Història de l'observació de Mart: diferència entre les revisions
Creada per traducció de la pàgina «History of Mars observation» |
(Cap diferència)
|
Revisió del 22:05, 5 abr 2021
.jpg)
La història de l'observació de Mart tracta sobre la història registrada de l'observació del planeta Mart feta pels humans. Alguns dels primers registres de l'observació de Mart es remunten a l'era dels antics astrònoms egipcis del 2n mil·lenni aC . L'astronomia xinesa va fer estudis sobre els moviments de Mart abans de la fundació de la dinastia Zhou (1045 aC). Els astrònoms babilonis van fer observacions detallades de la posició de Mart que van desenvolupar tècniques aritmètiques per predir la posició futura del planeta. Els filòsofs grecs antics i els astrònoms de l'antiga Grècia van desenvolupar una teoria geocèntrica per explicar els moviments del planeta. Les mesures del diàmetre angular de Mart es poden trobar en textos de l'antiga astronomia india. Al segle XVI, Nicolau Copèrnic va proposar un model heliocèntric per al Sistema Solar en el qual els planetes seguien òrbites circulars sobre el Sol . Aquest paradigma va ser revisat per Johannes Kepler, postulant una òrbita el·líptica per a Mart que s'ajustava amb més precisió a les dades d'observació.
La primera observació telescòpica de Mart va ser feta per Galileu Galilei el 1610. Al cap d’un segle, els astrònoms van descobrir diferents característiques d’albedo al planeta, incloent el pegat fosc Syrtis Major Planum i els casquets polars. Van poder determinar el període de rotació i la inclinació axial del planeta. Aquestes observacions es van fer principalment durant els intervals de temps en què el planeta estava situat en oposició al Sol, punt en què Mart fa les seves aproximacions més properes a la Terra. Els millors telescopis desenvolupats a principis del segle XIX van permetre cartografiar detalladament les característiques permanents del albedo marcià. El primer mapa cru de Mart es va publicar el 1840, seguit de mapes més refinats a partir del 1877. Quan els astrònoms van pensar erròniament que havien detectat la línia espectral de l'aigua a l'atmosfera marciana, la idea de la vida a Mart es va popularitzar entre el públic. Percival Lowell creia que podia veure una xarxa de canals artificials a Mart . [1] Aquestes característiques lineals més tard van demostrar ser una il·lusió òptica i es va trobar que l’atmosfera era massa prima per suportar un entorn semblant a la Terra .
Des de la dècada de 1870 s’observen núvols grocs a Mart, que Eugène M. Antoniadi va suggerir que eren sorra o pols bufada pel vent. Durant la dècada de 1920, es va mesurar l'interval de temperatura superficial marciana; oscil·lava entre −85 a 7 °C (−121 a 45 °F) . Es va trobar que l’atmosfera planetària era àrida amb només traces d’oxigen i aigua. El 1947, Gerard Kuiper va demostrar que la fina atmosfera marciana contenia dosis grans de diòxid de carboni ; aproximadament el doble de la quantitat que es troba a l'atmosfera terrestre. La primera nomenclatura estàndard per a les característiques de l'albedo de Mart va ser adoptada el 1960 per la Unió Astronòmica Internacional . Des dels anys seixanta, s'han enviat múltiples naus espacials robòtiques per explorar Mart des de l’òrbita i la superfície. El planeta s’ha mantingut sota observació mitjançant instruments terrestres i espacials en un ampli ventall de l’ espectre electromagnètic . El descobriment de meteorits a la Terra originats a Mart ha permès examinar en laboratori les condicions químiques del planeta.
Primers registres
Els astrònoms egipcis antics van registrar l’existència de Mart com a objecte errant al cel nocturn. Al segon mil·lenni aC estaven familiaritzats amb l'aparent moviment retrògrad del planeta, en el qual sembla que es mou en la direcció oposada a través del cel des de la seva progressió normal. Mart es va representar al sostre de la tomba de Seti I, al sostre del Ramesseum i al mapa estel·lar de Senenmut. L'últim és el mapa estel·lar més antic conegut, datat el 1534 aC, i basat en la posició dels planetes.
En el període de l’ Imperi neobabilònic,els astrònoms babilonis feien observacions sistemàtiques de les posicions i el comportament dels planetes. Per a Mart, sabien, per exemple, que el planeta feia 37 períodes orbitals, o 42 circuits del zodíac, cada 79 anys. Els babilonis van inventar mètodes aritmètics per fer petites correccions a les posicions previstes dels planetes. Aquesta tècnica es va derivar principalment de les mesures temporals, com quan Mart s'aixeca per sobre de l'horitzó, en lloc de la posició menys coneguda del planeta sobre l' esfera celeste .
Els registres xinesos dels albiraments i moviments de Mart apareixen abans de la fundació de la dinastia Zhou (1045 aC) i, per la dinastia Qin (221 aC), els astrònoms ja mantenien registres estrets de conjuncions planetàries, incloses les de Mart. Les ocultacions de Mart per part de Venus es van assenyalar el 368, 375 i 405 dC. El període i el moviment de l'òrbita del planeta es van conèixer amb detall durant la dinastia Tang (618 dC).
L' astronomia de l'antiga Grècia va estar influenciada pel coneixement transmès des de la cultura mesopotàmica. Així, els babilonis van associar Mart a Nergal, el seu déu de la guerra i la epidèmies, i els grecs van connectar el planeta amb el seu déu de la guerra, Ares. Durant aquest període, els moviments dels planetes eren poc interessants per als grecs; Els treballs i dies d'Hesíode ( cap al 650 aC) no fa esment dels planetes.
Models orbitals
Els grecs van utilitzar la paraula planēton per referir-se als set cossos celestes que es movien respecte a les estrelles del fons i tenien una visió geocèntrica per la qual aquests cossos es movien a causa de la Terra . En la seva obra, La República (X.616E – 617B), el filòsof grec Plató va proporcionar l’afirmació més antiga coneguda que defineix l’ordre dels planetes en la tradició astronòmica grega. La seva llista, per ordre de la més propera a la més allunyada de la Terra, era la següent: la Lluna, el Sol, Venus, Mercuri, Mart, Júpiter, Saturn i les estrelles fixes. En el seu diàleg Timeu, Plató va proposar que la progressió d’aquests objectes a través del cel depenia de la seva distància, de manera que l’objecte més distant es movia a menor velocitat.
Aristòtil, estudiant de Plató, va observar una ocultació de Mart per la Lluna el 4 de maig de 357 aC. [2] D’això va concloure que Mart havia d’estar més lluny de la Terra que la Lluna. Va assenyalar que altres ocultacions d’aquest tipus d’estrelles i planetes havien estat observades pels egipcis i els babilonis. [3] Aristòtil va utilitzar aquesta evidència observacional per donar suport a la seqüenciació grega dels planetes. La seva obra Sobre el cel va presentar un model de l’univers en què el Sol, la Lluna i els planetes circulen al voltant de la Terra a distàncies fixes. Una versió més sofisticada del model geocèntric va ser desenvolupada per l'astrònom grec Hiparc de Nicea quan va proposar que Mart es mogués al llarg d'una pista circular anomenada epicicle que, al seu torn, orbitava al voltant de la Terra al llarg d'un cercle més gran anomenat deferent .
A l'Egipte romà durant el segle II dC, Claudi Ptolemeu (Ptolemeu) va intentar abordar el problema del moviment orbital de Mart. Les observacions de Mart havien demostrat que el planeta semblava moure's un 40% més ràpidament per un costat de la seva òrbita que per l'altre, en conflicte amb el model aristotèlic de moviment uniforme. Ptolemeu va modificar el model del moviment planetari afegint un punt desplaçat, Equant, des del centre de l'òrbita circular al voltant de la qual es mou el planeta a una velocitat de rotació uniforme. Va proposar que l'ordre dels planetes, augmentant la distància, fos: la Lluna, Mercuri, Venus, Sol, Mart, Júpiter, Saturn i les estrelles fixes. El model de Ptolemeu i el seu treball col·lectiu sobre astronomia es van publicar a la col·lecció de diversos volums Almagest, que es va convertir en el tractat d’autoritat sobre astronomia occidental durant els següents catorze segles.
Al segle V dC, el text astronòmic indi Surya Siddhanta va estimar la mida angular de Mart en 2 arc-minuts (1/30 de grau) i la seva distància a la Terra de 10.433.000 km (1.296.600 yojana, on una yojana equival a vuit km al Surya Siddhanta ). D’això es dedueix que el diàmetre de Mart seria de 6.070 km (754,4 yojana), amb un error dins de l'11% del valor acceptat actualment de 6.788 km. No obstant això, aquesta estimació es basava en una suposició inexacta de la mida angular del planeta. El resultat pot haver estat influït per l'obra de Ptolemeu, que va incloure un valor d'1,57 minuts d'arc. Les dues estimacions són significativament més grans que el valor obtingut posteriorment per telescopi.
 </img>Moviments geocèntrics de Mart de Kepler d' Astronomia Nova (1609) |
 </img>Càlculs moderns d’oposició |
| Aquests gràfics mostren la direcció i la distància de Mart respecte a la Terra al centre, amb oposicions i moviment retrògrad aparent cada 2 anys aproximadament i oposicions més properes cada 15-17 anys a causa de l'òrbita excèntrica de Mart. | |
El 1543, Nicolau Copèrnic va publicar un model heliocèntric a la seva obra De revolutionibus orbium coelestium . Aquest enfocament va situar la Terra en una òrbita al voltant del Sol entre les òrbites circulars de Venus i Mart. El seu model explicava amb èxit per què els planetes Mart, Júpiter i Saturn es trobaven al costat oposat del cel del Sol sempre que es trobaven enmig dels seus moviments retrògrads. Copèrnic va ser capaç d'ordenar els planetes en el seu ordre heliocèntric correcte basant-se únicament en el període de les seves òrbites sobre el Sol. La seva teoria va anar guanyant acceptació entre els astrònoms europeus, particularment després de la publicació de les taules pruteniques per l'astrònom alemany Erasmus Reinhold el 1551, que es van calcular mitjançant el model copernicà.
El 13 d'octubre de 1590, l'astrònom alemany Michael Maestlin va observar una ocultació de Mart per part de Venus. Un dels seus estudiants, Johannes Kepler, es va convertir ràpidament en favorable al sistema copernicà. Després de completar la seva formació, Kepler es va convertir en ajudant del noble i astrònom danès Tycho Brahe . Amb l’accés concedit a les observacions detallades de Tycho sobre Mart, Kepler es va posar a treballar matemàticament per muntar un reemplaçament a les taules pruteniques. Després de fracassar en repetides ocasions el moviment de Mart en una òrbita circular, tal com es requeria sota el copernicanisme, va aconseguir fer coincidir les observacions de Tycho assumint que l'òrbita era una el·lipse i que el Sol estava situat en un dels focus . El seu model es va convertir en la base de les lleis de Kepler sobre el moviment planetari, que es van publicar a la seva obra de diversos volums Epitome Astronomiae Copernicanae (Epitome of Copernican Astronomy) entre 1615 i 1621.
Primeres observacions amb telescopi
En el seu enfocament més proper, el diàmetre angular de Mart és de 25 segons d'arc (una unitat de grau ); això és massa petit per resoldre-ho a ull nu. Per tant, abans de la invenció del telescopi, no se sabia res del planeta a part de la seva posició sobre el cel. El científic italià Galileo Galilei va ser la primera persona coneguda que va utilitzar un telescopi per fer observacions astronòmiques. Els seus registres indiquen que va començar a observar Mart a través d'un telescopi el setembre de 1610. Aquest instrument era massa primitiu per mostrar qualsevol detall superficial del planeta manera que es va fixar l'objectiu de veure si Mart presentava fases de foscor parcial similars a Venus o la Lluna . Encara que el seu èxit era incert , al desembre va assenyalar que Mart havia reduït la seva mida angular. L'astrònom polonès Johannes Hevelius va aconseguir observar una fase de Mart el 1645.
El 1644, el jesuïta italià Daniello Bartoli va informar de veure dues taques més fosques a Mart. Durant les oposicions astronòmiques de 1651, 1653 i 1655, quan el planeta es va apropar més a la Terra, l'astrònom italià Giovanni Battista Riccioli i el seu alumne Francesco Maria Grimaldi van observar taques de diferent albedo a Mart. La primera persona que va dibuixar un mapa de Mart que mostrava les característiques del terreny va ser l'astrònom holandès Christiaan Huygens . El 28 de novembre de 1659 va fer una il·lustració de Mart que mostrava la diferent regió fosca que ara es coneix com Syrtis Major Planum i possiblement una de les capes polars de gel. El mateix any, va aconseguir mesurar el període de rotació del planeta, donant-li aproximadament 24 hores. Va fer una estimació aproximada del diàmetre de Mart, endevinant que té aproximadament el 60% de la mida de la Terra, cosa que es compara bé amb el valor modern del 53%. Potser la primera menció definitiva de la capa de gel polar sud de Mart va ser de l'astrònom italià Giovanni Domenico Cassini, el 1666. Aquell mateix any, va utilitzar observacions de les marques superficials a Mart per determinar un període de rotació de 24 h 40 m . Això difereix del valor acceptat actualment en menys de tres minuts. El 1672, Huygens va notar una gorra blanca borrosa al pol nord.
Després que Cassini es convertís en el primer director de l' Observatori de París el 1671, va abordar el problema de l'escala física del sistema solar. La mida relativa de les òrbites planetàries es coneixia per la tercera llei de Kepler, de manera que el que calia era la mida real d’una de les òrbites del planeta. Amb aquest propòsit, la posició de Mart es va mesurar contra les estrelles de fons de diferents punts de la Terra, valorant així la paral·laxi diürna del planeta. Durant aquest any, el planeta va passar del punt al llarg de la seva òrbita on es trobava més a prop del Sol -oposició perihèlica-, que va permetre que es tractés d’una aproximació particularment propera a la Terra. Cassini i Jean Picard van determinar la posició de Mart des de París, mentre que l'astrònom francès Jean Richer va fer mesures des de Cayenne, a Amèrica del Sud . Tot i que aquestes observacions es van veure obstaculitzades per la qualitat dels instruments, la paral·laxi calculada per Cassini es va situar dins del 10% del valor correcte. L'astrònom anglès John Flamsteed va fer intents de mesura comparables i va tenir resultats similars.
El 1704, l'astrònom italià Giacomo F. Maraldi "va fer un estudi sistemàtic del casquet sud i va observar que experimentava variacions a mesura que el planeta girava". Això indicava que el casquet no estava centrat en el pol. Va observar que la mida del pol variava amb el pas del temps. L'astrònom britànic d'origen alemany William Herschel va començar a fer observacions del planeta Mart el 1777, en particular dels seus casquets polars. El 1781, va assenyalar que el casquet sud semblava "extremadament gran", cosa que va atribuir a que aquest pol estigués a la foscor durant els darrers dotze mesos. El 1784, el casquet sud semblava molt més petit, fet que suggeriria que els casquets varien segons les estacions del planeta i, per tant, estaven fets de gel. El 1781, va estimar el període de rotació de Mart en 24 h 39 m 21,67 s i va mesurar la obliqüitat de l'eclíptica dels pols del planeta fins al pla orbital de 28,5 °. Va assenyalar que Mart tenia una "atmosfera considerable però moderada, de manera que els seus habitants probablement gaudeixen d'una situació en molts aspectes similar a la nostra". Entre el 1796 i el 1809, l'astrònom francès Honoré Flaugergues va notar enfosquiments de Mart, suggerint que "vels de color ocre" cobrien la superfície. Aquest pot ser el primer informe de núvols grocs o tempestes a Mart.
Període geogràfic
A principis del segle XIX, les millores en la mida i la qualitat de l’òptica del telescopi van demostrar un avanç significatiu en la capacitat d’observació. La més notable entre aquestes millores va ser el component doble de la lent acromàtica ideada per l'òptic alemany Joseph von Fraunhofer que va eliminar essencialment el coma, un efecte òptic que pot distorsionar la vora exterior de la imatge. El 1812, Fraunhofer havia aconseguit crear un objectiu acromàtic 190 mm (7.5 in) de diàmetre. La mida d’aquest objectiu primari és el factor principal per determinar la capacitat de recollida de llum i la resolució d’un telescopi refractor. Durant l’oposició de Mart el 1830, els astrònoms alemanys Johann Heinrich Mädler i Wilhelm Beer van utilitzar un telescopi refractor de 95 mm. Fraunhofer va portar a terme un ampli estudi sobre el planeta. Van escollir una característica situada a 8 ° al sud de l’ equador com a punt de referència. (Més tard es va anomenar Sinus Meridiani i es convertiria en el meridià zero de Mart. Durant les seves observacions, va establir que la majoria de les característiques superficials de Mart eren permanents i va determinar amb més precisió el període de rotació del planeta. El 1840, Mädler va combinar deu anys d'observacions per dibuixar el primer mapa de Mart. En lloc de donar noms a les diverses marques, Beer i Mädler simplement els designaven amb lletres; així, Meridian Bay (Sinus Meridiani) va tenir la característica " a ".
L'astrònom italià Angelo Secchi va treballar a l’Observatori del Vaticà durant l’oposició de Mart el 1858 i va apuntar una gran característica triangular blava, que va anomenar “Escorpí Blau”. Aquesta mateixa formació estacional en forma de núvol va ser vista per l'astrònom anglès J. Norman Lockyer el 1862, i ha estat vista per altres observadors. Durant l'oposició de 1862, l'astrònom holandès Frederik Kaiser va produir dibuixos de Mart. En comparar les seves il·lustracions amb les de Huygens i el filòsof natural anglès Robert Hooke, va poder perfeccionar encara més el període de rotació de Mart. El seu valor de 24 h 37 m 22,6 s és precís a una dècima de segon. El pare Secchi va produir algunes de les primeres il·lustracions en color de Mart el 1863. Va utilitzar els noms d’exploradors famosos per a les diferents característiques. El 1869, va observar dos trets lineals foscos a la superfície que va anomenar canali, que és la denominació italiana per a "canals" o "ranures". El 1867, l'astrònom anglès Richard A. Proctor va crear un mapa més detallat de Mart basat en els dibuixos de l'astrònom anglès William R. Dawes el1864. Proctor va batejar els diversos trets mes clars o foscos dels albedos amb els astrònoms, passats i presents, que havien contribuït a les observacions de Mart. Durant la mateixa dècada, l’astrònom francès Camille Flammarion i l’astrònom anglès Nathan Green van produir mapes i nomenclatures comparables.
A la Universitat de Leipzig el 1862–64, l'astrònom alemany Johann KF Zöllner havia desenvolupar un fotòmetre personalitzat per mesurar la reflectivitat de la Lluna, els planetes i les estrelles brillants. Per a Mart, va derivar un albedo de 0,27. Entre 1877 i 1893, els astrònoms alemanys Gustav Müller i Paul Kempf van observar Mart utilitzant el fotòmetre de Zöllner. Hi van trobar un petit propagacío constant -la variació de la reflectivitat amb l’angle-que indica que la superfície de Mart és llisa i sense grans irregularitats. El 1867, l'astrònom francès Pierre Janssen i l'astrònom britànic William Huggins van utilitzar espectroscopis per examinar l'atmosfera de Mart. Tots dos van comparar l’ espectre òptic de Mart amb el de la Lluna . Com que l’espectre d’aquest últim no mostrava línies d’absorció d’aigua, creien haver detectat la presència de vapor d’aigua a l’atmosfera de Mart. Aquest resultat va ser confirmat per l'astrònom alemany Herman C. Vogel el 1872 i l'astrònom anglès Edward W. Maunder el 1875, però després es posaria en dubte.
El 1877 es va produir una oposició perihelica particularment favorable. L'astrònom anglès David Gill va aprofitar aquesta oportunitat per mesurar la paral·laxi diürna de Mart des de l'illa de l'Ascensió, que va conduir a una estimació de paral·laxi de 8.78 ± 0.01 arcseconds . Utilitzant aquest resultat, va poder determinar amb més precisió la distància de la Terra al Sol, basant-se en la mida relativa de les òrbites de Mart i la Terra. Assenyalaria que la vora del disc de Mart semblava difusa a causa de la seva atmosfera, cosa que limitava la precisió que podia obtenir per a la posició del planeta.
L'agost de 1877, l'astrònom nord-americà Asaph Hall va descobrir les dues llunes de Mart amb un 660 mm (26 in) telescopi a l’ Observatori Naval dels Estats Units . Hall va escollir els noms dels dos satèl·lits, Phobos i Deimos, a partir d’un suggeriment de Henry Madan, instructor de ciències a l’ Eton College d’Anglaterra.
Canals marcians
Durant l'oposició de 1877, l'astrònom italià Giovanni Schiaparelli va utilitzar un telescopi de 22 cm (8.7 in) per ajudar a produir el primer mapa detallat de Mart. Aquests mapes contenien particularment trets que va anomenar canali, que es van demostrar més tard com una il·lusió òptica . Aquests canals eren suposadament línies rectes llargues a la superfície de Mart a les quals va donar noms de rius famosos a la Terra. El seu terme canali va ser popularment mal traduït en anglès com a canals . El 1886, l'astrònom anglès William F. Denning va observar que aquestes característiques lineals tenien una naturalesa irregular i presentaven concentracions i interrupcions. El 1895, l'astrònom anglès Edward Maunder es va convèncer que les característiques lineals eren simplement la suma de molts detalls més petits.
En la seva obra La planète Mars et ses conditions d'habitabilité de 1892, Camille Flammarion va escriure sobre com aquests canals s'assemblaven als canals artificials, que una raça intel·ligent podia utilitzar per redistribuir l'aigua a través d'un món marcià que es moria. Va defensar l'existència d'aquests habitants i va suggerir que podrien estar més avançats que els humans.
Influït per les observacions de Schiaparelli, Percival Lowell va fundar un observatori amb 30-i-45 cm (12-i-18 in) telescopis. L'observatori es va utilitzar per a l'exploració de Mart durant l'última bona oposició de 1894 i les següents oposicions menys favorables. Va publicar llibres sobre Mart i la vida al planeta, que van tenir una gran influència en el públic. Els canals van ser trobats per altres astrònoms, com Henri Joseph Perrotin i Louis Thollon amb un telescopi refractor de 38 cm (15 in) a l’ Observatori de Niça a França, un dels telescopis més grans d’aquella època.
A partir del 1901, l'astrònom nord-americà AE Douglass va intentar fotografiar les característiques dels canals de Mart. Aquests esforços semblaven tenir èxit quan l'astrònom nord-americà Carl Otto Lampland publicaria fotografies dels suposats canals el 1905. Tot i que aquests resultats van ser àmpliament acceptats, van ser contestats per l'astrònom grec Eugène M. Antoniadi, el naturalista anglès Alfred Russel Wallace i altres com a trets merament imaginats. A mesura que s’utilitzaven telescopis més grans, s’observaven menys canals rectes i llargs. Durant una observació realitzada el 1909 per Flammarion amb un 84 cm (33 in) telescopi, es van observar patrons irregulars, però no es va veure cap canali.
A partir del 1909, Eugène Antoniadi va ser capaç d’ajudar a desmentir la teoria dels canals marcians mirant a través del gran refractor de Meudon, la Grande Lunette (83). lent de cm). [4] En ser observat pel tercer refractor més gran del món, Mart estava en oposició i tenia un clima clar i excepcional. El canali es va dissoldre davant els ulls d'Antoniadi en diversos "punts i taques" a la superfície de Mart .
Afinació dels paràmetres planetaris
L'obscuriment de la superfície causat per núvols grocs s'havia observat a la dècada de 1870 quan van ser observats per Schiaparelli. Les evidències d’aquest tipus de núvols es van observar durant les oposicions de 1892 i 1907. El 1909, Antoniadi va assenyalar que la presència de núvols grocs es va associar amb l'obscuriment dels trets d'albedo. Descobriria que Mart apareixia més groc durant les oposicions quan el planeta estava més a prop del Sol i rebia més energia, i va suggerir sorra o pols bufada pel vent com a causa dels núvols.
El 1894, l'astrònom nord-americà William W. Campbell va trobar que l'espectre de Mart era idèntic a l'espectre de la Lluna, posant en dubte la creixent teoria que l'atmosfera de Mart és similar a la de la Terra. Les deteccions prèvies d’aigua a l’atmosfera de Mart s’explicaven per condicions desfavorables i Campbell va determinar que l'empremta de l’aigua provenia completament de l’atmosfera terrestre. Tot i que va estar d’acord que els casquets de gel indicaven que hi havia aigua a l’atmosfera, no creia que els casquets fossin prou grans com per permetre la detecció del vapor d’aigua. En aquell moment, els resultats de Campbell es van considerar controvertits i van ser criticats per membres de la comunitat astronòmica, però van ser confirmats per l'astrònom nord-americà Walter S. Adams el 1925.
L'astrònom alemany bàltic Hermann Struve va utilitzar els canvis observats en les òrbites de les llunes marcianes per determinar la influència gravitatòria de la forma oblata del planeta. El 1895, va utilitzar aquestes dades per estimar que el diàmetre equatorial era 1/190 més gran que el diàmetre polar. El 1911, va refinar el valor a 1/192. Aquest resultat va ser confirmat pel meteoròleg nord-americà Edgar W. Woolard el 1944.
Utilitzant un termoparell al buit unit al 2.54 m (100 in) Telescopi Hooker a l’Observatori Mount Wilson, el 1924 els astrònoms nord-americans Seth Barnes Nicholson i Edison Pettit van ser capaços de mesurar l’energia tèrmica que radiava la superfície de Mart. Determinarien que la temperatura oscil·lava entre −68 °C (−90 °F) al pal fins a 7 °C (45 °F) al punt mig del disc (corresponent a l' equador ). A partir del mateix any, el físic nord-americà William Coblentz i l'astrònom nord-americà Carl Otto Lampland van mesurar l'energia irradiada de Mart. Els resultats van mostrar que la temperatura nocturna a Mart va baixar a −85 °C (−121 °F), que indica una "enorme fluctuació diürna " en les temperatures. La temperatura dels núvols marcians es va mesurar com a −30 °C (−22 °F) . El 1926, mesurant línies espectrals desplaçades cap al vermell pels moviments orbitals de Mart i la Terra, l'astrònom nord-americà Walter Sydney Adams va ser capaç de mesurar directament la quantitat d'oxigen i vapor d'aigua a l'atmosfera de Mart. Va determinar que "les condicions extremes del desert" eren prevalents a Mart. El 1934, Adams i l'astrònom nord-americà Theodore Dunham, Jr. va trobar que la quantitat d'oxigen a l'atmosfera de Mart era inferior a l'1% de la quantitat en una àrea comparable a la Terra.
El 1927, l'estudiant holandès graduat Cyprianus Annius van den Bosch va fer una determinació de la massa de Mart basada en els moviments de les llunes marcianes, amb una precisió del 0,2%. Aquest resultat va ser confirmat per l'astrònom holandès Willem de Sitter i publicat pòstumament el 1938. Utilitzant observacions de l’ asteroide proper Eros de la Terra des de 1926 fins a 1945, l’astrònom germanoamericà Eugene K. Rabe va poder fer una estimació independent de la massa de Mart, així com dels altres planetes del sistema solar interior, a partir de les pertorbacions gravitatòries de l'asteroide. El seu marge d’error estimat era del 0,05%, però les comprovacions posteriors van suggerir que el seu resultat estava mal determinat en comparació amb altres mètodes.
Durant la dècada de 1920, l'astrònom francès Bernard Lyot va utilitzar un polarímetre per estudiar les propietats superficials de la Lluna i dels planetes. El 1929, va assenyalar que la llum polaritzada emesa des de la superfície marciana és molt similar a la que irradia la Lluna, tot i que va especular que les seves observacions podrien explicar-se per les gelades i possiblement per la vegetació. Basant-se en la quantitat de llum solar dispersada per l'atmosfera marciana, va establir un límit superior de 1/15 del gruix de l'atmosfera terrestre. Això va restringir la pressió superficial a no més de 2.4 kPa (24 mbar). Mitjançant l’ espectrometria d’infrarojos, el 1947 l’astrònom holandès-americà Gerard Kuiper va detectar diòxid de carboni a l’atmosfera marciana. Estimaria que la quantitat de diòxid de carboni en una àrea determinada de la superfície és el doble que la de la Terra. No obstant això, com que va sobreestimar la pressió superficial a Mart, Kuiper va concloure erròniament que les capes de gel no podien estar compostes de diòxid de carboni congelat. El 1948, el meteoròleg nord-americà Seymour L. Hess va determinar que la formació dels núvols prims marcians només requeriria 4 mm (0.16 in) de precipitació d’aigua i una pressió de 0.1 kPa (1.0 mbar) .
La primera nomenclatura estàndard per als trets d'albedo marcià va ser introduïda per la Unió Astronòmica Internacional (IAU) quan el 1960 van adoptar 128 noms del mapa d'Antoniadi de 1929 anomenat La Planète Mars . El Grup de treball per a la nomenclatura del sistema planetari (WGPSN) es va crear per la IAU el 1973 per estandarditzar l’esquema de denominació de Mart i altres cossos.
Teledetecció
El Programa Internacional de Patrulla Planetària es va constituir el 1969 com un consorci per supervisar contínuament els canvis planetaris. Aquest grup mundial es va centrar en l'observació de tempestes de pols a Mart. Les seves imatges permeten estudiar els patrons estacionals marcians a nivell mundial, i van demostrar que la majoria de les tempestes de pols marciana es produeixen quan el planeta està més a prop del Sol.
Des dels anys seixanta, les naus espacials robotitzades s’han enviat a explorar Mart des de l’òrbita i la superfície mostrant amplis detalls. A més, la teledetecció de Mart des de la Terra mitjançant telescopis terrestres i orbitants s'ha continuat en gran part de l’ espectre electromagnètic . Aquests inclouen observacions infraroges per determinar la composició de la superfície, observació ultraviolada i submil·limètrica de la composició atmosfèrica, i mesures radio de la velocitat del vent.
El Telescopi espacial Hubble (TEH) s’ha utilitzat per realitzar estudis sistemàtics de Mart i ha pres imatges de més alta resolució mai capturades des de la Terra. Aquest telescopi pot produir imatges útils del planeta quan es troba a una distància angular d'almenys 50 ° del Sol. Ek TEH pot captar imatges d’un hemisferi, que produeix vistes de sistemes meteorològics sencers. Els telescopis basats en la Terra equipats amb sensors CCD poden produir imatges útils de Mart, cosa que permet un control regular del temps del planeta durant les oposicions.
Els astrònoms van observar per primera vegada l’emissió de raigs X de Mart per part de l' Observatori de raigs X Chandra el 2001 i el 2003 es va demostrar que tenia dos components. El primer component és causat pels raigs X del Sol que es dispersen per l'atmosfera superior marciana. El segon prové de les interaccions entre ions que donen lloc a un intercanvi de càrregues. L'observació orbitant XMM-Newton ha observat l'emissió d'aquesta última font fins a vuit vegades el radi de Mart.
El 1983, l’anàlisi del grup de meteorits shergottita, nakhlita i chassignita (SNC) va demostrar que es podrien originar a Mart . Es creu que el meteorit Allan Hills 84001, descobert a l’ Antàrtida el 1984, es va originar a Mart, però té una composició completament diferent a la del grup SNC. El 1996 es va anunciar que aquest meteorit podria mostrar proves de fòssils microscòpics de bacteris marcians. No obstant això, aquesta troballa continua sent controvertida. L'anàlisi química dels meteorits marcians trobats a la Terra suggereix que la temperatura ambiental a prop de la superfície de Mart probablement ha estat inferior al punt de congelació de l'aigua (0 C °) durant bona part dels darrers quatre mil milions d’anys.
Observacions
Vegeu també
Referències
Enllaços externs
- «Pop culture Mars». Mars Exploration Program. NASA, May 5, 2008. [Consulta: 16 juny 2012].
- Snyder, Dave. «An observational history of Mars», May 2001. [Consulta: 16 juny 2012].
- ↑ Dunlap, David W. «Life on Mars? You Read It Here First.». New York Times, October 1, 2015.
- ↑ Falta indicar la publicació. Bibcode: 1958SCoA....2..377C [Consulta: 5 desembre 2019].
- ↑ In China, astronomers recorded an occultation of Mars by the Moon in 69 BCE. See Price (2000:148).
- ↑ Dicati, Renato. Stamping Through Astronomy. Springer Science & Business Media, 2013-06-18. ISBN 9788847028296.