρώτος είναι ο δορυφόρος του ∆ία ο Γανυµήδης). Έτσι είναι µεγαλύτερος από τη Σελήνη, αλλά και από τον πλανήτη Ερµή. Ο Τιτάνας ανακαλύφθηκε το 1655 και παρουσιάζει ιδιαίτερο ενδιαφέρον λόγω της ατµόσφαιρας που διαθέτει, αν και χαρακτηρίζεται ως ένας «παγωµένος κρύος κόσµος» µε επιφανειακή θερµοκρασία –1780 C. Ο Τιτάνας απέχει από τον Κρόνο 1,22x106Km, έχει µάζα 1,34x1022Kg και ισηµερινή ακτίνα 2.575 Km.

Πίνακας 4 ∆ορυφόροι του Κρόνου (γνωστοί έως το 2004)

1 Αlbiorix 5 Enceladus 9 Hyperion 13 Kiviuq 17 Paaliaq 2 Atlas 6 Epimetheus 10 Iapetus 14 Mimas 18 Narvi 3 Calypso 7 Erriapo 11 Ijiraq 15 Methone 19 Pan 4 Dione 8 Helene 12 Janus 16 Mundilfari 20 Pallene 21 Pandora 26 Siarnaq 31 Tethys 36 S/2004 S8 41 S/2004S13 22 Phoebe 27 Skadi 32 Thrym 37 S/2004 S9 42 S/2004S14 23 Polydeuces 28 Suttung 33 Titan 38 S/2004S10 43 S/2004S15 24 Prometheus 29 Tarvos 34 Ymir 39 S/2004S11 44 S/2004S16 25 Rhea 30 Telesto 35 S/2004 S7 40 S/2004S12 45 S/2004S17 46 S/2004S18

Όπως φαίνεται και από τον Πίνακα, στους τελευταίους 12 δορυφόρους του Κρόνου δεν έχουν δοθεί ιδιαίτερα ονόµατα δεδοµένου ότι ανακαλύφθηκαν µόλις το 2004. Οι 12 αυτοί νέοι δορυφόροι του Κρόνου (πλην ενός) κινούνται αντίθετα από την περιστροφή του πλανήτη και δηλώνουν ότι είναι προϊόντα άγρας, έχουν δηλαδή συλληφθεί από τον πλανήτη κατά το παρελθόν. Οι διάµετροί τους κυµαίνονται µεταξύ 3 και 7 Km. Με τους 12 νέους δορυφόρους που ανακαλύφθηκαν το 2005 και τους άλλους 9 το 2006 ο µέχρι τώρα αριθµός των δορυφόρων του Κρόνου ανέρχεται σε 67, όπως αναφέρθηκε ήδη.

Εικόνες 3.33: Κάποιοι από τους µικρούς δορυφόρους του Κρόνου και οι Μίµας & Τηθύς

Εικόνα 3.34: Λεπτοµέρεια της οροσειράς στον ισηµερινό του δορυφόρου Ιαπετού Εικόνα 3.35: Ο δορυφόρος του Κρόνου Τιτάν

112

Εικόνες 3.36: Οι δορυφόροι του Κρόνου ∆ιώνη, Εγκέλαδος & Ρέα

Εικόνες 3.37: Οι δορυφόροι του Κρόνου Επιµηθεύς & Προµηθεύς, αντίστοιχα

Πίνακας 5 Στοιχεία των 19 Μεγαλύτερων ∆ορυφόρων του Κρόνου

3.14 Ο πλανήτης Ουρανός

Ανακαλύφθηκε το 1781 από τον Άγγλο αστρονόµο W. Herschel. Είναι µόλις ορατός µε γυµνό µάτι σαν αστέρας έκτου µεγέθους µε πρασινωπό χρώµα. Για να κάνει µια ολόκληρη περιφορά γύρω από τον Ήλιο χρειάζεται 84 έτη. Έχει διάµετρο 51.840 Κm και µάζα 87x1024 Kg και η µέση του απόσταση από τον Ήλιο είναι 2,8669x109 Κm.

Όνοµα α (Κm)x103 D (Κm) (º) 1. Άτλας 137 30 0,3

2. Προµηθεύς 139 107 0,0

3. Πανδώρα 141 90 0,1

4. Επιµηθεύς 151 120 0,3

5. Ιανός 151 193 0,1

6. Μίµας 185 392 1,5

7. Μίµας β 185 10 -

8. Εγκέλαδος 238 500 0,0

9. Τηθύς 294 1.060 1,1

10. Καλυψώ 294 29 -

11. Τελεστώ 295 33 -

12. ∆ιώνη 377 1.120 0,0

13. ∆ιώνη β 378 15 0,2

14. S 6 378 33 -

15. Ρέα 527 1.530 0,4

16. Τιτάν 1.222 5.150 0,3

17. Υπερίων 1.481 297 0,4

18. Ιαπετός 3.561 1.460 14,7

19. Φοίβη 12.952 220 30,0

113

Περιστρέφεται κατά την ανάδροµη φορά γύρω από τον άξονά του σε 10h 49m. Ο ισηµερινός του σχηµατίζει γωνία 98º µε το επίπεδο της τροχιάς του, έτσι κατά την περιφορά του γύρω από τον Ήλιο στρέφει προς τη Γη άλλοτε τον βόρειο πόλο του και άλλοτε τον ισηµερινό του. Το φαινόµενο αυτό είναι σπάνιο στο ηλιακό µας σύστηµα και δεν έχει µέχρι σήµερα εξηγηθεί. Η πυκνή ατµόσφαιρα του Ουρανού περιέχει πρασινωπά νέφη που το χρώµα τους οφείλεται στην παρουσία µεθανίου. Αυτά δεν επιτρέπουν την παρατήρηση του εσωτερικού του. Η θερµοκρασία στην ατµόσφαιρά του είναι περί τους –180º C. Το 1979, ανακαλύφθηκε σύστηµα 9 λεπτών δακτυλίων γύρω από τον Ουρανό. Σήµερα πιστεύεται ότι ο αριθµός των δακτυλίων του Ουρανού είναι µεγαλύτερος, είναι µάλλον 11.

3.15 ∆ορυφόροι του Ουρανού

Ο Ουρανός έχει τουλάχιστον 27 δορυφόρους, τα στοιχεία των οποίων δίνονται στον κατάλογο που ακολουθεί. Το 1787 ανακαλύφθηκαν οι δύο πρώτοι δορυφόροι του Ουρανού: Η Titania, Τιτανία και ο Oberon, Οµπερόν, από τον Sir W. Herschell. Το 1851 ανακαλύφθηκαν από τον Lassell οι: Ariel, Αριήλ και Ubriel, Ουµβριήλ και το 1948 η Miranda, Μιράντα, από τον Kuiper . Το διαστηµόπλοιο Voyager 1 το 1985 ανακάλυψε τον Puck, ενώ οι δορυφόροι: Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Belinda και Puck ανακαλύφθηκαν το 1986 από το Voyager 2 µαζί µε τη Cordelia και την Ophelia. Οι υπόλοιποι δορυφόροι του πλανήτη Ουρανού αποτελούν πρόσφατες ανακαλύψεις.

Πίνακας 6: ∆ορυφόροι του Ουρανού

α.α Όνοµα (Regular)

α Κm x103

Μέση D (Κm)

α.α Όνοµα (Irregular )

α Κm x103

Μέση D (Κm)

1 Ariel 190,9 1.158 16 Caliban 427,6 72 2 Umbriel 266,0 1.169 17 Sycorax 12.179 150 3 Titania 436,3 1.578 18 Prospero 16.256 50 4 Oberon 583,5 1.522 19 Setebos 17.418 47 5 Miranda 129,9 471 20 Stephano 8.004 32 6 Cordelia 49,8 40 21 Trinculo 8.504 18 7 Ophelia 53,8 42 22 Francisco 4.276 22 8 Bianca 59,2 51 23 Margaret 14.345 20 9 Cressida 61,8 80 24 Ferdinand 20.901 21 10 Desdemona 62,7 64 11 Juliet 64,4 93 12 Portia 66,1 135 13 Rosalind 69,9 72 14 Belinda 75,3 80 15 Puck 86,0 162 25 Perdita 76,42 20 26 Mab 97,73 10 27 Cupid 74,8 10

114

Εικόνα 3.38: Ο πλανήτης Ουρανός µε µερικούς από τους δορυφόρους του και το σύστηµα των δακτυλίων του, (αριστερά).

Σχήµα 3.20: Οι τροχιές κάποιων από τους δορυφόρους του Ουρανού, (δεξιά). 3.15.1 Στοιχεία κάποιων δορυφόρων του Ουρανού

Η Cordelia, Κορδηλία, είναι ο πιο κοντινός προς τον Ουρανό δορυφόρος του και ακολουθεί η Ophelia, Οφηλία. Χαρακτηρίζονται ως δορυφόροι-βοσκοί (shepherd moons) του δακτυλίου Ε του πλανήτη, δεδοµένου ότι η τροχιά της πρώτης βρίσκεται στα άκρα του δακτυλίου, ενώ της δεύτερης είναι αµέσως µετά τον δακτύλιο Ε. Με τον τρόπο αυτό συγκρατούν τη σκόνη και τον πάγο του δακτυλίου Ε του πλανήτη. Η Μιράντα αποτελεί έναν πολύ ενδιαφέροντα δορυφόρο του Ουρανού. Αποτελείται από βραχώδη υλικά και από πάγο. Το ιδιαίτερο χαρακτηριστικό της Μιράντας είναι ένας κρηµνός ύψους 5 Km, σε κάποια περιοχή της.

Εικόνες 3.39: Οι δορυφόροι του Ουρανού Oberon, Miranda & Titania

Η Titania είναι ο πιο µεγάλος δορυφόρος του Ουρανού. Θεωρείται ότι στο παρελθόν είχε ένα τεράστιο ωκεανό από νερό σε υγρή µορφή. Καθώς η Τιτανία ψύχονταν πάγωσε η επιφάνειά της, η οποία αργότερα διογκώθηκε και θρυµµατίστηκε όταν πάγωσε και το εσωτερικό της. Οι ρωγµές που σχηµατίστηκαν τότε σχηµάτισαν τις γιγαντιαίες κοιλάδες που παρατηρούµε σήµερα στην Τιτανία.

Ο δορυφόρος Oberon πρέπει να είχε αυξηµένη δραστηριότητα κατά το παρελθόν. Σήµερα είναι ένα παγωµένο στερεό σώµα που αποτελείται από βραχώδη τµήµατα κατά το ήµισυ και περίπου άλλο τόσο παγωµένο νερό.

Ο Αriel είναι από τους πιο λαµπρούς δορυφόρους του Ουρανού, (13,2m). Απέχει από τον πλανήτη του 190.900 Km και η µάζα του είναι 1,35x1021 Kg. Η επιφάνειά του είναι γεµάτη από κρατήρες, αλλά και από κοιλάδες και χαράδρες. Οι χαράδρες µοιάζουν µε αυτές του Άρη και ο βυθός τους φαίνεται να έχει εξοµαλυνθεί από τη ροή κάποιου υγρού. Και βέβαια το υγρό εκείνο δεν µπορεί να ήταν νερό, (γιατί στις

115

εκεί θερµοκρασίες η δράση του θα ήταν διαφορετική), αλλά πρόκειται µάλλον για υγρή αµµωνία, µεθάνιο ή ακόµη και µονοξείδιο του άνθρακα. Το σύστηµα των αλληλένδετων κοιλάδων του Αriel, δηλώνει ότι αυτές σχηµατίσθηκαν µάλλον καθώς αυτός πάγωσε και ράγισε. Ενώ η λεία του επιφάνεια δηλώνει ότι µάλλον ξανα- σχηµατίσθηκε στο πρόσφατο παρελθόν.

Εικόνες 3.40: Οι δορυφόροι του Ουρανού Αριήλ, Puck & Oυµπριήλ.

3.16 Ποσειδώνας

Ο τώρα πια τελευταίος σε σειρά απόστασης από τον Ήλιο µεγάλος πλανήτης ανακαλύφθηκε χάρη στις ανωµαλίες που παρατηρήθηκαν στην τροχιά του Ουρανού και που αποδόθηκαν στις παρέλξεις κάποιου «άγνωστου πλανήτη ευρισκοµένου πέραν της τροχιάς του». Έτσι τέθηκε το πρόβληµα της αναζήτησης και του υπολογισµού των στοιχείων του πλανήτη που δηµιουργούσε τις ανωµαλίες στη τροχιά του Ουρανού. Το πρόβληµα λύθηκε µε µαθηµατικό τρόπο από τους αστρονόµους Leverier και Adams που εργάστηκαν ανεξάρτητα ο ένας από τον άλλο. Ο Adams παρέδωσε τα αποτελέσµατα των υπολογισµών του στον αστρονόµο Challis, ο οποίος δαπάνησε υπερβολικά µεγάλο χρονικό διάστηµα για να τα ελέγξει µε αποτέλεσµα να χαθεί πολύτιµος χρόνος. Ο Leverier έστειλε τα στοιχεία που είχε υπολογίσει για το νέο πλανήτη στον παρατηρητή-αστρονόµο Galle. Αυτός τον αναζήτησε την ίδια ηµέρα που έλαβε την ειδοποίηση. Έτσι έγινε η ανεύρεση και αναγνώριση του νέου πλανήτη το 1846 από τους αστρονόµους Galle και Enke στο αστεροσκοπείο του Βερολίνου, µόλις 52 από την υπολογισµένη από τον Leverier θέση. Ο Ποσειδώνας περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο κατά την ορθή φορά σε 165 έτη και σε µέση απόσταση 45,2x108 Κm. Περιστρέφεται πολύ γρήγορα, µόλις σε 15h 40m, γύρω από τον άξονά του.

Εικόνα 3.41: Ο Ποσειδώνας Εικόνα 3.42: Γη & Ποσειδώνας

Ο Ποσειδώνας όπως και οι άλλοι πλανήτες της οικογένειας του ∆ία έχει πυκνή ατµόσφαιρα µε χηµική σύσταση ανάλογη µε αυτή του Ουρανού και µε θερµοκρασία –200º C περίπου.

116

3.17 ∆ορυφόροι του Ποσειδώνα

Ο Ποσειδώνας έχει τουλάχιστον 13 δορυφόρους από τους οποίους µόνο δύο ήταν γνωστοί µέχρι το 1989 –ο Τρίτωνας και η Νηρηίδα– λόγω της µεγάλης απόστασής του από τη Γη. Ο Τρίτωνας ανακαλύφθηκε το 1846 από τον Lassell. Έχει µάζα περίπου διπλάσια από τη Σελήνη και είναι πιο µεγάλος από αυτή. Είναι ο πιο µεγάλος δορυφόρος του ηλιακού µας συστήµατος. Ο Τρίτωνας είναι γεωλογικά ενεργός µε πίδακες που εκτοξεύουν πάγο σε ύψος 8 Km στην αραιή ατµόσφαιρά του. Έτσι θεωρείται πιθανή η ύπαρξη νερού σε υγρή µορφή κάτω από την παγωµένη του επιφάνεια. Και µάλιστα δεν αποκλείεται να υπάρχει εκεί κάποια µορφή ζωής. Ο Τρίτωνας περιφέρεται κατά την ανάδροµη φορά γύρω από τον Ποσειδώνα σε 6 ηµέρες. Σήµερα πιθανολογείται ότι ο Τρίτωνας δηµιουργήθηκε ως ανεξάρτητος µικρός πλανήτης του εξώτερου ηλιακού µας συστήµατος και συνελήφθη από τον Ποσειδώνα στο απώτερο παρελθόν. Η Νηρηίδα ανακαλύφθηκε το 1949 από τον Kuiper και περιφέρεται κατά την ορθή φορά γύρω από τον πλανήτη σε 359 ηµέρες. Η ελλειπτική της τροχιά έχει µεγάλη εκκεντρότητα γεγονός που µάλλον επιβεβαιώνει ότι πρόκειται για συλληφθέντα από τον Ποσειδώνα αστεροειδή ή κοµήτη. Οι δορυφόροι του Πλούτωνα: Naiad, Thalassa, Despina, Galatea, Larissa και Proteus, ανακαλύφθηκαν από το διαστηµόπλοιο Voyager 2 το 1989. Το 2002 ανακαλύφθηκαν 4 δορυφόροι και το 2003 άλλος ένας. ∆ηλαδή σύνολο 13 έως τις αρχές του 2004. Ο τελευταίος δορυφόρος έχει διάµετρο 38 Km και περιφέρεται γύρω από τον Ποσειδώνα σε 26 έτη. Έτσι αποτελεί τον πιο αποµακρυσµένο δορυφόρο που έχει ανακαλυφθεί ποτέ να περιφέρεται γύρω από κάποιο πλανήτη του ηλιακού µας συστήµατος.

Ειόνες 3.43: Οι δορυφόροι του Ποσειδώνα Τρίτωνας, Νηρηίδα, Πρωτέας & Θάλασσα

Οι δορυφόροι του Ποσειδώνα κατά σειρά µεγέθους είναι: Όνοµα ∆ιαστάσεις

ή ∆ιάµετρος Km Τρίτωνας 2.706,8

Πρωτεύς (220x208x202) Νηρηίς 340

Λαρίσσα (108x102x84) Γαλάτια (102x92x72) ∆έσποινα (90x74x64) Θάλασσα (54x50x26) Ναϊάδα (48x30x26)

S/2002 N4 60 S/2002 N1 48 S/2002 N2 48 S/2002 N3 48 S/2003 N1 38

117

Οι δορυφόροι του Ποσειδώνα κατά σειρά απόστασης από τον πλανήτη είναι σε Km: Ναϊάς (48.227), Θάλασσα (50.075), ∆έσποινα (52.526), Γαλάτια (61.953), Λαρίσσα (73.548), Πρωτεύς (117.647), Τρίτων (354.760), S/2002 N1 (15.686.000), S/2002 N2 (22.452.000), S/2002 N3 (22.580.000), S/2002 N4 (46.570.000) & S/2003 N1 (46.738.000). 3.18 Νάνοι Πλανήτες 3.18.1 Νάνοι Πλανήτες – Γενικά

Τα τελευταία χρόνια πολλές είναι οι οµάδες, οι οποίες επιδίδονται σε συστηµατική έρευνα για ανακάλυψη µεγάλων ουρανίων σωµάτων στο ηλιακό µας σύστηµα. Έτσι, εκτός από την ανακάλυψη µεγάλου αριθµού αστεροειδών, ανακαλύφθηκαν και κάποια σώµατα µε διάµετρο περίπου ίδια ή και λίγο µεγαλύτερη από αυτήν του Πλούτωνα. Το γεγονός αυτό, σε συνδυασµό µε το ότι βρέθηκαν κάποια σώµατα των οποίων οι τροχιές δεν είναι «καθαρές», αλλά «τέµνουν» αυτήν του Ποσειδώνα, (είναι δηλαδή trans-Neptunean Objects, TNOs), ανάγκασε τη ∆ιεθνή Αστρονοµική Ένωση, I.A.U., να αναθεωρήσει τις απόψεις της για τους πλανήτες και να δώσει ένα νέο ορισµό για το τι είναι µεγάλος πλανήτης του ηλιακού µας συστήµατος. Σύµφωνα µε το νέο ορισµό για να χαρακτηρισθεί κάποιο ουράνιο σώµα ως µεγάλος πλανήτης του ηλιακού µας συστήµατος θα πρέπει όχι µόνο να περιφέρεται γύρω από αυτόν και να έχει αρκετή µάζα ώστε να έχει γίνει σφαιρικό, αλλά θα πρέπει επιπλέον η µάζα του να ήταν τέτοια ώστε να έχει «ξεκαθαρίσει» και την τροχιά του. ∆ηλαδή η τροχιά του να µην «τέµνει» αυτήν άλλων µεγάλων πλανητών. Τα σώµατα τα οποία δεν πληρούν την τελευταία ιδιότητα κατατάχθηκαν σε µια νέα ιδιαίτερη κατηγορία αυτή των νάνων πλανητών. Για τον Πλούτωνα, ήταν ήδη γνωστό ότι η τροχιά του έτεµνε αυτήν του Ποσειδώνα, χωρίς να υπάρχει κίνδυνος σύγκρουσης, δεδοµένου ότι οι τροχιές δεν είναι συν- επίπεδες. Επιπλέον, τα βασικά του χαρακτηριστικά που είναι περισσότερο γήινα και δεν µοιάζουν µε αυτά των µεγάλων εξωτερικών πλανητών του ηλιακού µας συστήµατος αποτελούσαν γρίφο για τους αστρονόµους. Έτσι ο Πλούτωνας µε βάση το νέο ορισµό έγινε το πρώτο µέλος της νέας κατηγορίας, αυτής των νάνων πλανητών. Εκτός από τον Πλούτωνα η κατηγορία των νάνων αστέρων περιλαµβάνει δύο ακόµη µέλη: την Έριδα και το γνωστό αστεροειδή ∆ήµητρα, Ceres. Ενώ στον κατάλογο της I.A.U. υπάρχουν και άλλα υποψήφια µέλη. 3.18.2 Πλούτωνας: Ένας Ιδιόµορφος Πλανήτης – Ο Πρώτος Νάνος Πλανήτης

Ο Πλούτωνας εθεωρείτο µέχρι και τον Αύγουστο του 2006 ως ο πιο µακρινός γνωστός µεγάλος πλανήτης του ηλιακού µας συστήµατος. Ανακαλύφτηκε από τον Tombaugh το 1930. Περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο σε 248 έτη, η µέση του απόσταση από τον Ήλιο είναι 59,25x108 Κm και περιστρέφεται γύρω από τον άξονά του σε 6d9h17m. Ο Πλούτωνας φαίνεται σαν αστέρας 15ου µεγέθους περίπου, έτσι δεν είναι ορατός µε γυµνό µάτι παρά µόνο µε µεγάλα τηλεσκόπια. Για το λόγο αυτό µέχρι πρότινος ήταν πολύ δύσκολο να προσδιοριστούν τα φυσικά χαρακτηριστικά του. Σήµερα γνωρίζουµε ότι ο ισηµερινός του, όπως και του πλανήτη Ουρανού είναι σχεδόν κάθετος στο

118

επίπεδο περιφοράς του. Η µάζα του είναι 1,27x1022 Kg και έχει διάµετρο 2.274 Km. Η τροχιά του Πλούτωνα έχει µεγάλη εκκεντρότητα. Η θερµοκρασία του κυµαίνεται από –235 έως –210º C. Η πυκνότητά του είναι 2gr/cm3 και η ατµόσφαιρά του αποτελείται από πάγο αζώτου µε µικρές ποσότητες στερεού µεθανίου, αιθανίου και µονοξειδίου του άνθρακα.

Η ασυνήθιστη τροχιά του Πλούτωνα και του δορυφόρου του Ποσειδώνα Τρίτωνα, καθώς και η οµοιότητα που παρουσιάζουν οι βασικές τους ιδιότητες παραπέµπει σε κάποια ιστορική σύνδεση ανάµεσά τους. Το πιο πιθανό είναι ότι στο παρελθόν και ο Τρίτωνας περιφέρονταν σε ανεξάρτητη τροχιά γύρω από τον Ήλιο πριν συλληφθεί από τον Ποσειδώνα και γίνει δορυφόρος του.

Ο Πλούτωνας φέρει τον αριθµό 13.430 στον κατάλογο των µικρών πλανητών. 3.18.3 ∆ορυφόρου του Πλούτωνα

Τρεις είναι οι µέχρι τώρα γνωστοί δορυφόροι του Πλούτωνα. Ο πρώτος, ο οποίος ανακαλύφθηκε τo 1978, ονοµάστηκε Χάροντας, (Εικόνες 3.44&3.45). Έχει διάµετρο 1.212 Κm και µάζα 1,9x1021Kg. Περιφέρεται γύρω από τον Πλούτωνα σε σχεδόν κυκλική τροχιά σε απόσταση 20.000 Κm και σε 6,38 ηµέρες, δηλαδή σε όσο χρόνο ο Πλούτωνας περιστρέφεται γύρω από τον άξονά του.

Εικόνες 3.44 & 3.45: Ο Πλούτωνας µε τον δορυφόρο του Χάροντα

Πρόσφατα µόλις το 2005 ανακαλύφθηκε, (Εικόνες 3.46 & 3.47), ότι ο Πλούτωνας εκτός από το γνωστό δορυφόρο Χάροντα διαθέτει και άλλους δύο δορυφόρους, οι οποίοι περιφέρονται γύρω από τον πλανήτη σε κυκλικές τροχιές. Η απόσταση των δορυφόρων αυτών από τον Πλούτωνα είναι υπερδιπλάσια αυτής του Χάροντα, ενώ και οι δύο νέοι δορυφόροι είναι πάρα πολύ αµυδρά αντικείµενα (5.000 φορές πιο αµυδρά από τον Χάροντα). Ο δορυφόρος του Πλούτωνα Ύδρα (Hydra), έχει διάµετρο 45 Km, ενώ η Νυξ, Νύχτα (Nix) έχει διάµετρο 160 Km.

Εικόνες 3.46 & 3.47: Ο Πλούτωνας µε τους τρεις δορυφόρους του

119

3.18.3 Ο νάνος πλανήτης Έρις και ο δορυφόρος του ∆υσνοµία

Η Έρις –υπ. αρ. 135.199 στον κατάλογο των µικρών πλανητών, (Minor Planets Catalogue, MPC)– ανακαλύφθηκε στις 21/10/2003 από µία οµάδα ερευνητών µε υπεύθυνο τον Mike Brown . Η έρευνα έγινε µε το τηλεσκόπιο Samuel Oschin των 48inch, 1,22m, που βρίσκεται στο Αστεροσκοπείο του Όρους Palomar, Η.Π.Α. Η ανακοίνωση της ανακάλυψης καθυστέρησε πολύ –έγινε µόλις στις 29/7/2005– και οφείλεται στο γεγονός ότι στην αρχική επεξεργασία των εικόνων δεν λαµβάνονταν υπόψη τα αντικείµενα που «µετακινούνταν» λιγότερο από 1,5''/h. Η ανακοίνωση αφορούσε όχι µόνο την Έριδα, για την οποία βρέθηκε ότι ήταν ένα TNOs αντικείµενο, αλλά και τους µικρούς πλανήτες: TNOs (136.108) 2003 EL61 και (136.472) 2005 Fyg. Τα µέχρι τώρα γνωστά TNOs αντικείµενα ξεπερνούν τα 80.

Η Έρις βρίσκεται σε απόσταση περί τις 97 A.U. από τον Ήλιο, περιφέρεται γύρω από αυτόν σε 556,7 έτη και έχει φαινόµενο µέγεθος 19. Η τροχιά της είναι έκκεντρη µε το επίπεδό της να σχηµατίζει γωνία 44º περίπου ως προς την Εκλειπτική.

Το αρχικό όνοµα της Έριδας ήταν Ξένη, Xena, ή κατ’ άλλους Ζήνα, από το όνοµα της ηρωίδας της οµώνυµης τηλεοπτικής σειράς. Για το λόγο αυτό και το αρχικό όνοµα που είχε δοθεί στον δορυφόρο της Έριδας ήταν Γαβριέλλα, Gabrielle.

Το επίσηµο όνοµα Έρις, από την Ελληνική µυθολογία, της δόθηκε στις 13/9/2006. Έως τότε αναφέρονταν ως Xena και µε τον αριθµό 136.199, που έχει στον κατάλογο των µικρών πλανητών. Αναφέρονταν επίσης µε το όνοµα «Lila», από το Lilah, όνοµα της κόρης του Mike Brown. Ένα άλλο όνοµα που είχε προτείνει ο Brown για την Έριδα ήταν Περσεφόνη. Αλλά δεν έγινε αποδεκτό δεδοµένου ότι µε το όνοµα αυτό είναι γνωστός ο υπ. αρ. 399 αστεροειδής. ∆ορυφόροι πλανητών έχουν ονόµατα αστεροειδών, αλλά όχι πλανήτες. Τον Απρίλιο του 2006 ανακοινώθηκε ότι η διάµετρος της Έριδας –όπως είχε προκύψει από παρατηρήσεις µε το διαστηµικό τηλεσκόπιο Hubble, (HST)– ήταν 2.400Km, δηλαδή λίγο µεγαλύτερη από αυτήν του Πλούτωνα. Έτσι η Έριδα αρχικά θεωρήθηκε ότι µπορεί να αποτελεί τον δέκατο πλανήτη του ηλιακού µας συστήµατος. Σχετικά µε την ύπαρξη ή µη δέκατου πλανήτη πολλά είχαν γίνει και πολύ περισ-σότερα είχαν ήδη γραφεί, αλλά, σύµφωνα µε το νέο ορισµό κατατάχθηκε και αυτή στην κατηγορία των νάνων πλανητών.

Η Έρις έχει τουλάχιστον ένα δορυφόρο, τη ∆υσνοµία, Dysnomia, (Εικόνα 3.48).

Εικόνα 3.48: Ο νάνος πλανήτης Έρις µε το δορυφόρο του ∆υσνοµία (Φωτογραφία της 18/9/2006 µε το τηλεσκόπιο των 10m, Keck)

120

3.18.4 Ο νάνος πλανήτης Ceres - ∆ήµητρα

Ο υπ. αρ. ένα αστεροειδής, ο 1 Ceres, δηλαδή αυτός που απετέλεσε το πρώτο µέλος της οικογένειας των µικρών πλανητών, είναι σήµερα το τρίτο και το πιο µικρό µέλος της οµάδας των νάνων πλανητών. Η Ceres ανακαλύφθηκε το 1801 από τον Πιάτσι (Piazzi), στο αστεροσκοπείο του Παλέρµο, στη Σικελία και αµέσως µετά την ανακάλυψή της «εξαφανίσθηκε», από το έντονο φως του Ήλιου. Από τις λιγοστές µέχρι τότε παρατηρήσεις της δεν είχαν προσδιορισθεί τα στοιχεία της τροχιάς της. Κάτι που έκανε ο Gauss, από τρεις µόνο παρατηρήσεις. Το όνοµα Ceres προέρχεται από την οµώνυµη θεά του Ρωµαϊκού Πανθέου, προστάτιδα των φυτών. Έτσι στην Ελλάδα ονοµάσθηκε ∆ήµητρα, παρόλο που υπάρχει άλλος αστεροειδής µε το όνοµα Demeter, ήτοι ∆ήµητρα: ο υπ. αρ. 1.108. Η Ceres, , θεωρήθηκε αρχικά πλανήτης και για 50 χρόνια περίπου αναφέρονταν έτσι στους αστρονοµικούς καταλόγους µαζί µε τους: 2 Pallas, 3 Juno & 4 Vesta. Αυτό σταµάτησε µε την ανακάλυψη και άλλων µικρότερων αστεροειδών. Σήµερα η ∆ήµητρα ανήκει στην κατηγορία των νάνων πλανητών, όπως ήδη αναφέρθηκε. Το µέγεθος και η µάζα της Ceres ήταν τέτοια ώστε της έδωσαν σχεδόν σφαιρικό

σχήµα, (Εικόνα 3.49), αντίθετα προς άλλους µεγάλους αστεροειδείς –όπως η 2 Pallas, 3 Juno, 4 Vesta– οι οποίοι έχουν πολύ ανώµαλα σχήµατα. Στην Εικόνα 3.50 παρουσιάζονται τα µεγέθη της Ceres και της Σελήνης, για σύγκριση, ενώ η Εικόνα 3.51 δείχνει µια τοµή της Ceres.

Εικόνα 3.49: ∆ιάφορες όψεις του νάνου πλανήτη Ceres Εικόνα 3.50: Ceres και Σελήνη (Η κλίµακα είναι 1.000Km)

Εικόνα 3.51: Κάθετος διατοµή της Ceres

Η µάζα της Ceres υπολογίζεται σε 9,5x1020 Kg και θεωρείται ίση προς το ⅓ της συνολικής µάζας όλων των αστεροειδών που κινούνται µεταξύ Άρη και ∆ία. Στη ζώνη του Kuiper, όµως, έχουν ανακαλυφθεί ουράνια σώµατα πολύ πιο µεγάλα από αυτήν, όπως η Έρις ή 135.199 Eris, ο Πλούτωνας ή 13.430 Pluto, ο 50.000 Quaoar, ο 90.484 Orcus και η 90.377 Sedna. Η Ceres περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο σε 4,6 έτη. Η κλίση του επιπέδου της τροχιάς (ως προς την Εκλειπτική) είναι i=10,6º και η εκκεντρότητα της τροχιάς της είναι e=0,08, (συγκρίσιµη δηλαδή προς αυτήν του Άρη που είναι 0,09, Εικόνα 3.52).

Εικόνα 3.52: Η τροχιά του Άρη, κόκκινη, και της Ceres, κίτρινη

121

3.19 Μικροί Πλανήτες 3.19.1 Μικροί Πλανήτες - Γενικά

Μικροί πλανήτες ή πλανητοειδείς ονοµάζονται τα µερικές χιλιάδες ουράνια σώµατα που περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο −συνήθως κατά την ορθή φορά−σε τροχιές οι περισσότερες από τις οποίες βρίσκονται στο χώρο ανάµεσα στους πλανήτες Άρη και ∆ία, (Σχήµα 3.22).

Σχήµα 3.22: Οι τροχιές των µικρών πλανητών γύρω από τον Ήλιο

Από τους γνωστούς µικρούς πλανήτες, µόνο ένας, η Εστία, είναι δυνατό να παρατηρηθεί µε γυµνό µάτι και αυτό µε ορισµένες προϋποθέσεις. (Σύµφωνα µε µερικούς και η Ceres, αλλά µε εξαιρετικές συνθήκες παρατήρησης). Για την παρατήρηση των άλλων χρειάζεται τηλεσκόπιο. Ακόµη κι αν παρατηρηθούν µε µεγάλο τηλεσκόπιο, φαίνονται όπως οι αστέρες, δηλαδή σαν φωτεινά σηµεία και δεν παρουσιάζουν «δίσκο» όπως οι πλανήτες. Για τον λόγο αυτό λέγονται και αστεροειδείς. Ονοµασία που οφείλεται στον Sir W. Herschel.

Σχετικά µε τις µάζες των µικρών πλανητών, γνωρίζουµε µόνο αυτές των πιο µεγάλων και είναι της τάξης του 1020 Kg και υπολογίζουµε τη συνολική τους µάζα ίση προς (3,0±0,2)x 1021 Kg. Παρά ταύτα η µάζα αυτή δεν είναι παρά το 4% της µάζας της Σελήνης, ΜΣ.

Όσον αφορά τις τροχιές τους αυτές είναι συνήθως κυκλικές και το επίπεδο της τροχιάς τους έχει µικρή κλίση ως προς αυτό της Εκλειπτικής. Αλλά υπάρχουν και αρκετοί µε µεγάλες εκκεντρότητες και κλίσεις, όπως για παράδειγµα ο αστεροειδής Έρως, ο οποίος έχει e=0,22. Ο Έρως πλησιάζει τη Γη σε απόσταση r=22x106 Km για το λόγο αυτό έχει χρησιµοποιηθεί για τη µέτρηση της παράλλαξης του Ήλιου και εποµένως της τιµής της αστρονοµικής µονάδας, A.U. (Περισσότερα για τον Έρωτα σε ξεχωριστή παράγραφο).

Εικόνα 3.53: Ο αστεροειδής Έρως Εικόνα 3.54: Ο αστεροειδής Ida και ο δορυφόρος της Dactyl

Ίδη υπ. αρ. (243) & ∆άκτυλος, υπ. αρ. ( 243)1

122

Ως προς το σχήµα και τις διαστάσεις των αστεροειδών, η εικόνα που έχουµε σήµερα γι αυτούς, είναι ότι πρόκειται για βραχώδη σώµατα µε ακανόνιστο σχήµα µε τη µεγαλύτερη διάµετρό τους να είναι µόλις µερικά χιλιόµετρα. Το ακανόνιστο µη σφαιρικό σχήµα τους προκύπτει από τη µεταβλητή λαµπρότητα την οποία παρουσιάζουν. Κάποιοι φαίνεται ότι έχουν δορυφόρους, π.χ. ο υπ. αρ. 243, Ίδη, (Εικόνα 3.54).

Εικόνες 3.55: ∆ιάφοροι αστεροειδείς (Αριστερά η υπ. αρ. 951 Gaspra, Μέσο: διάφοροι, ∆εξιά η υπ. αρ. 216 Kleopatra)

3.19.2 Ονοµατολογία - Ανακάλυψη Μικρών Πλανητών

Οι µικροί πλανήτες, εκτός από το όνοµά τους, χαρακτηρίζονται και από έναν αριθµό που µπαίνει µπροστά από αυτό και δηλώνει τη σειρά της ανακάλυψής του. Έτσι π.χ. έχουµε: 1 ∆ήµητρα, (Ceres), 2 Pallas κλπ., όπου στη παρένθεση αναφέρεται το Λατινικό τους όνοµα, δεδοµένου ότι τα ονόµατά τους –τουλάχιστον στην αρχή– προέρχονταν από την Ελληνική και τη Ρωµαϊκή µυθολογία. Όπως για παράδειγµα ο υπ. αρ. 243 αστεροειδής Ida, Ίδη, που το όνοµά του προέρχεται από το ιερό βουνό στο οποίο ανατράφηκε ο ∆ίας, την Ίδη στην Κρήτη. Ενώ το όνοµα του δορυφόρου του Dactyl, ∆άκτυλος, προέρχεται από τους Ιδαίους ∆ακτύλους, που ανήκαν στην ακολουθία της Ρέας.

Ο πρώτος µικρός πλανήτης –η Ceres ή η ∆ήµητρα– ανακαλύφθηκε το 1801 από τον Πιάτσι (Piazzi), στο αστεροσκοπείο του Παλέρµο, στη Σικελία και σήµερα ανήκει στην κατηγορία των νάνων πλανητών όπως ήδη αναφέρθηκε. Η Ceres αµέσως µετά την ανακάλυψή της «εξαφανίσθηκε», λόγω αλλαγής της θέσεώς της, από το έντονο φως του Ήλιου. Από τις λιγοστές µέχρι τότε παρατηρήσεις της δεν είχαν προσδιορισθεί τα στοιχεία της τροχιάς της. Αυτό έγινε από τον Gauss, ο οποίος απέδειξε ότι τρεις παρατηρήσεις αρκούσαν γι’ αυτόν τον υπολογισµό.

Η Ceres, όπως αναφέρθηκε ήδη, θεωρήθηκε αρχικά πλανήτης και για 50 χρόνια περίπου αναφέρονταν έτσι στους αστρονοµικούς καταλόγους µαζί µε τους: 2 Pallas, 3 Juno & 4 Vesta. Αυτό σταµάτησε µε την ανακάλυψη και άλλων µικρότερων αστεροειδών. Μέχρι το τέλος του 19ου αιώνα και µε τη βοήθεια της φωτογραφικής µεθόδου είχαν ανακαλυφθεί µερικές εκατοντάδες αστεροειδείς. Σήµερα είναι γνωστοί εκατοντάδες χιλιάδες. Η ανακάλυψή τους παλιότερα ήταν τυχαία, ενώ σήµερα είναι συστηµατική. Και στις δύο περιπτώσεις όµως γίνεται µε φωτογραφικές µεθόδους. ∆ηλαδή σε φωτογραφίες περιοχών του ουρανού, που έχουν ληφθεί µε µεγάλη έκθεση ώστε να αποτυπωθούν και αµυδροί αστέρες, παρατηρήθηκε ότι κάποιοι «αστέρες» δεν παρουσιάζονταν ως σηµειακές πηγές, αλλά σαν «γραµµές». Η γραµµική αυτή απεικόνιση δηλώνει κινούµενο ουράνιο σώµα. Κατά συνέπεια τα ουράνια αυτά αντικείµενα δεν είναι αστέρες αλλά αστεροειδείς.

123

3.19.3 Ο αστεροειδής Έρως

Ο υπ. αρ. 433 αστεροειδής, γνωστός και ως Eros, Έρως, έχει χρησιµοποιηθεί κατά το παρελθόν για τη µέτρηση της αστρονοµικής µονάδας, επειδή πλησιάζει αρκετά τη Γη. Εκτός από αυτό ο Έρως έγινε ονοµαστός γιατί είναι ο πρώτος αστεροειδής που ερευνήθηκε και χαρτογραφήθηκε από διαστηµική αποστολή. Πράγµατι το διαστηµόπλοιο NEAR Shoemaker, βρίσκονταν στην περιοχή του αστεροειδούς για µερικούς µήνες (Σεπτέµβριος 2000 – Μάρτιος 2001) και έκανε λεπτοµερή χαρτογράφηση της επιφάνειας του µικρού αυτού πλανήτη. Κάποιες από τις φωτογραφίες που πήρε το NEAR Shoemaker, δίνονται στη συνέχεια.

Η εικόνα 3.56 είναι µωσαϊκό από 4 φωτογραφίες της περιοχής µε το όνοµα saddle που πήρε το διαστηµόπλοιο στις 26/9/2000. Στην εικόνα 3.57 βλέπουµε µια φωτογραφία του Έρωτα από απόσταση 6Km η οποία καλύπτει µια περιοχή 300m. Στην εν λόγω φωτογραφία, που πάρθηκε στις 26/10/2000, διακρίνονται βράχοι διαφόρων µεγεθών και σχηµάτων. Ο µικρότερος έχει µήκος 1,2m! Η εικόνα 3.58 δείχνει έναν κρατήρα. Η φωτογραφία πάρθηκε στις 16/12/2000 από απόσταση 37Km και µικροί κρατήρες διακρίνονται µέσα στο µεγάλο.

Εικόνα 3.56 Εικόνα 3.57 Εικόνα 3.58 Στην εικόνα 3.59 βλέπουµε τέσσερις φωτογραφίες του Έρωτα από χαµηλές πτήσεις του διαστηµόπλοιου NEAR Shoemaker, (απόσταση µεταξύ 11 & 13,5Km), που πάρθηκαν µεταξύ 25 & 28 Ιανουαρίου 2001. Οι φωτογραφίες αυτές συγκαταλέγονται στις χιλιάδες που πήρε το εν λόγω διαστηµόπλοιο. Η εικόνα 3.60 δείχνει µία φωτογραφία που πάρθηκε στις 25/1/2001 από απόσταση 9Km και διακρίνονται αντικείµενα µήκους 2m! Στην περιοχή αυτή η επιφάνεια του Έρωτα φαίνεται να µην έχει εµφανείς κρατήρες, αλλά υπάρχουν πολλές πέτρες.

Εικόνα 3.59 Εικόνα 3.60

Εκτός από τον αστεροειδή Έρωτα, έχει προγραµµατισθεί η εξερεύνηση και άλλων αστεροειδών. Ο υπ. αρ. 4 αστεροειδής, π.χ. η Vesta, ή Εστία, αναµένεται να ερευνηθεί το 2011, ενώ 4 χρόνια µετά, δηλαδή για το 2015, προγραµµατίζεται η εξερεύνηση του υπ. αρ. 1 αστεροειδούς, (Ceres), ο οποίος όµως από το 2006 ανήκει στην οµάδα των νάνων πλανητών όπως έχει ήδη αναφερθεί.

124

3.19.4 Οικογένειες Αστεροειδών

Μερικοί αστεροειδείς παρουσιάζουν κοινά χαρακτηριστικά οπότε κατατάσσονται σε «οµάδες» ή «οικογένειες». Πιο γνωστή είναι η οµάδα των Τρωικών που τα µέλη της βρίσκονται σε γωνιώδη απόσταση 60º δεξιά και αριστερά του ∆ία, (Σχήµα 3.22).

Οι αστεροειδείς αυτοί έχουν ονόµατα Ελλήνων και Τρώων, εξ ου και το όνοµά τους. Στην πραγµατικότητα βρίσκονται στα σηµεία L4 & L5 ισορροπίας του Lagrange στο περιορισµένο πρόβληµα των δύο σωµάτων, όπου τα κύρια σώµατα είναι ο Ήλιος και ο ∆ίας. 3.19.5 Προέλευση Αστεροειδών

Για την προέλευση των αστεροειδών υπάρχουν τρεις εκδοχές. Σύµφωνα µε την πρώτη σχηµατίστηκαν από το αρχικό υλικό, από το οποίο προήλθε και το ηλιακό µας σύστηµα, που δεν κατόρθωσε να συγκεντρωθεί όλο µαζί και να σχηµατίσει ένα µεγάλο πλανήτη. Σύµφωνα µε τη δεύτερη, η προέλευσή τους οφείλεται στην έκρηξη ενός πλανήτη που βρισκόταν µεταξύ Άρη και ∆ία και οι τροχιές τους αλλοιώθηκαν µε την πάροδο των αιώνων από την επίδραση των πλανητικών παρέλξεων. Τέλος, σύµφωνα µε την τρίτη αποτελούν τους πυρήνες παλιών κοµητών. Και οι 3 εκδοχές υστερούν σε διάφορα σηµεία η κάθε µια έτσι ώστε να µην είναι καµιά γενικά παραδεκτή σήµερα. 3.20 Ζώνη Kuiper - Αντικείµενα Ζώνης Kuiper 3.20.1 Ζώνη Kuiper - Γενικά

Όπως αναφέρθηκε ήδη, τα τελευταία χρόνια ανακαλύφθηκε και άλλη µια ζώνη αστεροειδών, πέρα από την τροχιά του Πλούτωνα, η ζώνη του Kuiper. Αρκετές από τις τροχιές των ουρανίων σωµάτων αυτής της νέας ζώνης «τέµνουν» την τροχιά του Ποσειδώνα, –όπως π.χ. ο Πλούτωνας– και χαρακτηρίσθηκαν ως TNOs. Η πέρα από την τροχιά του Πλούτωνα περιοχή είναι γνωστή ως ο διασκορπισµένος δίσκος, scattered disc.

Εικόνα 3.61: Ζώνη Kuiper Εικόνα 3.62: Αντικείµενα Ζώνης Kuiper και δίσκου

125

Οι πρώτοι που µίλησαν για την ύπαρξη αυτής της ζώνης ήταν ο F.C. Leonard (1930) και ο K.E. Edgeworth (1943). Το 1951 ο Kuiper θεώρησε ότι από τη ζώνη αυτή προέρχονταν οι βραχυπερίοδοι κοµήτες, δηλαδή αυτοί µε περίοδο Ρ<200 έτη. Η ζώνη και τα αντικείµενα που υπάρχουν σ’ αυτήν πήραν το όνοµα του Kuiper µετά την ανακάλυψη του ουρανίου σώµατος µε την κωδική ονοµασία (15.760) 1992 QB1, ενώ µερικοί για τη ζώνη αυτή χρησιµοποιούν το όνοµα Edgeworth-Kuiper για να τιµήσουν και τον Edgeworth. Οι διαστάσεις των περισσοτέρων από τα αντικείµενα της ζώνης του Kuiper είναι µικρές και είναι συνήθως βραχώδη και παγωµένα σώµατα. Η ζώνη αυτή δεν είναι παρά µια δεύτερη ζώνη αστεροειδών. ∆ηλαδή σχετικά µικρών ουρανίων σωµάτων που περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο, αλλά που οι τροχιές τους είναι πολύ πιο µακριά από την τροχιά του Πλούτωνα. 3.20.2 Αντικείµενα Ζώνης Kuiper

Με την ανάπτυξη της τεχνολογίας και ιδιαίτερα των CCDs, από το 1990 και µετά πολλά ήταν τα αντικείµενα που ανακαλύπτονταν στη ζώνη του Kuiper . Σ’ αυτά άρχισαν να δίνονται κωδικοποιηµένες ονοµασίες έως ότου να τους δοθούν ιδιαίτερα ονόµατα. Ο υπ. αρ. 15.760 αστεροειδής για παράδειγµα που ανακαλύφθηκε το 1992 έχει την κωδική ονοµασία: (15.760) 1992 QB1. Όπου ο αριθµός στην παρένθεση δηλώνει τον αριθµό ανακάλυψης του αστεροειδούς, ενώ το 1992 το έτος ανακάλυψής του και από τα δύο λατινικά γράµµατα το µεν πρώτο δηλώνει το δεκαπενθήµερο και το δεύτερο τη σειρά ανακάλυψης του αντικειµένου µέσα στο έτος. Στη ζώνη του Kuiper εκτός από τα χιλιάδες µικρά σώµατα υπάρχουν και µεγάλα αντικείµενα όπως π.χ. η Sedna. Για το λόγο αυτό αρχικά θεωρήθηκε ότι θα µπορούσε να είναι ένας δέκατος πλανήτης –όπως και η Έρις στην οποία αναφερθήκαµε ήδη– ο πιο αποµακρυσµένος του ηλιακού µας συστήµατος, αφού η απόστασή της από τον Ήλιο είναι σχεδόν τριπλάσια από αυτήν του Πλούτωνα.

Η Sedna ανακαλύφθηκε το 2000 από τον Mike Brown και τους συνεργάτες του (του California Institute of Technology) µε παρατηρήσεις που έγιναν στο αστεροσκοπείο του Όρους Palomar. Η επιφανειακή της θερµοκρασία εκτιµάται σε –240 ºC. Στις Εικόνες 3.63 δίνονται τα µεγέθη της Γης, της Σελήνης, του Άρη, του Πλούτωνα και της Sedna, καθώς και οι αποστάσεις Γης, Πλούτωνα και Sedna από τον Ήλιο για σύγκριση.

Εικόνες 3.63: Μεγέθη Γης, Σελήνης και άλλων ουρανίων σωµάτων για σύγκριση

Εκτός από τη Sedna και άλλα µεγάλα ουράνια σώµατα έχουν ανακαλυφθεί στη ζώνη του Kuiper, όπως για παράδειγµα τα: Quaoar (D=1.200 Km), Ixion (2001, D=1.065 Km), Varuna (2000, D=900 Km), κ.α., (Εικόνες 3.63, δεξιά & Πίνακας 7).

126

Μοντέρνες προσοµοιώσεις (simulations) µε Η/Υ δείχνουν ότι στη διαµόρφωση της ζώνης του Kuiper έχουν συµβάλει ιδιαίτερα οι µεγάλοι πλανήτες ∆ίας και Ποσειδώνας. Έτσι, σύµφωνα µε αυτές, κατά τα αρχικά στάδια της δηµιουργίας του ηλιακού µας συστήµατος, η τροχιά του Ποσειδώνα εµφανίστηκε να «φεύγει» προς τα έξω, λόγω της αλληλεπίδρασής του µε µικρά σώµατα. Στη συνέχεια «συµµαζεύτηκε» ή έδιωξε όλα τα σώµατα που βρίσκονταν σε απόσταση µικρότερη από 40 Α.U. από τον Ήλιο, εκτός από αυτά που ήταν σε τροχιακό συντονισµό 2:3. Αυτά τα σώµατα παρέµειναν και αποτέλεσαν τα plutinos. Τα σώµατα που απαρτίζουν σήµερα τη ζώνη του Kuiper θεωρείται ότι δηµιουργήθηκαν στη θέση που βρίσκονται σήµερα, µολονότι ένα µεγάλο ποσοστό τους πιθανόν να δηµιουργήθηκαν κοντά στο ∆ία και εκδιώχθηκαν προς τις παρυφές του ηλιακού µας συστήµατος.

Ο όρος TNO που προτείνεται από αρκετούς αστρονόµους να χρησιµοποιείται για τα αντικείµενα της ζώνης του Kuiper δεν είναι συνώνυµο και αντιστοιχεί σε όλα τα ουράνια σώµατα που βρίσκονται στις παρυφές του ηλιακού µας συστήµατος και όχι µόνο στη ζώνη του Kuiper. Περιλαµβάνει δηλαδή και σώµατα του δίσκου, όπως η Έρις.

Πίνακας 7 Τα πιο µεγάλα ουράνια σώµατα της Ζώνης Kuiper

(Kuiper Belt Objects, KBOs)

Όνοµα Κωδικός Μ ∆Ι α Α.U.

Έτος Ανακ.

Πλούτων -1 2.320 39,4 1930 136.472 2005 FY9 -0,3 ~1.800 45,7 2005 136.108 2003 EL61 0,1 ~1.500 43,3 2005 Χάρων S/1978 P1 1 1.205 39,4 1978 Orcus 2004 DW 2,3 ~1.150 39,4 2004

Quaoar 2002 LM60 2,6 ~1.260 43,5 2002 Ixion 2001 KX76 3,2 400-550 39,6 2001

55.636 2002 TX300 3,3 <709 43,1 2002 55.565 2002 AW197 3,3 650-750 47,4 2002 55.637 2002 UX25 3,6 ~910 42,5 2002 Varuna 2000 WR106 3,7 450-750 43,0 2000 ---------- 2002 MS4 3,8 730? 41,8 2002 ---------- 2003 AZ84 3,9 700? 39,6 2003

3.21 Περί δέκατου µεγάλου πλανήτη στο ηλιακό µας σύστηµα

Η ύπαρξη ενός δέκατου µεγάλου πλανήτη στο ηλιακό µας σύστηµα, όταν ο Πλούτωνας εθεωρείτο ένατος, είχε απασχολήσει για πολλά χρόνια τη διεθνή αστρο- νοµική κοινότητα. Έτσι:

Στα 1846, οι ανωµαλίες της κίνησης του Ερµή αποδόθηκαν στην ύπαρξη ενός τέτοιου ουρανίου σώµατος. Ενός δέκατου πλανήτη δηλαδή, του οποίου η τροχιά ήταν πολύ κοντά στον Ήλιο και για τούτο δεν ήταν δυνατό να παρατηρηθεί: Επειδή ήταν µικρό και µη αυτόφωτο σώµα. Του δόθηκε µάλιστα το όνοµα του θεού Ήφαιστου από την Ελληνική µυθολογία, λόγω της εγγύτητάς του προς το θερµό Ήλιο µας. Λίγα χρόνια αργότερα όµως η θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν όχι µόνο δικαιολόγησε τη µετάθεση του περιηλίου του Ερµή, αλλά απετέλεσε και µια από τις πιο σηµαντικές αποδείξεις της τότε επαναστατικής αυτής νέας θεωρίας.

127

Τις τελευταίες δεκαετίες το ενδιαφέρον των ερευνητών αναζωπυρώθηκε, ιδιαίτερα µετά την ανακάλυψη µιας «άλλης ζώνης αστεροειδών» µετά τον Πλούτωνα, γνωστής ως ζώνη του Kuiper, για την οποία έγινε ήδη λόγος. Έτσι πολλοί ερευνητές θεώρησαν ότι είχαν ανακαλύψει ένα δέκατο πλανήτη, του οποίου η τροχιά ήταν πέρα από αυτήν του Πλούτωνα.

Πολλά νέα ουράνια σώµατα, περί τα 1.000, έχουν ανακαλυφθεί στη ζώνη του Kuiper. Τα µεγαλύτερα από αυτά, µε διάµετρο πάνω από 1.000 Km, ονοµάσθηκαν αρχικά πλανητοειδείς, επειδή δεν είναι ούτε πολύ µικρά και µε πολύ ανώµαλο και ακανόνιστο σχήµα όπως οι αστεροειδείς, αλλά ούτε και πολύ µεγάλα ώστε να συµπεριληφθούν στους µεγάλους πλανήτες. Επιπλέον, για κάποιους µε τροχιές παρόµοιες µε αυτήν του Πλούτωνα προτάθηκε να ονοµασθούν «Πλουτωνικοί». Όπως, όµως αναφέρθηκε ήδη, η I.A.U. τον Αύγουστο του 2006, κατά την 26η Γενική της Συνέλευση που πραγµατοποιήθηκε στην Πράγα, προτίµησε να ξανά ορίσει το τι είναι µεγάλος πλανήτης και να δηµιουργήσει την κατηγορία των νάνων πλανητών. Με τον τρόπο αυτό δόθηκε τέλος στα περί ύπαρξης ενός δέκατου πλανήτη στο ηλιακό µας σύστηµα, τουλάχιστον από πλευράς I.A.U. Εξάλλου µε τα σηµερινά δεδοµένα όχι δέκατος µεγάλος πλανήτης δεν υπάρχει στο ηλιακό µας σύστηµα, αλλά ούτε καν ένατος.

Άλλα Σώµατα του ηλιακού µας συστήµατος 3.22 Κοµήτες

3.22.1 Γενικά για τους κοµήτες

Οι κοµήτες είναι ουράνια σώµατα του ηλιακού µας συστήµατος µε τεράστιες διαστάσεις, πολύ µικρή πυκνότητα και µε λαµπρότητα που µεταβάλλεται καθώς πλησιάζουν προς τον Ήλιο.

Με τα σηµερινά δεδοµένα θεωρούµε ότι οι κοµήτες προέρχονται είτε από τη ζώνη του Kuiper ή από τις παρυφές του ηλιακού µας συστήµατος, όπου σύµφωνα µε τον επιφανή αστρονόµο Oort υπάρχει ένα νέφος από 1011 πυρήνες κοµητών. Για κάποιο λόγο, ίσως από τις επιδράσεις γειτονικών ουράνιων σωµάτων, µερικοί από τους κοµήτες κινούνται προς το ηλιακό µας σύστηµα. Και άλλοι µεν αφού διαγράψουν µια σχεδόν παραβολική τροχιά επανέρχονται στην προηγούµενη θέση τους ή χάνονται στο διάστηµα (µη περιοδικοί), άλλοι δε αλλάζουν τροχιά λόγω της ελκτικής δράσης των µεγάλων πλανητών και γίνονται περιοδικοί. Οι περισσότεροι από αυτούς τους τελευταίους ανήκουν σε ιδιαίτερες οικογένειες – όπως είναι η οικογένεια του ∆ία, του Κρόνου, του Ουρανού και του Ποσειδώνα – ανάλογα µε το ποιος πλανήτης άσκησε τη µεγαλύτερη πάρελξη και του µετέβαλε την τροχιά.

Κατά µέσο όρο ανακαλύπτονται γύρω στους 6 κοµήτες το έτος από τους οποίους οι 3 έχουν εµφανιστεί και στο παρελθόν, είναι δηλαδή περιοδικοί, (Εικόνα 3.64). Κάθε κοµήτης αναφέρεται διεθνώς µε το όνοµα εκείνου που τον ανακάλυψε. Επιπλέον σηµειώνεται το έτος της ανακάλυψης που ακολουθείται από ένα µικρό λατινικό γράµµα που δηλώνει τη σειρά ανακάλυψης µέσα στο έτος.

Οι κοµήτες φαίνονται µε τηλεσκόπιο για αρκετούς µήνες. Συνήθως δεν είναι ορατοί µε γυµνοί µάτι παρά µόνο οι πιο µεγάλοι από αυτούς.

128

Κατά τα τελευταία 20 και πλέον έτη κάποιες διαστηµικές αποστολές είχαν ως κύριο στόχο την καλύτερη µελέτη των κοµητών, όπως π.χ. το ISEE-3/ICE, τα Vega 1 &2 και άλλα.

Εικόνα 3.64: Τροχιές 3 περιοδικών κοµητών (έκκεντρες). Και οι σχεδόν κυκλικές τροχιές των µεγάλων πλανητών ∆ία, Κρόνου, Ουρανού & Ποσειδώνα

καθώς και αυτή του Πλούτωνα

3.22.2 Σχήµα, µέγεθος και µάζα των κοµητών

Οι κοµήτες, όπως παρατηρούνται µε τηλεσκόπιο αποτελούνται συνήθως από τρία κύρια µέρη: τον πυρήνα, την κόµη και την ουρά, (Σχήµατα 3.23 α & β). Ο πυρήνας είναι η κεντρική συµπύκνωση που µοιάζει µε αστέρα. Η κόµη φαίνεται σαν αραιή νεφέλη που περιβάλει τον πυρήνα του κοµήτη. Οι πυρήνες των κοµητών αποτελούνται µάλλον από ένα µίγµα από σκόνη και από µεθάνιο, αµµωνία, διοξείδιο του άνθρακα και πάγο που βρίσκονται όλα µαζί παγωµένα σε θερµοκρασία λίγων βαθµών πάνω από το απόλυτο µηδέν, όταν ο κοµήτης είναι µακριά από τον Ήλιο.

Σχήµα 3.23 α & β: Τα κύρια µέρη ενός κοµήτη & ο σχηµατισµός της ουράς του

Καθώς ο κοµήτης πλησιάζει προς τον Ήλιο θερµαίνεται, τα πιο πτητικά υλικά εξαχνώνονται, ενώ τα αέρια και η σκόνη ελευθερώνονται και σχηµατίζουν την κόµη και στη συνέχεια την ουρά του κοµήτη. Ειδικότερα η ουρά είναι αποτέλεσµα της πίεσης της ηλιακής ακτινοβολίας και του ηλιακού ανέµου που ωθούν τα αέρια της κόµης σε κατεύθυνση αντίθετη από εκείνη του Ήλιου καθώς ο κοµήτης πλησιάζει προς αυτόν. Στο Σχήµα 3.23 β φαίνεται ο σχηµατισµός της ουράς ενός κοµήτη όπως πλησιάζει στο περιήλιο της τροχιάς του. ∆ιακρίνονται επίσης τα δύο βασικά είδη ουρών (από αέρια & σκόνη) και η διαφοροποίηση στη µορφή τους.

129

Οι µικροί κοµήτες συχνά δεν έχουν ουρά, ενώ αντίθετα µερικοί µεγάλοι αναπτύσσουν «πώγωνα», (Εικόνα 3.65). Τέλος υπάρχουν και κοµήτες που παρουσιάζουν ιδιοµορφίες στη δοµή τους, όπως εξογκώµατα κόµης, πολλές ουρές κλπ.

Εικόνα 3.65: Ο κοµήτης Arend-Roland

Αν και οι πυρήνες των κοµητών έχουν πολύ µικρές διαστάσεις –µε διαµέτρους το πολύ 3.000 Km – ολόκληροι οι κοµήτες είναι σώµατα τεράστια. Σε πολλούς από αυτούς η κεφαλή και το µήκος της ουράς ξεπερνάει τα 100x106 Km. Έτσι και ο συνολικός όγκος που καταλαµβάνουν είναι τεράστιος, εκατοµµύρια φορές πιο µεγάλος από τον όγκο της Γης. Παρά το τεράστιο µέγεθος των κοµητών η µάζα τους, που υπολογίζεται από τις παρέλξεις που ασκούν στις τροχιές των πλανητών και των δορυφόρων τους, είναι συνήθως πολύ µικρή. Ένας µεσαίου µεγέθους κοµήτης π.χ. έχει µάζα της τάξης του εκατοµµυριοστού της µάζας της Γης. Το γεγονός αυτό σε συνδυασµό µε τον τεράστιο όγκο που καταλαµβάνουν στον ουρανό οδηγεί σε πολύ µικρές πυκνότητες, χιλιάδες φορές πιο µικρές από εκείνη του ατµοσφαιρικού αέρα. Οι ουρές είναι ακόµα πιο αραιές, ώστε να διακρίνονται αρκετοί αστέρες πίσω τους, (Εικόνες 3.66 & 3.67).

Εικόνες 3.66 & 3.67: Φωτογραφίες κοµητών µε διαφορετικές ουρές.

Σε κάθε διέλευση ενός κοµήτη από το περιήλιο της τροχιάς του διασκορπίζεται περίπου το 1/200 της µάζας του κατά µήκος της τροχιάς του µέσω της ουράς του. Έτσι υπολογίζεται ότι οι κοµήτες αποβάλλουν 109 τόνους σκόνης περίπου στο ηλιακό µας σύστηµα. 3.22.3 Στοιχεία τροχιάς ενός κοµήτη

Εάν ο κοµήτης είναι περιοδικός οπότε περιφέρεται σε ελλειπτική τροχιά περί τον Ήλιο – συνήθως µε µεγάλη εκκεντρότητα – τα στοιχεία της τροχιάς του είναι όµοια µε αυτά ενός πλανήτη.

Ως παράδειγµα αναφέρουµε τα στοιχεία της τροχιάς του κοµήτη του Halley: Μεγάλος ηµιάξονας της τροχιάς του: 17,8 A.U. (απόσταση αφηλίου: 35,1 A.U. & απόσταση περιηλίου: 0,586 A.U.)

130

Εκκεντρότητα: 0,967 Κλίση (επιπέδου τροχιάς ως προς Εκλειπτική): 162,3º Τροχιακή Περίοδος: 75,3 έτη

Γνωστοί είναι περί τους 500 περιοδικούς κοµήτες, αλλά µόνο 60 έχουν περίοδο µικρότερη από 100 έτη. Αυτοί θεωρείται ότι προέρχονται από τη ζώνη του Kuiper. Το αφήλιο των πιο πολλών από αυτούς (γύρω στους 40) είναι κοντά στην τροχιά του ∆ία, δηλαδή σε απόσταση περί τις 5 Α.U. από τον Ήλιο. Έτσι πιθανολογείται ότι κατά την αρχική τους προσέγγιση προς τον Ήλιο αναγκάσθηκαν να αλλάξουν τροχιά, παρελκόµενοι από το ισχυρό βαρυτικό πεδίο του ∆ία. Οι περίοδοι τους είναι µεταξύ 5 και 9 έτη και τη µικρότερη, 3,3 έτη, την έχει ο κοµήτης του Encke. Η προέλευση των κοµητών µε πολύ µεγάλη περίοδο, µεγαλύτερη από 150-200 έτη, θεωρείται ότι είναι το νέφος του Oort.

Στην περίπτωση µη περιοδικού κοµήτη, οπότε αυτός διαγράφει παραβολική τροχιά, επειδή τότε έχουµε e=1 για να καθοριστεί η τροχιά του στον χώρο και η θέση του πάνω σ’ αυτήν σε µια δεδοµένη στιγµή θα πρέπει να γνωρίζουµε τα εξής πέντε στοιχεία: α) το µήκος Ω του αναβιβάζοντα συνδέσµου της τροχιάς του β) την κλίση i του τροχιακού του επιπέδου ως προς το επίπεδο της εκλειπτικής γ) το µήκος π που περιηλίου του δ) την απόσταση q του περιηλίου του κοµήτη από τον Ήλιο και ε) τον χρόνο to της διάβασής του από το περιήλιο της τροχιάς του. 3.22.4 Ονοµαστοί Κοµήτες

Αρκετοί κοµήτες έγιναν ονοµαστοί για το τεράστιο µέγεθός τους ή διάφορες ιδιοµορφίες τους. Μερικοί από τους ονοµαστούς κοµήτες είναι:

α) Ο κοµήτης του Halley που ανήκει στην οικογένεια του Κρόνου και ήταν ο πρώτος για τον οποίο διαπιστώθηκε η περιοδικότητά του. Αυτό συνέβη όταν ο Άγγλος αστρονόµος Halley υπολόγισε την τροχιά του λαµπρού κοµήτη του 1682 και διαπίστωσε ότι την ίδια τροχιά είχαν ακολουθήσει οι κοµήτες του 1607 και 1531. Έτσι υπέθεσε ότι πρόκειται για τον ίδιο κοµήτη που επανέρχεται κοντά στον Ήλιο κάθε 76 χρόνια περίπου. Το 1910 η Γη «πέρασε µέσα από την ουρά» του κοµήτη του Halley, γεγονός που προκάλεσε πανικό σε ολόκληρο τον κόσµο παρά τις καθησυχαστικές απόψεις των αστρονόµων. Ο κοµήτης του Halley είναι ο πρώτος που παρατηρήθηκε από κοντά µε τη βοήθεια διαστηµόπλοιων κατά την διάβαση από το περιήλιο της τροχιάς του στις αρχές του 1986. Πράγµατι η τελευταία διέλευση του κοµήτη του Halley έγινε το 1986 (Εικόνα 3.68) και η επόµενη αναµένεται το 2061.

Εικόνα 3.68: Ο κοµήτης του Halley, Εικόνα 3.69 όπως ήταν κατά τη διάβασή του το 1986.

131

Φαίνεται πως ο κοµήτης του Halley είχε παρατηρηθεί από πολύ παλιά, από το 164 π.Χ., σύµφωνα µε µια Βαβυλωνιακή καταγραφή, (Εικόνα 3.69). Πολλοί δε θεωρούν ότι υπάρχουν αρκετές καταγραφές για τις εµφανίσεις του µετά το 240 π.Χ. ή ακόµη και από το 467 π.Χ.!

β) Ο κοµήτης του Biela έγινε γνωστός όχι για το µέγεθος και τη λαµπρότητά του αλλά για την εξέλιξη που παρουσίασε: Ανακαλύφθηκε το 1826 και από τη µελέτη της τροχιάς του φάνηκε ότι πρόκειται για περιοδικό κοµήτη, µε περίοδο 6,6 έτη, που είχε παρατηρηθεί επανειληµµένα και στο παρελθόν. Μετά το 1826 ξαναπαρατηρήθηκε το 1832, δεν παρατηρήθηκε το 1839, ενώ κατά την επόµενη διάβασή του το 1945-46 χωρίστηκε σε δύο κοµµάτια.

Εικόνα 3.70: Τα δύο τµήµατα του κοµήτη του Biela όπως τα ζωγράφισε ο Otto Struve(Pulkovo)

Στην επόµενη προσέγγισή του, το 1852, παρατηρήθηκαν και τα δύο µέλη του κοµήτη του Biela αλλά η µεταξύ τους απόσταση ήταν µεγαλύτερη από 2.000.000Km! Κατά τις επόµενες διαβάσεις του άλλοτε παρατηρήθηκε και άλλοτε όχι. Τέλος, στις 27 Νοεµβρίου 1872, αντί για τον κοµήτη οι αστρονόµοι παρατήρησαν µια εντυπωσιακή βροχή διαττόντων που πιστεύεται ότι προέρχονταν από τη διάλυση του κοµήτη του Biela. Ακόµη και σήµερα υπάρχουν υπολείµµατά του που εξακολουθούν να δίνουν βροχή διαττόντων που είναι γνωστοί ως Βιελίδες ή Ανδροµεδίδες.

γ) Ο Κοµήτης του Encke. Ανακαλύφθηκε το 1786 και όπως αναφέραµε ήδη είναι περιοδικός µε τη µικρότερη περίοδο, 3,3 έτη περίπου. Είναι από τους αµυδρούς κοµήτες και δύσκολα παρατηρείται µε γυµνό µάτι. Έγινε γνωστός από τις µεταβολές που παρουσιάζει στην περίοδό του. Πράγµατι παρατηρήθηκε ότι η περίοδος του ελαττώνεται περί τις 2,5 ώρες σε κάθε του περιφορά.

Εικόνα 3.71: Ο κοµήτης του Encke

δ) Ο κοµήτης Ikeya-Seki. Ανακαλύφθηκε το Σεπτέµβριο του 1965 και µε ταχύτητα 500 Km/s πέρασε από απόσταση 450.000 Km από τον Ήλιο. Οπότε ο πυρήνας του διασπάσθηκε σε δύο (πιθανόν και 3) τµήµατα.

ε) Ο πιο διάσηµος από τους κοµήτες των τελευταίων ετών µπορεί να θεωρηθεί ο κοµήτης Scoemaker-Levy 9. Ο κοµήτης αυτός, που ανακαλύφθηκε στις 25/3/1993 από το γνωστό αστρονόµο, κυνηγό κοµητών, Ευγένιο Scoemaker και τον ερασιτέχνη αστρονόµο Levy, είχε ήδη διασπασθεί σε τουλάχιστον 21 ξεχωριστά τµήµατα, πριν από την ανακάλυψή του.

132

Σήµερα γνωρίζουµε ότι ο κοµήτης Scoemaker-Levy 9 περιφέρονταν γύρω από το ∆ία για περισσότερο από 100 χρόνια. Και διαλύθηκε όταν σε κάποια περιφορά του τον πλησίασε πάρα πολύ, (σε απόσταση µικρότερη από το 1/3 της ακτίνας του ∆ία, RJ). Το πιο εντυπωσιακό είναι ότι τα «θραύσµατα» του κοµήτη, µερικά από τα οποία είχαν διαµέτρους µέχρι και 4 Km, προσέκρουσαν στον τεράστιο αεριώδη πλανήτη προσφέροντας ένα ανεπανάληπτο θέαµα στους αστρονόµους.

Εικόνες 3.72 & 3.73: Mοντάζ του ∆ία και των θραυσµάτων του κοµήτη S-L 9 (αριστερά) Πτώση ενός θραύσµατος του κοµήτη S-L 9 στο ∆ία (δεξιά)

Εικ. 3.74: Τα θραύσµατα του S-L9

Εικ. 3.75: Τα σηµεία πτώσης των θραυσµάτων του S-L9

3.22.5 Αποστολές για Μελέτη Κοµητών

Από το 1985 και µετά η µελέτη των κοµητών γίνεται και µε διαστηµικές αποστολές. Η πρώτη αποστολή ήταν η ISEE-3/ICE, η οποία µελέτησε τον κοµήτη Giacobini - Zinner το 1985 και αυτόν του Halley κατά τη διάβασή του το 1986. Ειδικά για τη µελέτη του κοµήτη του Halley εκτός από την ISEE-3/ICE είχαν σχεδιασθεί και οι αποστολές:

• Vega 1 & 2, (από τη Σοβιετική Ένωση, USSR Venus & Comet Mission) • Giotto (από την Ευρωπαϊκή ∆ιαστηµική Επιτροπή, ESA) • Sakigake & Suisei ( από την Ιαπωνία)

Οι δύο τελευταίες ήταν οι πρώτες αποστολές των αντιστοίχων χωρών στο µακρινό διάστηµα, ενώ η αποστολή Giotto της ESA µελέτησε και τον κοµήτη Gigg-Skjellerup το 1992. Άλλες αποστολές και παρόµοιες µελέτες έγιναν από τα:

• STARDUST, κοµήτης Wild-2 (2004) • Deep Space 1 (DS1), • Deep Impact, κοµήτης Tempel 1 (2005) • CONTOUR (Comet Nucleus Tour)

133

Επιπλέον τα διαστηµόπλοια Ulysses και Galileo έδωσαν στοιχεία για κοµήτες που πέρασαν σχετικά κοντά τους. Όπως π.χ. για τον κοµήτη Shoemaker-Levy-9 (1994) και την πτώση των θραυσµάτων του πάνω στον πλανήτη ∆ία πήρε θαυµάσιες εικόνες ο δορυφόρος Γαλιλαίος που ήταν τότε στην περιοχή αυτή. 3.23 Μετέωρα

3.23.1 Γενικά περί µετεώρων

Τα µικρά στερεά σώµατα που περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο ονοµάζονται µετέωρα και το σύνολό τους αποτελεί τη µετεωρική ύλη που είναι διασπαρµένη στον µεσοπλανητικό χώρο. Τα σώµατα αυτά, που προέρχονται κυρίως από την από-σύνθεση πυρήνων κοµητών, έχουν µάζες από κόκκους σκόνης µέχρι λίγα κιλά συνήθως ενώ οι ταχύτητές τους είναι της τάξης των δεκάδων Km/sec. Εάν κατά την κίνησή τους στο διάστηµα, κάποιο µετέωρο συναντήσει τη Γη, µπαίνει στην ατµόσφαιρά της και µε την τριβή αναπτύσσεται υψηλή θερµοκρασία που προκαλεί την καύση του, ενώ ιονίζεται ο ατµοσφαιρικός αέρας κατά µήκος της διαδροµής του µε αποτέλεσµα την παραγωγή φωτός και ραδιοσηµάτων. Η µελέτη των µετέωρων (οπτική ή µε ραντάρ) έδειξε ότι συνήθως εµφανίζονται σε ύψος 120 Km περίπου και αφού διατρέξουν διάστηµα (60-80) Km εξαφανίζονται. ∆ιακρίνεται τότε ένα «αστρικό σώµα», γνωστό ως διάττων αστέρας, να διαγράφει µια φωτεινή τροχιά µέσα σε (2-3)sec το πολύ και µετά να εξαφανίζεται. Αν το µετέωρο είναι µεγαλύτερο µπορεί να ακολουθήσει έκρηξη και τα µέρη του να διασκορπιστούν. Στη περίπτωση αυτή λέµε ότι ήταν βολίδα. Τέλος αν το µετέωρο είναι πολύ µεγάλο είναι δυνατό να µην «καεί» ολόκληρο στην ατµόσφαιρα και το υπόλειµµά του, γνωστό ως µετεωρίτης, να πέσει στην επιφάνεια της Γης. Η πτώση µετεωρίτη µπορεί να ανοίξει κρατήρα (Εικόνα 3.76) και να προκαλέσει καταστροφές στην περιοχή που πέφτει, ανάλογα µε τη µάζα και την ταχύτητά του.

Εικόνα 3.76: Ο µετεωρικός κρατήρας της Αριζόνα

Περισσότερα στοιχεία για τους µετεωρίτες δίνονται σε άλλη παράγραφο, επειδή είναι τα πρώτα εξωγήινα αντικείµενα που µελετήθηκαν στα Εργαστήρια.

Ένας εξασκηµένος παρατηρητής µπορεί να µετρήσει περί τους 10 διάττοντες ανά ώρα, αλλά παρατηρήσεις µε ραντάρ έδειξαν ότι σε ολόκληρη τη Γη πέφτουν περισσότεροι από 10.000.000 κάθε µέρα. Ενώ από τους τεχνητούς δορυφόρους βρέθηκε ότι η συνολική µάζα των µετεώρων που προσκρούουν στη Γη σε ένα 24ωρο είναι 2 µε 3.000 τόνοι.

Αν και οι τροχιές των περισσότερων µετέωρων έχουν τυχαίες διευθύνσεις, υπάρχουν και περιπτώσεις που φαίνονται ότι προέρχονται από µια ορισµένη περιοχή του ουρανού γνωστή ως ακτινοβόλο σηµείο. Από το ακτινοβόλο, που έχει διάµετρο ~2º, φαίνεται σε ορισµένα χρονικά διαστήµατα να προέρχονται πολλοί διάττοντες µαζί. Αυτοί αποτελούν την βροχή διαττόντων, (Εικόνα 3.77). Οι διάττοντες της κάθε

134

βροχής παίρνουν το όνοµά τους από τον αστερισµό στον οποίο βρίσκεται το αντίστοιχο ακτινοβόλο. Έτσι έχουµε τους: Περσίδες, Ωριωνίδες κ.λ.π. Έχει αποδειχθεί ότι οι διάττοντες µιας βροχής ανήκουν σε ένα µετεωρικό σµήνος, δηλ. σε ένα ρεύµα από µετεωρίτες που περιφέρονται σε τροχιά γύρω από τον Ήλιο. Όταν η Γη συναντηθεί µε ένα τέτοιο σµήνος παρατηρείται βροχή διαττόντων. Τα µετεωρικά σµήνη προέρχονται κατά πάσα πιθανότητα από κοµήτες που διαλύθηκαν. Γι’ αυτό οι διάττοντες του ίδιου σµήνους έχουν τα ίδια χαρακτηριστικά. Πράγµατι η τροχιά του µετεωρικού σµήνους που προκαλεί τους Περσίδες, (Σχήµα 3.24), συµπίπτει µε τα στοιχεία της τροχιάς του Κοµήτη του Τέµπελ του 1866. Όµοια οι Ανδροµεδίδες προέρχονται από την διάλυση του Κοµήτη του Biela.

Εικόνα 3.77: Βροχή διαττόντων αστέρων Σχήµα 3.24: Το µετεωρικό σµήνος των Περσίδων

3.23.2 Μετεωρίτες

Μετεωρίτης ονοµάζεται το αποµεινάρι ενός µετεώρου που φθάνει στη Γη, όπως ήδη αναφέρθηκε. Με τα σύγχρονα µέσα ανίχνευσης είναι δυνατός όχι µόνο ο υπολογισµός της τροχιάς ενός µετεώρου, αλλά και το σηµείο πτώσης ενός µετεωρίτη. Ο πρώτος τέτοιος επιτυχής προσδιορισµός έγινε το 1970, όταν έξη ηµέρες µετά την πτώση του βρέθηκε κοντά στην Οκλαχόµα (Η.Π.Α.) ένας µικρός µετεωρίτης βάρους 10 Kgr. Οι µετεωρίτες ταξινοµούνται σε 3 βασικές οµάδες:

• Σιδήρου • Πετρώδεις • Πετρώδεις-Σιδήρου

Οι µετεωρίτες σιδήρου έχουν αξιοπρόσεκτη κρυσταλλική δοµή και αποτελούνται κυρίως από σίδηρο, εξ ου και το όνοµά τους. Πράγµατι η περιεκτικότητά τους σε σίδηρο είναι κατά µέσο όρο κοντά στο 90% και ακολουθεί το νικέλιο µε 8%, ενώ µόλις ένα 2% είναι τα άλλα στοιχεία τους. Οι πετρώδεις µοιάζουν µε τα πετρώµατα που αποτελούν τον στερεό φλοιό της Γης και περιέχουν περί το 36% Ο, 24% Fe, 18% Si, 14% Mg και λοιπά στοιχεία. Επιπλέον οι πετρώδεις µετεωρίτες χωρίζονται σε δύο υποκατηγορίες: χονδρίτες και αχονδρίτες. Οι πρώτοι περιέχουν κάποια χαρακτηριστικά σφαιρίδια, τα οποία έχουν χηµική σύσταση περίπου ίδια µε αυτήν του Ήλιου και φαίνεται ότι σχηµατίσθηκαν κατά τα αρχικά στάδια δηµιουργίας του ηλιακού µας συστήµατος. Οι αχονδρίτες δεν έχουν σφαιρίδια.

135

Τέλος οι πετρώδεις-σιδήρου αποτελούνται από σίδηρο και πετρώµατα σε ίσες ποσότητες. Ενώ υπάρχει µία ειδική κατηγορία µετεωριτών, οι τικτίτες. Οι πιο πολλοί από τους µετεωρίτες που έχουν βρεθεί στη Γη ανήκουν στην οµάδα σιδήρου. Ίσως αυτό να οφείλεται στο γεγονός ότι πιθανόν πολλοί από τους πετρώδεις να έχουν διαλυθεί µε την πάροδο των χιλιάδων ετών που πέρασαν από την πτώση τους. Τεράστιοι µετεωρίτες µε βάρος πολλών τόνων έχουν πέσει στη Γη. Αυτοί κατά την πτώση τους δηµιούργησαν κρατήρες, µετεωρικοί κρατήρες. Ο πιο γνωστός τέτοιος κρατήρας είναι αυτός της Αριζόνα µε διάµετρο 1.250m και βάθος 175m. Στη περιοχή του µετεωρικού κρατήρα της Αριζόνα βρέθηκαν πάρα πολλοί µικροί µετεωρίτες σιδήρου βάρους 30 περίπου τόνων. Αλλά ο κύριος µετεωρίτης που δηµιούργησε τον κρατήρα και που το βάρος του υπολογίζεται σε 10.000 τόνους δεν βρέθηκε.

∆ύο µεγάλοι µετεωρίτες έπεσαν στη Σιβηρία το 1908 και το 1947. Ο πρώτος, του οποίου η µάζα υπολογίσθηκε σε 4.000 τόνους, έπεσε στις 30 Ιουνίου του 1908. Προκάλεσε µεγάλες καταστροφές στα δάση της περιοχής που έπεσε και φαίνεται ότι είχε διασπασθεί µιας και κατά την πτώση του δηµιούργησε τουλάχιστον 10 κρατήρες. Ο άλλος µε αρχική µάζα περί τους 90 τόνους, έπεσε στις 12 Φεβρουαρίου του 1947 κοντά στο Βλαδιβοστόκ. Ήταν µετεωρίτης σιδήρου –όπως προκύπτει από τα κοµµάτια του που µαζεύτηκαν από την περιοχή πτώσης του– και τα οποία ήταν περί τους 23 τόνους. Τέλος σηµειώνεται ότι για τις καταστροφές που αναφέραµε πιο πάνω, κάποιοι ερευνητές έχουν προτείνει άλλες ερµηνείες εκτός από την πτώση τεράστιων µετεωριτών. (Κάποιοι π.χ. αναφέρονται σε Α.Τ.Ι.Α.). 3.24 Μεσοπλανητική Ύλη

3.24.1 Γενικά

Ο χώρος µεταξύ των πλανητών δεν είναι κενός, αλλά πλήρης από στερεά σωµάτια, λεπτότατη σκόνη και αέρια κυρίως υπό µορφή υποατοµικών σωµατίων. Τα στερεά σωµάτια και η σκόνη προέρχονται κυρίως από την διάλυση κοµητών ή αποτελούν υπολείµµατα του αρχικού νεφελώµατος από το οποίο δηµιουργήθηκε το ηλιακό µας σύστηµα. Με διάφορες µεθόδους και κυρίως µε άµεσες µετρήσεις από τα διαστηµόπλοια διαπιστώθηκε ότι η πυκνότητα των σωµατίων είναι µεγαλύτερη στην περιοχή µεταξύ Γης και Άρη, ενώ η πυκνότητα των υποατοµικών σωµατίων είναι µεγαλύτερη κοντά στον Ήλιο γιατί η περιοχή αυτή τροφοδοτείται συνεχώς από τον ηλιακό άνεµο. Υπολογίζεται ότι η πυκνότητα της σκόνης στην περιοχή της Γης είναι 1 σωµ./8 Km3 και του αερίου (1-2) σωµ./cm3. Οι διαστάσεις των κόκκων της σκόνης είναι της τάξης του 1 µ ενώ των µεγαλύτερων σωµατίων των (3-4) µ.

Η παρουσία της µεσοπλανητικής ύλης γίνεται αντιληπτή από την εµφάνιση του ζωδιακού και του αντιζωδιακού φωτός. Πράγµατι το ηλιακό φως υφιστάµενο σκέδαση µε τη µεσοπλανητική σκόνη σχηµατίζει το ζωδιακό και το αντιζωδιακό φως.

Ζωδιακό φως είναι µια φωτεινή τριγωνική περιοχή που το πλάτος της βάσης της κυµαίνεται από 20º έως 30º και η κορυφή της απέχει 90º από τον Ήλιο. Είναι ορατό όταν η εκλειπτική σχηµατίζει µεγάλη γωνία µε τον ορίζοντα. Έτσι, σε µέσα βόρεια

136

γεωγραφικά πλάτη, εµφανίζεται την άνοιξη πάνω από το δυτικό ορίζοντα µετά το λυκόφως, ενώ το φθινόπωρο στον ανατολικό ορίζοντα πριν την ανατολή του Ήλιου. Στις τροπικές χώρες είναι ορατό όλο το έτος (µετά τη δύση και πριν την ανατολή του Ήλιου).

Εικόνα 3.78

Αντιζωδιακό φως είναι µια φωτεινή περιοχή του ουρανού (20ºx10º περίπου κατά µήκος και πλάτος της εκλειπτικής, αντίστοιχα) και σε γωνιώδη απόσταση 180º από τον Ήλιο. Είναι πολύ πιθανό ότι προέρχεται από τη σκέδαση του ηλιακού φωτός σε σωµάτια µεσοπλανητικής ύλης που συγκεντρώνονται στη γραµµή που συνδέει τον Ήλιο και τη Γη και σε απόσταση 1.6x106 Km αντίθετα από τον Ήλιο, (σηµείο ισορροπίας του Lagrange στο πρόβληµα των τριών σωµάτων). Λόγω της θέσης του το αντιζωδιακό φως είναι γνωστό και ως αντίφως.