El sistema solar

Visibilitat dels cossos del sistema solar des de la Terra

El Sol és l’estrella del sistema solar al voltant de la qual orbiten la Terra i la resta de planetes. El sistema solar comprèn també cossos menors, com ara asteroides, cometes i planetoides. A la imatge, el planeta Mart.

Fototeca.cat

La visibilitat global des de la Terra dels cossos que integren el sistema solar (planetes, satèl·lits, cometes, planetes nans, asteroides, el Sol, la Lluna, etc.) depèn, bàsicament, de factors astronòmics, com ara la posició relativa entre l’objecte, la Terra i el Sol, o la seva distància a la Terra. A més, l’atmosfera terrestre és un factor limitant molt important en l’observació de qualsevol objecte astronòmic, sobretot a longituds d’ona visibles: d’una banda, la brillantor del cel diürn impedeix la visió d’objectes febles; de l’altra, la imatge dels objectes astronòmics queda profundament degradada per l’efecte que té sobre la llum la turbulència atmosfèrica, un fenomen que engloba molts efectes diferents, que degraden la qualitat de les imatges astronòmiques. Aquesta degradació es tradueix en la limitació de la capacitat que té qualsevol telescopi per a observar detalls petits en els cossos del sistema solar i objectes molt febles. La resolució, o poder separador, d’un telescopi, que és la capacitat teòrica de distingir dos detalls iguals i contrastats al cel, augmenta de manera proporcional al diàmetre de l’objectiu del telescopi, però la turbulència atmosfèrica la limita molt, especialment en els instruments amb objectius més grans. Els núvols també dificulten l’observació astronòmica; quan hi són, impedeixen la visió del cel i limiten el temps útil d’observació des de la majoria de llocs del món; per això la tria de la ubicació dels observatoris és un assumpte primordial per a garantir l’eficiència dels treballs. Les condicions d’observació d’un objecte del sistema solar també depenen de les seves característiques físiques, com ara la presència d’atmosfera i la reflectivitat, entre d’altres.

La volta celeste

L’horitzó és un pla tangent al punt de la Terra des d’on s’observa, de manera que talla la volta celeste en dos hemisferis. Això explica per què des de qualsevol punt es veuen unes estrelles i d’altres, no. Un observador que es trobi al punt 1, veurà les estrelles que estiguin per sobre del seu horitzó, és a dir, la A i la B, però no la C, mentre que un observador que sigui al punt 2 veurà les estrelles B i C però no la A; cap dels dos veurà l’estrella D.

A partir de fonts diverses.

L’observació de cossos des de la Terra pot resultar enganyosa. La sensació que el cel és una volta i que els astres es troben situats sobre aquesta és tan forta, que la humanitat ho ha cregut així durant molts segles fins que el desenvolupament científic ha permès mesurar les distàncies que separen la Terra dels cossos celestes. Un observador sobre la superfície de la Terra no té cap percepció directa de les distàncies dels astres: aquests apareixen com si fossin fixos sobre la volta o esfera celeste, una esfera sobre la qual es troba projectat el cel, limitada pel cercle de l’horitzó, i de la qual l’observador té la il·lusió de ser-hi al centre. Per establir la posició d’un astre en el cel, els astrònoms l’imaginen projectat sobre aquesta esfera. No importa quina sigui la dimensió d’aquesta esfera imaginària perquè es pot considerar immensament gran comparada amb les distàncies terrestres. Això es pot expressar dient que l’esfera celeste té un radi infinit. L’esfera celeste és una il·lusió òptica, però és una eina molt pràctica per a l’astronomia de posició.

A causa de la grandària infinita de l’esfera celeste, és el mateix trobar-se sobre la superfície de la Terra que al centre. Per això, des d’un lloc sense obstacles que bloquegin la visió, sempre es veu la meitat de l’esfera celeste. El cercle que limita aquest hemisferi (la meitat de l’esfera visible) s’anomena horitzó astronòmic. Es pot comprovar que l’horitzó astronòmic és el cercle tallat sobre l’esfera celeste pel pla tangent a la Terra, situat en el lloc on es trobi l’observador. Com que el diàmetre de la volta del cel és infinit, aquest pla es pot substituir per un altre de paral·lel que passés pel centre de la Terra. Col·loquialment, la línia que en camp obert sembla que separa el cel de la terra (o del mar) s’anomena horitzó.

El període orbital és el temps que tarda un planeta a completar la seva òrbita al voltant del Sol, i el període sinòdic és el temps que tarda a tornar a aparèixer en el mateix punt del cel respecte al Sol.

A partir de fonts diverses

Hi ha altres punts importants a l’esfera celeste en relació amb l’observador. El zenit és el punt que es troba exactament sobre el cap de l’observador i es pot imaginar com el punt que se situaria seguint la direcció d’una plomada vertical. Com que l’horitzó és un pla tangent al punt d’observació, és a dir, perpendicular a un observador que estigui dret, el zenit es troba en un eix que forma un angle de 90º amb l’horitzó. El punt de l’esfera celeste oposat al zenit, i que es troba just sota els peus de l’observador, s’anomena nadir.

L’eix del món és l’eix imaginari al voltant del qual sembla que giren totes les estrelles; aquesta línia imaginària coincideix amb una també imaginària prolongació de l’eix de rotació de la Terra que travessés la volta celeste. Perpendicular a l’eix del món, que uneix els pols nord i sud de la volta celeste, se situa l’equador celeste, que és la projecció de l’equador terrestre sobre la volta; per tant, divideix l’esfera celeste en dues meitats iguals. La visibilitat de l’equador celeste des de la superfície de la Terra depèn de la latitud a la qual es troba l’observador. Per a un observador situat sobre l’equador de la Terra (latitud 0º) l’equador celeste passa pel seu zenit i el seu nadir i fa un angle de 90º amb el seu horitzó. Per a un observador situat al pol nord (latitud 90º) l’equador celeste és perpendicular a l’eix que passa pel seu zenit i el seu nadir i coincideix amb el seu horitzó. Per a un observador situat a una latitud intermèdia, l’angle entre el seu horitzó i l’equador celeste és igual a la colatitud a la qual es troba.

Pel que fa a la visibilitat d’objectes del sistema solar des de la Terra, és determinant la grandària aparent, que es pot definir com el diàmetre angular que presenta un objecte astronòmic al cel (per exemple, la distància aparent entre qualsevol punt de l’horitzó i el zenit és de 90º); és a dir, es tracta d’una mida percebuda per un observador a la Terra, i com que se situa a la volta celeste, es mesura en unitats angulars i no en unitats lineals. El Sol i la Lluna són els objectes del sistema solar que presenten una major grandària aparent des de la Terra.

Els moviments de la Terra

El zenit (Z) és un punt de la volta celeste situat sobre el cap de l’observador (O). El nadir (N) és el punt situat als antípodes celestes. Com que la volta del cel és infinita en comparació amb la Terra (1), aquesta es pot reduir a un punt, de manera que el pla de l’horitzó és substituït per un pla paral·lel que passa pel centre de la Terra; o, en la representació, pel centre de la volta (2). Per efecte de la rotació de la Terra, al llarg d’un dia els astres apareixen sobre l’horitzó, s’aixequen fins a assolir la culminació i comencen a baixar cap a l’ocàs, a l’oest geogràfic.

A partir de l’autor i fonts diverses.

La Terra gira al voltant del seu eix en un període de 23 h, 56 min i 4 s. Aquest moviment és el responsable que l’orto del Sol es trobi a l’est i l’ocàs, a l’oest. L’eix de rotació de la Terra, però, no és perpendicular al pla de l’òrbita, sinó que és inclinat amb un angle entre el pla i l’equador terrestre de 23,44º.

La Terra també gira al voltant del Sol en un període de 362,25 dies o any sideri. Les lleis que governen el moviment de la Terra al voltant del Sol ens demostren que l’òrbita de la Terra és completament plana i conté el Sol. El pla orbital terrestre s’anomena pla de l’eclíptica. En el seu moviment de translació, la terra descriu una òrbita el·líptica al voltant del Sol. L’afeli (màxim allunyament) es produeix al mes de juliol i el periheli (màxim acostament), al començament de gener. El camí aparent del Sol al voltant de la Terra també s’anomena eclíptica i manté amb l’equador celeste el mateix angle que formen l’òrbita i l’equador terrestres; aquest angle es denomina obliqüitat de l’eclíptica, i és el que provoca la successió d’estacions. Si l’eix de rotació fos perpendicular a l’òrbita, la incidència dels raigs de Sol seria uniforme al llarg de l’any: als pols no incidirien mai, a l’equador sempre caurien perpendiculars i a latituds intermèdies arribarien amb un angle intermedi depenent de la colatitud del lloc tot l’any i hi hauria una primavera permanent. La inclinació de l’eix de rotació de la Terra sobre el pla de l’eclíptica fa canviar la inclinació de la incidència dels raigs solars, i fa variar la quantitat d’energia solar dipositada a la Terra, els oceans i l’atmosfera, que produeixen les variacions climàtiques estacionals.

Les estrelles fixes vistes des de diferents punts de la Terra

Per a un observador situat al pol nord tots els astres que veu segueixen trajectòries paral·leles al seu horitzó, que coincideix amb l’equador celeste; això fa que totes les estrelles de l’hemisferi nord siguin circumpolars (A) i que no pugui veure mai els astres situats a l’hemisferi sud celeste (B) (a dalt). Per a un observador situat a l’equador, l’equador celeste és perpendicular a l’horitzó i la trajectòria dels astres també és perpendicular al seu horitzó, de manera que pot veure les estrelles dels dos hemisferis (al mig). Per a un observador situat en una latitud intermèdia, els astres segueixen trajectòries planes inclinades respecte del pla de l’horitzó (a baix).

A partir de l’autor i fonts diverses

A causa de la rotació terrestre, a un observador li sembla que la volta celeste gira al voltant d’un eix, que coincideix amb l’eix del món, i que les estrelles segueixen trajectòries circulars i paral·leles a l’equador celeste d’est a oest. Aquest moviment aparent de les estrelles fixes s’anomena moviment diürn. A més, s’observa que la posició d’unes estrelles respecte de les altres és invariable, per això es parla d’estrelles fixes i que els punts per on surten i es ponen a l’horitzó local són fixos.

La conseqüència d’aquesta percepció és que la visió que es té des de diferents punts de la Terra no és la mateixa; és a dir, que la visió de la volta celeste depèn de la latitud a la qual es trobi l’observador, ja que això determina la inclinació de l’eix del món. Així, al pol nord la latitud del punt d’observació és de 90º, i l’eix del món està elevat 90º sobre l’horitzó; les estrelles que són visibles es mouen en cercles paral·lels a l’horitzó i no es ponen mai. Si no fos per la llum del Sol es veurien sempre. En el cas de l’equador, la inclinació de l’eix del món és de 0º, i totes les estrelles segueixen trajectòries perpendiculars a l’horitzó. Les estrelles que des d’una regió determinada de la Terra no s’amaguen mai sota l’horitzó s’anomenen estrelles circumpolars; als pols, totes les estrelles visibles al cel són circumpolars, mentre que a l’equador no n’hi ha. A latituds terrestres intermèdies, serà la combinació de la latitud de l’observador i la distància de la estrella a l’equador celeste allò que determini si una estrella és circumpolar o no.

Els astres amb moviment propi

És fàcil observar que el Sol, la Lluna i els planetes varien les seves posicions relatives entre ells i amb les estrelles fixes, i que també va canviant la posició del seu orto i el seu ocàs sobre l’horitzó local de l’observador.

Aquest moviment aparent d’un astre, que és causat per la variació de posició relativa de les estrelles fixes, es diu moviment propi. Per a poder descriure la trajectòria aparent d’aquests cossos, s’han de tenir en compte simultàniament tots dos moviments, el diürn i el propi.

El Sol vist des de la Terra

De mitjana, el Sol es troba a una distància de la Terra que es defineix com la unitat astronòmica (1 UA = 150 · 10⁶ km); combinada aquesta distància amb el diàmetre del Sol, 1.390.000 km, dóna un diàmetre aparent des de la Terra molt proper a 0,5º (30’ d’arc). Això fa que l’observació dels aspectes més visibles de l’activitat solar sigui possible amb telescopis relativament petits adequadament equipats per atenuar-ne la brillantor.

La visibilitat del Sol al cel depèn, però, d’altres factors astronòmics lligats als moviments de la Terra. El moviment diürn aparent del Sol es tradueix en el cicle del dia i la nit, al llarg del qual en arribar a la culminació assoleix una alçada màxima, que depèn de la latitud de l’observador sobre la superfície terrestre i de l’època de l’any. D’altra banda, el moviment propi del Sol es tradueix en la successió de les estacions.

El moviment propi del Sol

Al llarg de l’any, s’observa una trajectòria aparent del Sol, que és la projecció del pla de l’eclíptica sobre la volta celeste. En desplaçar-se la Terra del punt 1 al 2, la projecció del Sol al cel passa de 1’ a 2’. La inclinació de la Terra respecte a la seva òrbita determina un angle entre aquesta i l’equador de 23,45°, que, per tant, és també el de l’eclíptica. Als equinoccis, l’eclíptica creua l’equador celeste als punts d’Àries (primavera) i Libra (tardor), que avui en dia, per la precessió dels equinoccis, són a les constel·lacions de Peixos i la Verge.

A partir de l’autor i fonts diverses

Si l’eix de rotació de la Terra fos perpendicular a l’eclíptica, la trajectòria de Sol al cel durant l’any coincidiria amb l’equador celeste, i l’alçada del Sol vist des de qualsevol punt de la Terra romandria constant depenent únicament de la latitud del lloc d’observació; però a causa de l’obliquïtat de l’eclíptica, la trajectòria (aparent) recorreguda anualment pel Sol és un cercle màxim inclinat 23,45º respecte de l’equador celeste: és el camí que segueix el Sol en el seu moviment propi.

El 21 de març, l’eclíptica i l’equador celeste es tallen; el Sol surt pel punt exacte de l’est. Els dies successius, l’orto del Sol es desplaça cap al nord i el període de llum és cada cop més llarg perquè el sol roman més temps per sobre de l’horitzó de l’observador.

En arribar al 21 de juny, el Sol transita pel punt més septentrional de l’eclíptica: és el solstici d’estiu, el moment en què el punt de sortida del Sol és més al nord. A partir d’aquest moment, l’eclíptica torna a acostar-se a l’equador celeste, fins que el dia de l’equinocci de tardor, com l’equinocci de primavera, el cercle que descriu el Sol enllaça l’est i l’oest geogràfics. Cap al solstici d’hivern el camí és l’oposat: l’eclíptica s’allunya de l’equador, però cap al sud, fins que el 22 de desembre, l’orto del Sol té la seva ubicació més meridional.

A l’antiguitat l’eclíptica es dividia en 12 parts, segons la constel·lació en la qual es projectava el Sol en cada període de l’any, i així es van establir els signes del zodíac.

El moviment diürn del Sol

La línia blanca ondulant al voltant de l’equador celeste representa el recorregut del Sol al llarg de l’any. El solstici d’estiu es produeix quan el Sol arriba a la seva màxima elevació sobre l’equador, mentre que en el solstici d’hivern el Sol baixa per sota de l’equador a la seva mínima elevació (a baix). Al solstici d’estiu, el Sol arriba a la seva màxima elevació sobre l’horitzó al migdia i el dia és el més llarg de l’any. Al solstici d’hivern el Sol arriba a la seva mínima elevació; el dia és el més curt de l’any i els punts de sortida i posta de Sol es troben cap al sud de l’est i l’oest. Durant els equinoccis el Sol talla l’equador del cel, surt exactament per l’est i es pon per l’oest, i la durada del dia i la nit és la mateixa. Si l’eix de rotació de la Terra no estigués inclinat respecte del pla de l’eclíptica, la trajectòria del Sol al cel coincidiria amb l’equador celeste i no existiria un cicle estacional (a dalt).

A partir de l’autor

A més de ser la causa de la successió de les estacions, la inclinació de l’eclíptica fa que la durada del dia i de la nit no sigui uniforme al llarg de l’any a latituds mitjanes (com ara els 41º de latitud nord de la ciutat de Barcelona); durant el solstici d’estiu, entre el 20 i 21 de juny, l’elevació del Sol al cel és màxima i arriba a 72,5º al migdia. És el dia més llarg de l’any, ja que el camí aparent que segueix està durant moltes hores per sobre de l’horitzó local. Durant el solstici d’hivern, entre el 21 i 22 de desembre, el Sol assoleix la seva mínima elevació, 25,5º per a 41º de latitud nord, i es produeix el dia més curt, perquè el pla de l’horitzó dels 41º està durant moltes hores per sobre del camí del Sol. Als equinoccis el Sol se situa sobre l’equador celeste i els dies tenen la mateixa duració que les nits.

A més, aquesta oscil·lació de la posició del Sol al cel respecte de l’equador celeste implica que el Sol no és visible en les mateixes condicions des de totes les regions de la Terra. Per als llocs situats a latituds superiors a les dels cercles polars àrtic i antàrtic (66,5º de latitud nord i sud respectivament), l’angle que forma l’equador celeste amb l’horitzó local és inferior a 23,5º, i el Sol no es pon o no surt durant dies o setmanes al voltant de les dates dels solsticis. Per a les regions intertropicals de la Terra situades a latituds inferiors a 23,5º nord i sud, respectivament els tròpics de Càncer i Capricorn, l’equador celeste forma un angle inferior a 23,5º amb el pla que conté el zenit, l’est i l’oest, i el Sol passa pel zenit dues vegades l’any.

La visibilitat de la Lluna

El Sol sempre il·lumina la meitat de la Lluna i la fase lunar és la porció que es veu des de la Terra de l’hemisferi lunar il·luminat; per això quan els tres cossos estan en conjunció, com que la llum del Sol incideix en l’hemisferi invisible des de la Terra, té lloc la lluna nova. El moviment orbital de la Lluna fa que el quart creixent només sigui visible al vespre i el quart minvant, a la matinada. La lluna plena és visible durant tota la nit.

A partir de fonts diverses

La Lluna és el satèl·lit natural de la Terra, al voltant de la qual gira amb un període sideri de 27 dies, 7 h i 43 min (27,3 dies); és a dir, aquest és el temps que la Lluna triga a tornar a la mateixa posició relativa entre les estrelles fixes. En aquest moviment segueix una òrbita el·líptica, que té una excentricitat de 0,055 i és inclinada 5,14º respecte de l’eclíptica; aquesta inclinació fa que l’eclíptica i l’òrbita lunar es creuin en dos punts, anomenats node ascendent i node descendent. L’interval de temps comprès entre dues passades consecutives de la Lluna pel node ascendent és el mes dracòntic, que dura 27,12 dies. El diàmetre de la Lluna és de 3.476 km que, combinat amb una distància mitjana a la Terra de 385.000 km, resulta en un diàmetre aparent al cel que està al voltant de 30’, molt semblant al del Sol. La proximitat de la Lluna i el seu caràcter de satèl·lit de la Terra fan que la seva visibilitat sigui completament diferent de la resta d’astres.

En fer una revolució sidèria (27 dies i 7 h), la Lluna torna a la mateixa posició relativa respecte de les estrelles fixes, però la translació de la Terra fa que hagin de transcórrer 2 dies i 5 h més per a tornar a la mateixa posició relativa respecte del Sol, per exemple, per tornar a estar en fase de lluna nova.

A partir de l’autor

A més del moviment de translació al voltant de la Terra, la Lluna descriu un moviment de rotació sobre el seu propi eix. Ambdós moviments són de la mateixa durada, és a dir, que els períodes orbitals i de rotació estan sincronitzats (o que es troben en ressonància 1:1), de manera que la Lluna sempre presenta el mateix hemisferi (col·loquialment, cara) a la Terra. L’hemisferi visible des de la Terra és l’anomenada cara visible, i el que no podem veure, la cara amagada. L’origen de la sincronització de la rotació i la translació de la Lluna és la fricció causada per les forces de marea que exerceix la Terra, les quals han frenat el moviment de rotació lunar fins a la situació actual. De fet, molts dels satèl·lits naturals del sistema solar, i en particular els satèl·lits més grans (els satèl·lits galileans de Júpiter; Tità i altres satèl·lits de Saturn, i Tritó a Urà), també tenen les seves rotacions sincronitzades.

El fenomen que diferencia més la Lluna de la resta dels astres és el seu cicle de fases durant una llunació, que és el període entre dues conjuncions consecutives de la Lluna amb el Sol, el qual dura 29 dies, 12 h i 44 min. La llum del Sol sempre il·lumina la meitat de la superfície de la Lluna, però la fracció del disc que es veu des de la Terra depèn de la posició relativa del satèl·lit respecte del Sol i del planeta. Aquesta fracció de disc il·luminat s’anomena fase de la Lluna. El cicle d’una llunació completa comença amb la lluna nova, segueix amb el quart creixent, la lluna plena i el quart minvant, de manera que el cicle acaba quan arriba de nou a la fase de lluna nova. Des del punt de vista astronòmic, les quatre fases lunars coincideixen, respectivament, amb la conjunció de la Lluna amb el Sol (nova), la seva elongació est a 90º, l’oposició amb el Sol, o elongació a 180º (plena), i l’elongació oest a 90º. La llunació, també anomenada període sinòdic, que pren com a referència el Sol, dura dos dies i cinc hores més que el període sideri, ja que es combinen els moviments de la Lluna al voltant de la Terra i de la Terra al voltant del Sol. Com que en el marc de la volta celeste el Sol es desplaça gairebé 1º/dia cap a l’est respecte a les estrelles fixes, un cop completat el període sideri, la Lluna encara triga aquest lapse de dos dies i cinc hores a tornar a trobar-se en conjunció amb el Sol.

El 30% de la cara visible de la Lluna des de la Terra és ocupat per mars lunars, que apareixen com regions més fosques (a l'esquerra). La major part de la cara amagada és coberta per una alta densitat de cràters i pocs mars lunars. Per a saber com és la cara amagada s’han de prendre imatges des de vehicles espacials, com ara l’Apollo 16 (a la dreta).

Observatori Esteve Duran; NASA

A causa del seu moviment orbital, la Lluna presenta algunes peculiaritats. El fet que l’òrbita sigui el·líptica fa que la distància de la Terra a la Lluna no sigui uniforme, sinó que oscil·la entre 353.400 km al perigeu (mínima distància a la Terra) i 406.700 km a l’apogeu (màxima distància a la Terra). L’interval de temps comprès entre dues passades consecutives de la Lluna pel perigeu de la seva òrbita s’anomena mes anomalístic i dura 29,55 dies. Al perigeu la Lluna mostra un diàmetre aparent de 34’, mentre que a l’apogeu és de 29,5’. Aquestes variacions de grandària aparent fan que la lluna plena al perigeu sigui fins a un 30% més brillant que a l’apogeu. Les irregularitats del moviment orbital lunar també provoquen, vistes des de la Terra, un moviment oscil·latori anomenat libració. En conjunt, la libració permet veure el 59% de la superfície lunar. El cicle exacte del conjunt de movi-ments de la Lluna al cel és molt complex ja que es veu afectat per les influències del Sol, la Terra i els planetes; aproximadament té una durada de 18 anys i s’anomena Saros, i es defineix com el període de temps transcorregut el qual el Sol i la Lluna es tornen a trobar en les mateixes posicions relatives i, en conseqüència, es repeteixen les fases de la Lluna en les mateixes dates.

A l’hemisferi nord de la Terra, la Lluna assoleix la màxima elevació al quart creixent durant la primavera, la lluna nova a l’estiu, el quart minvant a la tardor i la lluna plena a l’hivern. A causa de la inclinació (5,14º) del pla orbital de la Lluna respecte al de l’eclíptica, la Lluna pot arribar a situar-se 28º per sobre de l’equador celeste. En qualsevol cas, per la seva proximitat, els detalls de la superfície lunar són fàcilment observables des de la Terra amb l’ajuda òptica més simple. Uns prismàtics ja revelen els cràters més grans i un telescopi petit permet distingir accidents de grandàries inferiors a 2 km. Els accidents geològics més evidents a la superfície lunar són els mars lunars i els cràters. Els cràters són el resultat d’impactes de meteoroides o cossos més grans, com ara asteroides; la densitat de cràters és un indicatiu de l’antiguitat de les diverses regions de la Lluna, i en general les regions amb densitat més elevada són les més antigues. D’altra banda, els mars són antigues conques d’impacte plenes de basalts (material més fosc) i amb una densitat de cràters menor; la majoria dels mars lunars es concentren a la cara visible.

Els eclipsis

Durant les llunes noves i plenes només es poden produir eclipsis si la Lluna es troba sobre la línia dels nodes o molt a prop. L’alineació dels nodes de la Lluna amb la Terra i el Sol té lloc dues vegades l’any; al voltant d’aquesta fita, el període propici per als eclipsis és d’uns dos mesos; el nombre d’eclipsis en un any oscil·la entre quatre i set.

A partir de fonts diverses.

Per a un observador terrestre, durant un eclipsi de Sol la Lluna se situa entre la Terra i el Sol i oculta total o parcialment el disc solar. Durant un eclipsi de Lluna l’ombra de la Terra, que se situa entre el Sol i el satèl·lit, oculta, total o parcialment, la Lluna.

Per tant, quan es dóna una sizígia, és a dir, quan la Lluna es troba en conjunció amb el Sol, durant la lluna nova, o en oposició, durant la lluna plena, es poden produir eclipsis de Sol o eclipsis de Lluna, respectivament. No obstant això, com que l’òrbita lunar es troba inclinada respecte a l’eclíptica, no sempre hi ha eclipsis a les sizígies; els tres astres únicament s’alineen quan la Lluna passa pels nodes de la seva òrbita, és a dir, quan en el seu moviment de translació creua l’eclíptica. Físicament els eclipsis de Sol es produeixen quan la Lluna projecta la seva ombra sobre la Terra, o quan la Lluna entra dins l’ombra de la Terra (eclipsis de Lluna).

Els eclipsis es repeteixen cíclicament, ja que, després d’un nombre enter de llunacions, el satèl·lit torna al mateix node de la seva òrbita, i es troba a la mateixa fase. Aquest cicle, que deriva de la commensurabilitat dels períodes sinòdic, dracòntic i anomalístic, dura 18 anys, 11 dies i 8 hores, un període anomenat Saros, ja conegut pels caldeus a l’antiguitat i que es feia servir per a predir els eclipsis.

Els eclipsis de Sol

El diàmetre aparent de la Lluna (entre 29,5’ i 34’) és semblant al del Sol (entre 31,5’ i 32,5’). Ambdós presenten un rang de variació a causa de l’excentricitat de les òrbites lunar i terrestre. Durant un eclipsi solar, si el diàmetre aparent de la Lluna és igual o més gran que el del Sol, el disc lunar pot ocultar completament el Sol i s’observa un eclipsi total de Sol a la regió de la superfície terrestre a la qual arriba l’ombra de la Lluna. Si el diàmetre aparent de la Lluna és inferior al del disc solar, aquest no pot ser completament cobert pel disc lunar i es produeix un eclipsi anular; en a quest cas, la Lluna es troba massa lluny de la Terra, i la seva ombra no arriba a la superfície del planeta. Quan un observador percep l’eclipsi de Sol com parcial, es troba a la zona de penombra de la Lluna, ja que des d’aquesta posició el disc solar és parcialment cobert per la Lluna.

Com que l’ombra de la Lluna projectada sobre la Terra durant un eclipsi és petita, uns 270 km de diàmetre com a màxim, un eclipsi total només és visible en una franja estreta i la seva duració màxima rarament supera els set minuts, tot i que, en general, és força inferior; a causa de la curvatura de l’esfera terrestre, la duració d’un eclipsi total pot variar molt d’un indret a un altre. En alguns casos els eclipsis es transformen d’anulars a totals o viceversa a mesura que l’ombra de la Lluna escombra la superfície terrestre. Els eclipsis parcials de Sol són visibles en regions força més amples, però la penombra de la Lluna mai cobreix completament la Terra. Que es vegin dos eclipsis totals de Sol en un mateix indret és força rar; estadísticament ocorre un cop gairebé cada 400 anys. Per exemple, al segle XXI únicament hi haurà un eclipsi total de Sol a Catalunya, el 12 d’agost de 2026, que serà visible des de Lleida i Tarragona, però no des de Barcelona i Girona. Per a aquestes dues localitats s’haurà d’esperar l’eclipsi total de Sol del 20 d’abril de 2433.

Els eclipsis de Lluna

Les zones d’ombra i de penombra en un eclipsi de Lluna les determina la projecció de la secció de la Terra. Segons en quina zona es trobi la Lluna es produeix un eclipsi total, parcial o penumbràtic, si bé en el primer cas se succeeixen els tres tipus a mesura que el satèl·lit recorre la seva òrbita.

A partir de fonts diverses

Si la Lluna entra en el con d’ombra de la Terra es produeix un eclipsi de Lluna. Com que la Terra té un diàmetre gairebé quatre vegades més gran que la Lluna, l’ombra projectada pel planeta sempre és més gran que el satèl·lit. A diferència dels eclipsis solars, els eclipsis lunars, parcials o totals, són visibles des de tot l’hemisferi de la Terra orientat cap a la Lluna en el moment que es produeix l’eclipsi. A més, mentre que un eclipsi de Sol rarament té una durada superior als tres minuts des que l’astre comença a ocultarse fins que torna a aparèixer per complet, un eclipsi total de Lluna pot superar l’hora i mitja.

Des del punt de vista de l’observador terrestre, es produeixen tres tipus d’eclipsis: eclipsis totals, quan la Lluna entra completament a l’ombra de la Terra; eclipsis parcials, quan l’ombra de la Terra oculta parcialment el disc lunar, i eclipsis penumbràtics, quan la Lluna només és a la zona de penombra terrestre. D’altra banda, és interessant observar que durant un eclipsi total la Lluna no desapareix completament a l’ombra de la Terra, ja que l’atmosfera del planeta refracta la llum del Sol cap a l’interior del con d’ombra tot filtrant els colors blaus; això fa que la Lluna quedi il·luminada feblement per una llum vermellosa la intensitat i el color de la qual depenen de les condicions atmosfèriques terrestres.

Eclipsis al sistema solar

La posició relativa dels planetes interiors, entre la Terra i el Sol, fa que presentin un cicle de fases complet semblant al de la Lluna. Per a un observador terrestre, Mercuri i Venus es veuen en les fases plena, nova, creixent i minvant. Pel que fa als planetes exteriors, quan estan en oposició, es troben en les millors condicions d’observació, mentre que en la conjunció amb el Sol no són visibles des de la Terra.

A partir de l’autor.

Com que un eclipsi es produeix quan estan en conjunció un planeta, un satèl·lit i el Sol, en tots els planetes amb satèl·lits es poden produir eclipsis, amb cicles més o menys llargs. Els més fàcilment observables des de la Terra són els eclipsis entre Júpiter i els seus satèl·lits galileians. Ió, Europa i Ganimedes, en el transcurs de cada òrbita, i amb menys freqüència Cal·listo, són eclipsats per l’ombra de Júpiter i també projecten la seva ombra sobre el disc del planeta. En el cas de Saturn, a causa de la inclinació del seu pla equatorial, al voltant del qual se situen les òrbites dels satèl·lits més importants, únicament es produeixen eclipsis durant els equinoccis, un cop cada 15 anys. Els satèl·lits de Mart, Fobos i Deimos, són molt petits i des de la superfície marciana aquests satèl·lits només poden ocultar parcialment el disc solar.

La visibilitat general dels planetes

Els vuit planetes del sistema solar giren al voltant del Sol en òrbites el·líptiques, gairebé circulars i concèntriques. A més, les òrbites planetàries es troben situades molt a prop del pla de l’eclíptica amb petites inclinacions respecte a aquesta, dins d’una cunya centrada en el Sol de menys de 10°.

Per la seva posició relativa respecte de la Terra i el Sol, Mercuri i Venus mai no assoleixen una distància angular elevada del Sol, a més presenten fases i pateixen grans variacions de diàmetre angular. Depenent de l’elongació respecte del Sol, Mercuri i Venus són visibles al vespre després de la posta de Sol a l’horitzó oest (el dibuix), o a la matinada abans de la sortida del Sol a l’horitzó est. L’esquema no representa a escala les variacions de diàmetre angular de Mercuri i Venus ni les seves trajectòries al cel. La fletxa indica el sentit del moviment orbital dels dos planetes.

A partir de l’autor.

Dins aquest sistema la posició relativa de la Terra com a tercer planeta en ordre de distància al Sol és la que determina la visibilitat que un observador terrestre té de cada planeta. Prenent com a referència la Terra, es poden considerar dos grups: el dels planetes interiors, format per Mercuri i Venus, que tenen òrbites internes a la de la Terra, i el grup dels planetes exteriors, de Mart a Neptú, amb òrbites ex ternes a la Terra. Aquestes posicions relatives determinen les condicions de visibilitat bàsiques dels planetes dominades per la seva separació angular del Sol i la seva grandària aparent. Quan la Terra, el Sol i el planeta es troben alineats es diu que el planeta està en conjunció superior (amb el Sol entre la Terra i el planeta), o en conjunció inferior (amb el planeta entre la Terra i el Sol). Durant la conjunció superior el planeta assoleix la seva màxima distància a la Terra, i en la inferior, la mínima.

Aparença física i grandària aparent mínima i màxima, representades a escala, dels planetes del sistema solar tal com es veuen des de la Terra. Els planetes que presenten més variacions de grandària aparent són Mart i Venus, els planetes més propers a la Terra. Els planetes gegants i externs (Júpiter, Saturn, Urà i Neptú) són els que mostren variacions relatives menors. En el requadre inferior es mostra la Lluna i Júpiter a la mateixa escala.

A partir de l’autor i fonts diverses.

Pel que fa als interiors, Mercuri i Venus, aquestes variacions de distància a la Terra són tan grans que fan que el diàmetre angular d’aquests dos planetes presenti valors molt diferents. No obstant això, tant en la conjunció inferior com en la superior, la distància angular entre el planeta i el Sol és massa petita per a poder ser observat, de manera que només són visibles quan estan més separats del Sol. En general, els planetes interiors mai se separen una distància angular del Sol prou elevada per a ser visibles durant tota la nit. A més, el fet d’estar entre el Sol i la Terra fa que presentin fases com les de la Lluna.

En el cas dels planetes exteriors les condicions òptimes de visibilitat s’assoleixen quan el Sol, la Terra i el planeta s’alineen en aquest mateix ordre; en aquesta situació el planeta es diu que es troba en oposició. Durant l’oposició el planeta exterior assoleix la seva mínima distància a la Terra, la separació angular amb el Sol és de 180° i el planeta és visible durant tota la nit. La situació oposada es produeix en les conjuncions amb el Sol; aleshores el planeta, el Sol i la Terra es troben alineats amb el Sol entre els dos planetes, i la distància entre ells és màxima, de manera que el diàmetre del planeta exterior és mínim, i la seva petita distància angular al Sol el fa inobservable. La combinació de la distància al planeta i la seva grandària física determinen el diàmetre angular amb què es poden observar des de la Terra.

Principals característiques dels planetes del sistema solar.

A partir de l’autor i fonts diverses.

En qualsevol cas, l’elevació d’un planeta sobre l’horitzó limita les seves condicions de visibilitat. Generalment, quan es troben en una posició baixa la turbulència atmosfèrica impedeix obtenir imatges telescòpiques nítides. A part, tots els planetes es troben sempre a prop de l’eclíptica i, per tant, l’elevació de l’eclíptica determina l’elevació del planeta. A l’hemisferi nord, i particularment a latituds mitjanes, com ara les de la península Ibèrica, l’eclíptica assoleix les elevacions més baixes (25,5º) durant la mitjanit a l’estiu, i les més altes (72,5º) durant mitjanit a l’hivern, que és quan millor menat període sinòdic, és determinat per la com-binació dels períodes orbitals de la Terra i del pla-neta en qüestió. Els períodes sinòdics més llargs són els de Venus i Mart, mentre que els planetes més exteriors (Júpiter, Saturn, Urà i Neptú), mos-tren períodes sinòdics propers a un any.

Les condicions físiques d’observació dels planetes

El planeta Júpiter observat per la sonda Cassini amb llum visible mostra unes zones característiques d’aspecte blanquinós, albedo alt, i unes altres més fosques, albedo baix (a dalt). Júpiter en fals color observat amb llum infraroja pels telescopis Gemini (a baix). En infraroig la Gran Taca Vermella apareix brillant i amb un albedo superior a la resta de les formacions nuvoloses, que en la imatge en l’espectre visible apareix de color vermell i albedo més baix. També són visibles els casquets polars de boira alta de metà, imperceptible a longituds d’ona de l’espectre visible.

NASA / ESA (a dalt); Gemini Observatory / AURA (a baix).

La brillantor aparent que presenta un planeta al cel des de la Terra és una combinació del seu diàmetre aparent –i, per tant, és funció de la seva grandària i distància reals–, del flux de radiació que rep del Sol, de l’albedo i de la porció il·luminada visible des de la Terra. L’albedo és la fracció de flux –d’un interval determinat de longituds d’ona– de radiació solar reflectida; el seu valor és 0 quan s’absorbeix tot el flux de radiació incident i 1 quan es reflecteix tot. En el cas dels planetes i altres cossos del sistema solar moltes vegades es fa referència a l’albedo planetari, que acostuma a estar associat amb la radiació visible. La capacitat global de reflexió d’un planeta ve determinada per la naturalesa física de la matèria amb la qual es troba la radiació solar, com ara la presència d’atmosfera, núvols, glaç, roques, aigua, etc.

Mercuri, la Lluna i Mart són reflectors molt poc eficients, mentre que Venus és el planeta amb un albedo més alt (0,65); aquesta característica, juntament amb el seu diàmetre angular des de la Terra i la quantitat de radiació solar que rep, fan de Venus el planeta més brillant, de manera que pot ser visible fins i tot a ull nu a ple dia en bones condicions d’observació. Els planetes de Mercuri a Saturn presenten brillantors aparents tant o més elevades que les estrelles més brillants i això fa que siguin planetes coneguts des de l’antiguitat, ja que es veuen a ull nu. Pel contrari, els planetes Urà i Neptú, donada la seva gran distància i el baix flux de radiació solar que reben, no són visibles a ull nu i no van ser descoberts fins després de la invenció del telescopi. Els satèl·lits Ió, Europa, Ganimedes i Cal·listo podrien ser visibles a ull nu si no fos per la seva proximitat a Júpiter.

L’albedo dels planetes i altres cossos del sistema solar. Un cas interessant és el del satèl·lit de Saturn Encelade, l’albedo del qual (0,99) es deu a la seva superfície de glaç, que reflecteix gairebé tota la radiació solar incident.

Sánchez-Lavega, 2010

L’albedo pot variar molt en funció de la longitud d’ona en la qual s’observi; per exemple, les diferents substàncies químiques que componen l’atmosfera d’un planeta poden absorbir o reflectir la radiació solar de diferents longituds d’ona de manera molt variable. Aquest comportament fortament dependent de la longitud d’ona i de les espècies químiques és una eina molt útil per a estudiar la composició química i les propietats físiques de les atmosferes planetàries.

L’observació de Mercuri

Mercuri és el planeta més petit del sistema solar, amb un diàmetre equatorial de 4.878 km, tan sols uns 1.000 km més gran que la Lluna. L’observació de Mercuri efectuada amb telescopis des de la Terra sempre ha estat molt difícil, per la seva petita mida i la gran proximitat al Sol, la qual cosa ha portat a grans errors, com ara suposar que tenia una atmosfera o, fins i tot, creure que el seu període de rotació al voltant del seu eix era igual que el de translació al voltant del Sol, la qual cosa causaria que Mercuri, igual que la Lluna respecte a la Terra, presentés sempre la mateixa cara al Sol. Aquesta última afirmació no es va comprovar fins el 1965, quan es va dur a terme un experiment que consistia a fer reflectir impulsos de radar sobre la superfície del planeta; així es va poder determinar que Mercuri gira sobre el seu eix en un període de 59 dies terrestres, mentre que la translació al voltant del Sol dura 88 dies.

Per la seva posició relativa respecte de la Terra i el Sol, Mercuri i Venus mai no assoleixen una distància angular elevada del Sol, a més presenten fases i pateixen grans variacions de diàmetre angular. Depenent de l’elongació respecte del Sol, Mercuri i Venus són visibles al vespre després de la posta de Sol a l’horitzó oest (el dibuix), o a la matinada abans de la sortida del Sol a l’horitzó est. L’esquema no representa a escala les variacions de diàmetre angular de Mercuri i Venus ni les seves trajectòries al cel. La fletxa indica el sentit del moviment orbital dels dos planetes.

A partir de l’autor.

Les missions espacials Mariner 10 i Messenger van mostrar que la superfície de Mercuri té un aspecte molt semblant al de la Lluna, completament saturat de cràters d’impacte. D’altra banda, les tècniques d’imatge més modernes han permès detectar des de la Terra els cràters com variacions d’albedo en regions petites de la superfície.

Durant la conjunció inferior Mercuri pot transitar el Sol –és a dir, passar per davant i ocultar un fragment– als mesos de maig i novembre, sempre que la Terra travessa la línia dels nodes de l’òrbita de Mercuri (la qual té una inclinació respecte a l’eclíptica d’uns 7º); de fet, cada segle es produeixen entre 13 i 14 trànsits de Mercuri. Durant els trànsits, el planeta assoleix el màxim diàmetre aparent i apareix com un petit disc negre projectat sobre el disc solar.

L’observació de Venus

Els núvols de Venus, situats entre 50 i 60 km d’altura sobre la superfície del planeta, són formats per gotetes d’àcid sulfúric i diòxid de sofre. La llum ultraviolada travessa les capes de boira més altes a l’atmosfera i deixa veure els núvols, com en aquesta imatge presa per la nau Venus Express amb llum ultraviolada. Únicament l’ús del radar, des de la superfície terrestre i especialment des de l’espai, ha permès estudiarne la superfície.

ESA.

Venus es troba a una distància mitjana al Sol de 0,73 UA. El seu diàmetre de 12.104 km i la seva densitat mitjana de 5,2 g/cm³ el converteixen, pel que fa a la mida i la massa, en un planeta bessó de la Terra. A més, és el que més s’acosta a la Terra durant les conjuncions inferiors a menys de 0,33 UA. Té rotació retrògrada, és a dir, d’est a oest, al revés que la majoria dels planetes, fet que no es pot observar amb telescopis, ja que és cobert per un dens mantell de núvols que n’impedeixen l’observació directa de la superfície. Com en el cas de Mercuri, el període de rotació sidèria, que és de 243 dies, no va ser determinat fins el 1967 emprant observacions amb radar.

Venus també transita el Sol, però ho fa amb una freqüència molt inferior a la de Mercuri. Els passos de Venus es produeixen en parelles de trànsits separats per 8 anys en intervals de 105,5 i 121,5 anys; així, al segle XXI només hi haurà dos trànsits, el 2004 i el 2012, mentre que els anteriors van succeir al segle XIX (1874 i 1882), i els propers seran al segle XXII, el 2117 i el 2125.

L’observació de Mart

El planeta Mart observat pel telescopi espacial Hubble el 1997, amb llum blanca (1) mostra subtilment els núvols, però sobretot les variacions d’albedo de la superfície originades per les varia cions de terreny, completament invisibles a la imatge blava (2), en la qual únicament es veuen els núvols del planeta, el casquet polar nord i els cims d’alguns volcans gegants.

P. James (Universidad de Toledo), T. Clancy (Space Science Institute), S. Lee (University of Colorado) i NASA.

El quart planeta del sistema solar té un diàmetre de 6.787 km i una densitat mitjana de 3,9 g/cm³. La seva gravetat és una tercera part de la terrestre i té una atmosfera tènue, el 95% de la qual és anhídrid carbònic i amb nitrogen i argó en percentatges mínims. Per les seves característiques climàtiques i orbitals, Mart és el planeta del sistema solar més semblant a la Terra. No tan sols presenta un període de rotació pràcticament anàleg al terrestre, de 24 h i 37 min, sinó que la inclinació del seu eix respecte al plànol de l’òrbita, d’uns 25°, fa que se succeeixin estacions com a la Terra, si bé amb una durada mitjana gairebé doble que la de les estacions terrestres.

A la superfície de Mart, el casquet polar sud i alguns núvols, especialment al pol nord, són perfectament visibles abans d’una tempesta de pols global, com mostra una imatge presa pel telescopi Hubble el 26 de juny de 2001 (1). Contràriament, al cap d’uns mesos (4 de setembre), durant una tempesta global la pols en suspensió vela la majoria dels detalls superficials del mateix hemisferi (2).

NASA / J. Bell (Cornell University) / M. Wolff (Space Science Institut) / The Hubble Heritage Team (STScl/AURA)].

La superfície de Mart és geològicament molt rica. L’hemisferi sud és antic, amb una alta densitat de cràters i molt erosionat, mentre que l’hemisferi nord és força més jove i mostra grans planes volcàniques poc crateritzades. Dins aquesta varietat geològica es troben edificis volcànics i sistemes de congostos gegants. És possible distingir des de la Terra els accidents geològics més importants –grans volcans i cràters– de la superfície marciana com petites alteracions d’albedo amb tècniques avançades de captura d’imatges, fins i tot amb telescopis petits. Mart posseeix casquets polars fàcilment visibles des de l’espai, que augmenten i minven amb les estacions marcianes, fet que fa possible el seguiment del cicle estacional des de la Terra. Aquests casquets polars són compostos per diòxid de carboni i aigua glaçats. L’activitat meteorològica marciana és observable quan el seu abast és planetari. Un dels fenòmens més importants que tenen lloc en el si de l’atmosfera són les tempestes globals de pols. Aquestes acostumen a tenir lloc quan el planeta es troba proper al periheli i en qüestió de setmanes poden estendre’s per tot el globus. La pols pot arribar a cobrir tot Mart impedint l’observació de la seva superfície des de l’espai, que triga mesos a dipositar-se i retornar a l’atmosfera el seu aspecte transparent habitual.

L’observació de Mart pel telescopi Hubble durant les oposicions marcianes entre el 1995 i el 2007 permeten constatar la variació de la grandària aparent del planeta. En l’oposició perihèlica (2003) Mart es troba molt a prop del seu solstici d’hivern; des de la Terra són visibles l’hemisferi sud i el seu casquet polar, però no el nord. Prop de l’oposició afèlica (entre el 1995 i el 1999), quan la distància entre Mart i la Terra és màxima, l’hemisferi i el casquet polar visibles en millors condicions són els boreals (les òrbites es representen a escala).

I esquema adaptats per l’autor a partir de l’original NASA / ESA / Z. Levay (STScl).

Es podria pensar que com que és el planeta que més s’acosta a la Terra després de Venus, Mart s’hauria de veure sovint i fàcilment, però no és així. A més, històricament ha estat el que més ha cridat l’atenció tant dels astrònoms com dels observadors aficionats. Per tant, potser és el més famós, però el seu cicle de visibilitat no és conegut pel públic general i és diferent de la resta de planetes.

Mart és situat a una distància mitjana del Sol d’1,52 UA, però a causa de la relativament alta excentricitat de la seva òrbita (0,083), la distància a la Terra varia molt d’una oposició a l’altra, i en general entre oposicions i conjuncions amb el Sol. Això comporta grans variacions de la grandària aparent del planeta tal com es veu des de la Terra i en les seves condicions d’observació. En les oposicions més favorables, que es produeixen quan Mart es troba més a prop de la Terra, la distància que separa els dos planetes es redueix al mínim, 0,37 UA, mentre que en les oposicions desfavorables la separació entre els dos planetes gairebé es duplica, 0,67 UA. Quan Mart es troba en conjunció amb el Sol, el planeta vermell i la Terra poden se-parar-se fins a 2,67 UA.

Mart és un planeta petit, el diàmetre del qual és tot just el doble que el de la Lluna. En les oposicions més favorables la grandària aparent del planeta és de només 25", equivalent a una setantena part del diàmetre aparent de la Lluna, o bé a la meitat del diàmetre aparent del cràter Copèrnic del satèl·lit.

La particular combinació geomètrica de les òrbites de la Terra i de Mart durant les grans oposicions d’aquest planeta fa que sempre es trobi a poca altura sobre l’horitzó en latituds septentrionals. En particular des de latituds mitjanes, com ara les de Catalunya, el planeta se situa només a uns 30º d’elevació sobre l’horitzó sud quan culmina durant la mitjanit a una oposició favorable, anomenada perihèliques perquè el planeta es troba al seu periheli orbital, a 1,37 UA del Sol. Les oposicions desfavorables, que reben el nom d’oposicions afèliques i durant les quals el planeta se situa a unes 1,67 UA del Sol, es produeixen al mes de febrer i el planeta es localitza alt sobre el cel de l’he-misferi nord, però el seu diàmetre aparent està per sota de 14". Malgrat que els períodes orbitals de la Terra (365 dies) i Mart (687 dies) es combinen en un període sinòdic de 780 dies, les oposicions favorables només es repeteixen amb una periodicitat de 15,8 anys.

Com que entre l’equador de Mart i el seu pla orbital hi ha un angle de 25º, es produeix un cicle estacional semblant al de la Terra, i anàlogament les seves estacions estan gairebé ajustades als seus passos pel periheli i per l’afeli.

L’observació de Júpiter i Saturn, els gegants de gas

Variació de la visibilitat dels anells de Saturn des del 1996 (imatge inferior esquerra) fins al 2000 (imatge superior dreta). Poc després de l’equinocci de tardor, l’any 1996, Saturn mostra els anells amb molt poca inclinació, però aquesta augmenta a mesura que s’acosta el solstici d’hivern a l’hemisferi sud, l’any 2000, quan els anells ja són molt més oberts i més fàcils d’observar.

NASA / The Hubble Heritage Team (STScl / AURA).

Amb 143.000 km de radi equatorial per a Júpiter i 120.000 per a Saturn, aquests planetes són els més grans i els que aglutinen més massa del sistema solar. Tot i les seves grans distàncies mínimes a la Terra, unes 4,2 UA per a Júpiter i prop de 8,67 UA per a Saturn, presenten diàmetres angulars apreciables i poc variables durant les èpoques de visibilitat; això fa que Júpiter i Saturn siguin els planetes més fàcilment observables des de la Terra.

S’anomenen gegants de gas perquè la seva composició química és dominada pels elements lleugers: hidrogen i heli en una proporció anàloga a la solar. Són, doncs, planetes fluids, probablement amb un nucli de roca. A les atmosferes dels gegants de gas es troben, en proporcions molt inferiors a l’hidrogen i l’heli, elements condensables com l’amoníac, el metà, l’aigua o l’hidrosulfur d’amoni, que formen núvols a alçades diverses. L’amoníac es condensa en forma de glaç i és l’espècie química que es condensa a més alçada, com els cirrus terrestres; és l’element predominant en la composició dels núvols visibles des de l’espai. Els cristalls d’amoníac glaçat són blancs, però els núvols d’aquests planetes presenten una gran varietat de colors, especialment a Júpiter, on dominen els tons groguencs, marrons i vermells generats per agents colorants encara no identificats. Els núvols es disposen en forma de bandes paral·leles a l’equador, un patró que dóna a aquests planetes un aspecte característic.

Les meteorologies de Júpiter i Saturn són molt riques i en molts casos fàcilment observables des de la Terra. De Júpiter són molt conspícues les tempestes a escala planetària, així com els grans vòrtexs (flux giratori de fluid), com ara la Gran Taca Vermella, caracteritzats pel seu color rogenc. A Saturn les grans tempestes s’anomenen grans taques blanques pel color blanc brillant (resultat d’un elevat albedo) dels núvols transportats des de capes inferiors de l’atmosfera fins a la capa superior visible d’amoníac.

Un dels aspectes més espectaculars del sistema solar pel que fa a l’observació és el sistema d’anells de Saturn, fàcilment visibles des de la Terra amb telescopis no gaire potents. Els anells són compostos per petits cossos o partícules de glaç i altres materials minerals més densos, que orbiten el planeta sobre el pla equatorial en òrbites independents. La visibilitat de l’anell de Saturn està relacionada amb el cicle estacional del planeta a causa de la inclinació (26,7º) del seu eix de rotació. Durant un any de Saturn (29,5 anys terrestres), l’anell es veu amb diferents inclinacions. En els equinoccis, els anells es veuen de perfil i a causa del seu petit gruix pràcticament es fan invisibles, mentre que durant els solsticis els anells es veuen amb la màxima inclinació de 26º.

L’observació d’Urà i Neptú, i els satèl·lits planetaris

Urà i Neptú

Tot i que són planetes de gran diàmetre (51.120 km Urà i 49.570 km Neptú), la seva grandària aparent és molt petita per la gran distància al Sol; per això, l’observació és complexa i únicament possible amb grans instruments o telescopis a l’espai. De fet, la majoria de la informació sobre aquests planetes va ser obtinguda per la nau Voyager 2 durant els sobrevols d’Urà el 1986 i de Neptú el 1989.

Els satèl·lits planetaris

Amb les imatges reproduïdes a escala, es veu que alguns satèl·lits del sistema solar són de la mateixa mida que la Lluna, com els satèl·lits galileians de Júpiter, Ió i Europa. D’altres, com Ganimedes i Cal·listo, de Júpiter, i Tità, el satèl·lit més gran de Saturn, s’acosten a les dimensions d’alguns planetes.

Adaptades per l’autor a partir de l’original NASA / ESA].

La majoria dels satèl·lits dels planetes del sistema solar són de mida petita comparats amb la Lluna. Mercuri i Venus no tenen satèl·lits, i els dos satèl·lits de Mart, Fobos i Deimos, amb diàmetres per sota dels 30 km mostren grandàries aparents que no superen els 0,1", i són pràcticament inaccessibles als estudis físics detallats des de la Terra amb la tecnologia actual. Únicament Ió, Europa, Ganimedes i Cal·listo a Júpiter, Tità a Saturn i Tritó a Neptú, són similars o més grans que la Lluna. Els dos satèl·lits més grans del sistema solar, però, Ganimedes (5.260 km de diàmetre) i Tità (5.160 km), presenten diàmetres angulars màxims d’1,8" i 0,9", respectivament, la qual cosa fa que sigui difícil la seva observació des de la Terra; únicament gràcies a les missions espacials (Voyager, Galileo i Cassini) ha estat possible fer avenços importants en l’estudi d’aquests cossos.

La visibilitat de cossos menors

A part d’estrelles, planetes i satèl·lits, hi ha altres cossos que, si bé resulten més difícils de veure, per la seva mida o per la falta de periodicitat en els fenòmens que els fan visibles, tradicionalment han estat objecte de curiositat, de seguiment i, sovint, de temor o de reverència. Es tracta dels asteroides, els cometes i els meteoroides.

Asteroides

En general, els asteroides giren al voltant del Sol en òrbites agrupades en famílies a diversos indrets del sistema solar, si bé la majoria d’aquests cossos es troben al cinturó principal, entre les òrbites de Mart i Júpiter, en una franja que se situa entre les 2 i 3 UA de la Terra. La grandària dels asteroides va des dels 975 km de Ceres (catalogat com a planeta nan) fins a desenes de metres per a milions de cossos. Com que són força petits i tenen albedos molt baixos, els asteroides presenten un aspecte puntual i només són visibles amb ajuda òptica. Des de la Terra, la superfície i la forma dels asteroides només s’aprecien mitjançant tècniques especials de radar o, en el cas de grans asteroides, amb grans telescopis amb tècniques de visualització avançades. Ocasionalment l’asteroide Vesta és visible a ull nu, però la major part del temps és un objecte que només és visible amb ajuda òptica (petits telescopis o prismàtics). A causa de les dificultats, no es va descobrir el primer asteroide, Ceres, fins al començament del segle XIX. El pla orbital de la majoria dels asteroides se situa amb una inclinació inferior als 15º respecte del pla orbital terrestre, cosa que limita la seva visibilitat al cel a una franja situada al voltant de l’eclíptica.

Cometes

Alguns cometes, quan s’acosten al Sol, són prou brillants per a ser visibles a ull nu, i en algunes ocasions es converteixen en els objectes més espectaculars visibles al cel. De fet, fins la història recent els cometes, per la seva espectacularitat, es consideraven els portadors de desastres naturals, com ara guerres o epidèmies. Els cometes són objectes compostos en bona part per substàncies volàtils, com l’aigua, el diòxid de carboni, el metà o l’amoníac, que s’evaporen quan s’acosten al Sol. Durant el procés d’evaporació el nucli cometari llança a l’espai no únicament les substàncies volàtils, sinó també partícules sòlides que formen la cua del cometa, i es pot arribar a estendre milions de quilòmetres. Aquesta cua és la que, vista des de la Terra, pot donar espectacularitat al cometa. En canvi, el nucli del cometa, que expulsa els materials volàtils, sol tenir una grandària inferior als 40 km i només és visible amb ajuda òptica.

Per les seves característiques orbitals, els cometes de curt període provenen de regions de l’anomenat disc dispers, més enllà del cinturó de Kuiper, mentre que els de període orbital més gran, de milers o fins i tot milions d’anys, tenen el seu origen en el núvol d’Oort, però la majoria tenen òrbites el·líp tiques amb una alta excentricitat. Per aquesta raó, i especialment els cometes de període llarg, en el seu pas pel periheli poden assolir velocitats molt elevades, que donen moviments aparents ràpids al cel, fins a uns quants graus per dia (el cometa IRAS-Araki-Alcock, que es va acostar fins a 0,03 UA de la Terra el 1983, es va arribar a moure a l’enorme velocitat de 30º/dia). Això fa que la visibilitat dels cometes quan despleguen al màxim les seves cues sigui relativament breu, d’unes poques setmanes a mesos, excepte en el cas de grans cometes visibles a grans distàncies com el Hale-Bopp, descobert el 1995, que va ser visible a simple vista durant el temps rècord de 18 mesos. D’altra banda, la inclinació de les òrbites cometàries respecte de l’eclíptica és totalment aleatòria entre 0 i 180º (per a inclinacions superiors a 90º el moviment orbital és retrògrad, és a dir, en sentit contrari al dels planetes), per tant els seus moviment s al cel no són restringits a l’eclíptica.

Cossos del cinturó de Kuiper o transneptunians

Aquest objectes, entre els quals s’inclou Plutó, són molt febles i només es poden veure amb ajuda òptica. Apareixen com un punt diminut, excepte si són observats amb tècniques especials i grans telescopis o des de l’espai.

Meteoroides

Els meteoroides són cossos molt petits, des de partícules de poc menys d’un mil·límetre fins a 50 m de diàmetre, que orbiten el Sol i que s’observen quan es desintegren a l’atmosfera de la Terra. Es tracta de fragments de cometes o asteroides que, en col·lidir amb la Terra, es desintegren a altures que van entre els 100 i els 50 km sobre la superfície. A les enormes velocitats d’entrada, entre 10 i 70 km/s, els meteoroides freguen amb les molècules dels gasos atmosfèrics i en la seva trajectòria eleven les temperatures de l’aire i del mateix meteoroide entre 2.000 i 3.000 ºC. En aquest procés el meteoroide emet llum i produeix un meteor conegut popularment com estrella fugaç. Quan la brillantor d’un meteor supera la del planeta Venus, l’astre més brillant del cel després de la Lluna, el meteor s’anomena bòlid, i si és prou brillant pot ser visible a ple dia. Molts meteoroides orbiten el Sol en eixams originats pels materials emesos pels cometes; així s’originen les pluges d’estrelles, com les populars llàgrimes de Sant Llorenç o Perseids visibles entre l’11 i el 12 d’agost, associades amb el cometa Swift-Tuttle; els Leònids, visibles entre el 15 i el 21 de novembre associades amb el cometa Tempel-Tuttle, o els Gemínids visibles entre el 7 i el 17 de desembre.