2. Carmen Cerdeño Ballesteros
Competic 3
EL SISTEMA SOLAR
Visió artística del Sol, els planetes del sistema solar i les seves òrbites, el cinturó
d'asteroides i un cometa.El sistema solar és el conjunt de tots els astres que orbiten al
voltant del Sol i que, per tant, hi estan gravitatòriament lligats. Està format per 8 planetes,
almenys 162 satèl·lits naturals o llunes i centenars de milers de planetes menors o
planetoides, asteroides, meteoroides i cometes. A més, també hi ha el que s'anomena
medi interplanetari, format per gas i pols. Tot aquest conjunt està situat en un dels braços
de la galàxia Via Làctia, girant al voltant del seu centre des de 26.000 anys-llum de
distància i a una velocitat de 220 km/s.
1. COMPOSICIÓ I ESTRUCTURA DEL SISTEMA SOLAR
Aquestes imatges que il·lustren l'òrbita de Sedna, donen una bona idea de
l'estructura del sistema solar. En el sentit de les agulles del rellotge començant a dalt a
l'esquerra: el sistema solar interior, el planetes exteriors i el cinturó de Kuiper, l'òrbita de
Sedna i el núvol d'Oort.
1.1. COSSOS
En termes generals, el sistema solar està estructurat de la forma següent: al centre
es troba el Sol, una estrella. Al voltant del Sol giren els 8 cossos majors, anomenats
planetes, que són (ordenats del més proper al més llunyà al Sol): Mercuri, Venus, la Terra,
Mart, Júpiter, Saturn, Urà i Neptú; Plutó des del 24 d'agost de 2006 ja no és considerat un
planeta, sinó un planeta nan. També al voltant del Sol giren centenars de milers de cossos
més petits que, segons la seva mida, composició i òrbita es classifiquen en planetes
menors o planetoides, meteoroides i cometes. Els planetes menors es divideixen en dos
grups: els asteroides i els objectes transneptunians, encara que a vegades quan es parla
d'asteroides es fa referència a tot el conjunt de planetes menors. Els podem trobar
escampats per tot el sistema solar però principalment es concentren en dues regions: el
cinturó d'asteroides o cinturó principal, situat entre les òrbites de Mart i Júpiter i el cinturó
de Kuiper, que es troba més enllà de l'òrbita de Neptú. Els meteoroides són petites roques
de menys de 50 metres de diàmetre que estan escampades per tot el sistema solar. Els
cometes són enormes blocs de gel i roca amb òrbites molt excèntriques. Es creu que
podria existir una regió molt allunyada del Sol anomenada núvol d'Oort que seria la font
d'on provenen els cometes.
Al voltant dels planetes giren els satèl·lits naturals o llunes. Cada planeta té un
nombre diferent de satèl·lits. En total, se n'han descobert 162 i estan distribuïts així: a la
Terra, 1 satèl·lit; a Mart, 2 satèl·lits; a Júpiter, 63 satèl·lits; a Saturn, 56 satèl·lits; a Urà, 27
satèl·lits; a Neptú, 13 satèl·lits i a Plutó, 3 satèl·lits. Mercuri i Venus no en tenen cap.
Aquestes xifres estan contínuament subjectes a canvi degut al descobriment de nous
satèl·lits. Alguns asteroides tenen els seus propis satèl·lits naturals que s'anomenen
satèl·lits asteroidals.
2
3. Carmen Cerdeño Ballesteros
Competic 3
1.2. ÒRBITES
Tots els cossos del sistema solar estan lligats al Sol a través de la força de la
gravetat segons la llei de la gravitació universal de Newton. El mateix passa entre els
satèl·lits i els cossos als quals orbiten. La gravetat és una força atractiva la intensitat de la
qual és més gran quanta més massa té un cos i s'afebleix a mesura que la distància entre
els cossos augmenta. El Sol és, amb molta diferència, el cos amb més massa del sistema
solar (un 99,86%), per això atrau a tots els altres cossos cap a ell. Al mateix temps, cada
cos atrau al Sol cap a ell però aquest efecte és tan petit que el podem ignorar. Aquesta
força d'atracció provoca que els cossos "caiguin" cap al Sol, però com que al mateix
temps es mouen a gran velocitat en direcció perpendicular a la força d'atracció, per la 3ª
llei de Newton apareix una força de reacció que s'equilibra amb la gravetat i permet als
cossos mantenir-se en trajectòries més o menys estables anomenades òrbites.
Les òrbites dels cossos del sistema solar estan determinades per les lleis de
Kepler, descobertes per l'astrònom alemany Johannes Kepler entre el 1609 i el 1618.
Aquestes lleis són tres i diuen el següent:
● 1a Llei: Els planetes descriuen òrbites el·líptiques, amb el Sol situat en un dels
focus. El grau d'allargament d'una el·lipse es mesura amb l'excentricitat, que val
0 si la corba és una circumferència i 1 si és una paràbola. Per a la majoria de
planetes, l'excentricitat és menor que 0,1 i, per tant, les seves òrbites són
pràcticament circulars. Dues excepcions són Mercuri amb 0,21 i Plutó amb 0,25.
● 2a Llei: La línia que uneix un planeta amb el Sol escombra àrees iguals en
temps iguals. És a dir, el planeta es desplaça més ràpidament quan està a prop
del Sol (al voltant del periheli) que quan n'està allunyat (al voltant de l'afeli). Això
és així perquè la gravetat del Sol accelera el planeta quan s'acosta i el
desaccelera quan s'allunya. Com que les òrbites dels planetes són quasi-
circulars aquest efecte no es nota gaire. És molt més evident, però, en les
òrbites dels cometes, que tenen òrbites molt excèntriques.
● 3a Llei: El quadrat del període orbital d'un planeta és directament proporcional al
cub del semieix major de la seva òrbita.
Quant menor és la distància mitjana Sol-planeta, menys tarda aquest en completar
la seva òrbita: Mercuri es mou més ràpid que Venus, Venus més ràpid que la Terra,... i
així successivament fins a Plutó que tarda 248 anys en donar una volta al Sol.
Kepler va enunciar aquestes lleis per a les òrbites dels planetes al voltant del Sol
però, de forma més general, són vàlides per a qualsevol cos que n'orbiti a un altre sempre
i quan la massa del cos orbitant sigui negligible respecte a la massa del cos central. Això
es compleix per als planetes respecte al Sol i per a la majoria de satèl·lits respecte als
seus corresponents planetes. Una altra limitació d'aquestes lleis és que no funcionen bé
en un sistema de més de dos cossos. Per exemple, en el cas del sistema Sol-Terra-Lluna
l'aproximació no és gaire bona. Per a calcular l'òrbita de la Lluna, el mètode empíric
inventat per Ptolemeu fa més de dos mil anys és més exacte que les lleis de Kepler. Isaac
Newton va generalitzar les lleis de Kepler per als cossos amb una velocitat major que la
3
4. Carmen Cerdeño Ballesteros
Competic 3
velocitat d'escapament i que, per tant, no tindran una òrbita el·líptica sinó parabòlica o
hiperbòlica. En aquests casos, la segona llei continua sent vàlida però la tercera llei no és
aplicable ja que, al ser òrbites obertes, el moviment no serà periòdic.
A més de seguir les lleis de Kepler, les òrbites dels planetes del sistema solar es
caracteritzen per trobar-se, aproximadament, en un mateix pla anomenat pla de l'eclíptica.
El pla de l'eclíptica és el pla que conté l'òrbita de la Terra. El fet d'haver pres aquest
pla com a pla de referència és per comoditat, en podríem haver escollit qualsevol altre. El
fet important és que la inclinació dels plans orbitals dels planetes és gairebé la mateixa
per a tots ells. La principal excepció és Plutó, l'òrbita del qual està inclinada 17º respecte a
l'eclíptica. Els cometes i molts dels objectes transneptunians també tenen òrbites molt
inclinades. Aquest és un dels motius pels quals es pensa que Plutó podria no ser un
verdader planeta sinó un planetoide. Aquest aplatament dels plans de les òrbites és
conseqüència del procés de formació del sistema solar: la rotació de la nebulosa solar va
provocar el seu propi aplatament formant un disc perpendicular a l'eix de rotació del Sol.
Els cossos amb òrbites molt inclinades s'haurien format molt aviat en el procés de
formació, abans que la nebulosa s'aplatés massa.
1.3. DISTÀNCIES
Quan s'han de mesurar distàncies dins del sistema solar, les unitats de longitud
que s'utilitzen habitualment a la Terra, com ara el quilòmetre, queden petites. Per
qüestions pràctiques, s'ha definit una unitat anomenada unitat astronòmica o UA de forma
que 1 UA és igual a la distància mitjana entre el Sol i la Terra, és a dir, uns 150 milions de
km.
A pesar del fet que en molts diagrames (com en el de la imatge inferior), per
qüestions pràctiques es representa el sistema solar com si hi hagués la mateixa distància
entre l'òrbita de cada planeta, en realitat les òrbites planetàries segueixen,
aproximadament, una progressió geomètrica, és a dir, que cada planeta es troba al doble
de distància del Sol que el planeta precedent: Venus està el doble de lluny que Mercuri, la
Terra el doble que Venus, Mart el doble que la Terra,... Aquesta relació s'expressa en la
llei de Titius-Bode, una fórmula matemàtica per a predir el semieix major () de l'òrbita dels
planetes en UA. S'escriu així: on k = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128.
Segons aquesta fórmula, esperaríem que Mercuri (k=0) es trobés a 0,4 UA i Mart
(k=4) a 1,6 UA. En realitat, aquesta llei només es compleix aproximadament (Mercuri està
a 0,39 UA i Mart a 1,52 UA); a k=8 no hi ha cap planeta sinó Ceres, l'asteroide més gran;
Neptú està molt més a prop de lo esperat i Plutó es troba allà on hauria d'estar Neptú.
Actualment no hi ha cap explicació científica de perquè aquesta llei "funciona" i molts
diuen que és només coincidència.
Els planetes i els principals satèl·lits del sistema solar. Al fons, el Sol. Els diàmetres
són a escala: 1 píxel = 1000 km. Distància mitjana al Sol Nom Semieix major (UA)
● Mercuri 0,39
● Venus 0,72
● Terra 1,00
4
5. Carmen Cerdeño Ballesteros
Competic 3
● Mart 1,52
● Cinturó d'asteroides 2,06 - 3,27
● Júpiter 5,20
● Saturn 9,54
● Urà 19,18
● Neptú 30,06
● Cinturó de Kuiper 30 - 50
● Núvol d'Oort ~50.000? - ~100.000
2. REGIONS DEL SISTEMA SOLAR
Generalment, els astrònoms divideixen el sistema solar en dues regions: el sistema
solar interior i el sistema solar exterior.
1.1. SISTEMA SOLAR INTERIOR
El sistema solar interior és la regió que va des del centre del sistema solar, on es
troba el Sol, fins al cinturó d'asteroides (entre 2,06 i 3,27 UA del Sol) i inclou els quatre
planetes interiors.
El Sol és una estrella de la seqüència principal de classe espectral G2. Això
significa que és una mica més gran i calenta que una estrella mitjana. Té un diàmetre de
1,4 milions de km i una massa de 2·1030 kg. Està format per un 71% d'hidrogen, un 21%
d'heli (en massa) i algunes traces d'elements més pesants. En el seu interior, la
temperatura pot arribar als 13,6 milions de graus. Aquestes temperatures permeten que
en el nucli hi tinguin lloc reaccions nuclears de fusió (principalment, hidrogen que es
converteix en heli). L'energia produïda en aquestes reaccions es transmet cap a l'exterior i
és radiada a l'espai en forma de llum i calor. La temperatura a la superfície és de 5.780 K
que equival a una longitud d'ona de la llum en el rang del color groc. Es va formar fa uns
5.000 milions d'anys, al mateix temps que el sistema solar, i arribarà al final de la seva
vida d'aquí a uns 5.000 milions d'anys més. Arribat aquell moment, es convertirà en una
gegant vermella i després en una nana blanca.
Els quatre planetes terrestres del sistema solar. D'esquerra a dreta: Mercuri,
Venus, la Terra i Mart.Els planetes interiors són Mercuri, Venus, la Terra i Mart. També
s'anomenen planetes terrestres o tel·lúrics perquè, a diferència dels exteriors, tenen unes
característiques físiques semblants a les de la Terra. Es caracteritzen per tenir una
escorça de roca sòlida, un diàmetre relativament petit i una densitat relativament alta (~5
gr/cm3) (comparats amb els exteriors). Al seu interior, tots tenen un nucli de ferro i un
mantell semi-líquid. Excepte Mercuri, tots tenen una atmosfera gasosa més o menys
densa. Tots tenen cràters d'impacte i molts tenen o han tingut activitat tectònica que ha
format muntanyes, valls, volcans,... Cap d'ells té anells i només la Terra (la Lluna) i Mart
(Fobos i Deimos) tenen satèl·lits naturals.
El cinturó d'asteroides és la regió dels sistema solar on es concentren la gran
majoria dels asteroides (fins a un 98%). Es troba entre les òrbites de Mart i Júpiter i per
tant en el límit entre el sistema solar interior i l'exterior. Els asteroides es diferencien dels
5
6. Carmen Cerdeño Ballesteros
Competic 3
planetes per la seva mida més reduïda i dels objectes transneptunians per estar formats
per roca sòlida i metalls enlloc de gel. L'asteroide més gran és Ceres amb 950 km de
diàmetre. Altres asteroides de gran mida són: Pal·les i Vesta. Alguns asteroides tenen
satèl·lits asteroidals com, per exemple, (243) Ida i el seu asteroide Dàctil.
1.2. SISTEMA SOLAR EXTERIOR
El sistema solar exterior és la regió que va des del cinturó d'asteroides fins als
límits del sistema solar. Inclou els planetes exteriors, els centaures, el cinturó de Kuiper, el
disc dispers i el núvol d'Oort. En els últims anys, el descobriment de gran nombre
d'objectes en la regió més enllà de l'òrbita de Neptú ha fet que, anàlogament al que passa
amb el cinturó d'asteroides, a vegades es consideri el cinturó de Kuiper com el límit del
sistema solar exterior.
Els quatre gegants gasosos del sistema solar. De dalt a baix: Neptú, Urà, Saturn i
Júpiter.Els planetes exteriors són Júpiter, Saturn, Urà, Neptú i Plutó. Excepte Plutó, tots
tenen unes característiques físiques semblants a les de Júpiter, el més gran de tots ells, i
és per això que també s'anomenen planetes jovians. Es caracteritzen per estar formats
majoritàriament per gas (per això s'anomenen també gegants gasosos), pel seu enorme
diàmetre i per tenir una baixa densitat (~1 gr/cm3) (en relació amb els interiors). La
majoria tenen anells i tots tenen un gran nombre de satèl·lits. Els més importants són els
satèl·lits galileians a Júpiter, Tità a Saturn, Tritó a Neptú i Caront a Plutó.
Plutó és un cas especial. No tan sols és el més petit dels planetes sinó que també
és més petit que el planeta menor 2003 UB313. La seva composició sembla ser de roca i
gel com els objectes transneptunians. La seva òrbita és bastant excèntrica i força
inclinada respecte a l'eclíptica. Per tot això, en els últims anys s'ha suggerit que Plutó sigui
classificat com a planeta menor i no com a planeta.
Els centaures són un tipus de planetes menors amb òrbites entre la de Júpiter i la
de Neptú. Principalment, estan compostos de gel. Es pensa que poden ser un estadi
intermedi entre els objectes del cinturó de Kuiper i els cometes. El més conegut és Quiró.
Els objectes transneptunians són cossos gelats amb òrbites més llunyanes que la
de Neptú. Es concentren majoritàriament en la regió del cinturó de Kuiper (30-50 UA) (on
també es troba Plutó) però també se n'han descobert uns quants amb òrbites més
llunyanes i més inclinades anomenats objectes del disc dispers. Precisament en aquesta
regió és on es troba el més gran de tots ells: 2003 UB313, que té un diàmetre de 2.400
km aproximadament. 2003 UB313 és també l'objecte conegut que en aquests moments
es troba a més distància del Sol (a 97 UA). Altres objectes importants són: Orcus i
Quaoar.
El núvol d'Oort és una regió que es creu que podria existir a una distància de
100.000 UA del Sol, molt més enllà de tots els objectes descoberts. És on, suposadament,
es trobarien els cometes, fins que alguna cosa els pertorba i desvia la seva òrbita cap a
l'interior del sistema solar. L'any 2003 es va descobrir un objecte anomenat Sedna, que és
l'objecte descobert que s'allunya més del Sol. Actualment es troba a 90 UA però el seu
afeli s'ha estimat en 902 UA. Es creu que podria formar part d'un núvol d'Oort intern.
6
7. Carmen Cerdeño Ballesteros
Competic 3
Els cometes estan compostos bàsicament per gel i tenen òrbites molt excèntriques.
Generalment, el seu periheli es troba en el sistema solar interior mentre que l'afeli es troba
més enllà de l'òrbita de Plutó. N'hi ha de tres tipus: els de període curt (P<200 anys), els
de període llarg (P>200 anys) i els d'aparició única (òrbites parabòliques o hiperbòliques).
D'aquests últims no se n'ha descobert cap que provingui de fora del sistema solar sinó
que tots tenen l'òrbita pertorbada per Júpiter. El més famós dels cometes és el cometa
Halley.
1.3. MEDI INTERPLANETARI
L'espai entre els diferents cossos del sistema solar no està buit. Està tot impregnat
d'una "sopa de partícules" anomenada medi interplanetari que conté: radiació
electromagnètica (fotons), plasma (electrons, protons i diferents ions), raigs còsmics,
partícules microscòpiques de pols i camps magnètics (principalment el del Sol). La seva
densitat és molt baixa (5 partícules/cm3 a l'entorn de la Terra) i decreix a mesura que ens
allunyem del Sol. S'estén en totes direccions fins a una distància d'unes 150 UA. El Sol,
els planetes i tots els altres cossos del sistema solar es mouen a través d'aquest medi.
3. FORMACIÓ DEL SISTEMA SOLAR
Formació del sistema solar a partir del disc d'acreció. En el centre es troba el
protoestel, al seu voltant els planetesimals col·lisionen entre sí fins a formar
planetes.Actualment, la teoria més acceptada pel que fa a la formació del sistema solar
diu que el Sol i els planetes es van formar al mateix temps. Segons aquesta teoria, el
Sistema Solar va començar com un núvol de gas interestel·lar o nebulosa que es va anar
contraient degut a la força gravitatòria fins a formar un estel, el Sol i una sèrie de cossos
més petits, els planetes.
El procés va començar fa uns 4.600 milions d'anys. La nebulosa, que devia tenir
unes 100 UA de diàmetre, va ser pertorbada per alguna cosa, potser l'explosió d'una
supernova no molt llunyana i va començar a contraure's. Tot el material es va anar
comprimint, formant una bola de gas en el centre. La nebulosa, com tota la galàxia, estava
en rotació i la seva velocitat de rotació va anar augmentant a mesura que es contreia.
Això va fer que la nebulosa s'aplanés formant el disc d'acreció, perpendicular al seu eix de
rotació. El centre del disc, on el material estava més comprimit, es va començar a escalfar
formant una bola de gas calent anomenada protoestel. Lluny del centre del disc, es van
formar partícules sòlides; primer metalls com el ferro i el níquel, i després roques com el
silici, i a la part més exterior, gel d'aigua, d'amoníac i de metà. A poc a poc, el refredament
progressiu va deixar que es formessin petites partícules que, gràcies a la gravetat, es van
anar ajuntant formant planetesimals. Amb el temps, els planetesimals van anar
col·lisionant entre sí, formant cossos més grans, els planetes. Els planetes més grans van
atreure gran quantitat de gas i per això van aconseguir unes denses atmosferes com la de
Júpiter. Els satèl·lits i els anells es van formar a partir de discs creats al voltant dels
primitius planetes. En cert moment del procés, el nucli del protoestel es va escalfar prou
com per donar lloc a reaccions termonuclears de fusió, generant gran quantitat de calor.
En conjunt, tot el procés devia durar uns 100 milions d'anys.
7
8. Carmen Cerdeño Ballesteros
Competic 3
4. DESCOBRIMENT DEL SISTEMA SOLAR
El descobriment del sistema solar va començar en la més remota antiguitat. Totes
les antigues civilitzacions tenien ja coneixement del Sol, la Lluna i els planetes, encara
que llavors només se'n coneixien 5: Mercuri, Venus, Mart, Júpiter i Saturn. El nom de
"planetes" els va ser donat pels antics grecs i significa "errants" ja que es desplaçaven pel
firmament en trajectòries aparentment erràtiques. Es desconeix qui i quan els va observar
per primera vegada. A la resta de punts brillants del firmament els anomenaven les
estrelles "fixes", perquè sempre es trobaven a la mateixa posició les unes respecte de les
altres. El coneixement que es creia que es tenia a l'antiguitat sobre la naturalesa de cada
un d'aquests objectes era totalment incorrecte.
La Terra no es considerava planeta ja que es pensava que la Terra estava quieta al
centre del món mentre tots els altres objectes del firmament, inclòs el Sol, giraven al seu
voltant. Això és el que s'anomena model geocèntric del sistema solar. No obstant, ja cap
al 270 aC, el filòsof grec Aristarc de Samos va proposar que era la Terra la que girava al
voltant del Sol, però la seva idea no va tenir gaire bona acollida. Uns anys més tard,
Eratòstenes va calcular el diàmetre de la Terra amb força exactitud. El sistema geocèntric
va ser perfeccionat per Ptolemeu cap a l'any 150 dC i des de llavors i fins al segle XVII va
ser el sistema dominant a Europa.
Al segle XVI, va tenir lloc el que es coneix com a Revolució Copernicana, que va
tenir com a origen la publicació del llibre De Revolutionibus Orbium Coelestium de Nicolau
Copèrnic el 1543. Copèrnic va proposar un model heliocèntric del sistema solar, on era el
Sol i no la Terra el que es trobava al centre del món i tots els planetes, inclosa la Terra,
giraven al seu voltant. La idea de Copèrnic va ser fortament rebutjada per l'Església
Catòlica però amb el pas dels segles es va acabar imposant.
L'any 1609, la invenció del telescopi va suposar un gran avanç tecnològic en el
descobriment del sistema solar. Un any després, Galileo Galilei va enfocar el seu
telescopi cap al cel i va descobrir quatre llunes que giraven al voltant de Júpiter. Això
demostrava que no tots els cossos giren al voltant de la Terra i era un argument a favor de
la teoria heliocèntrica. Entre el 1609 i el 1618, Johannes Kepler va formular les seves lleis
del moviment planetari que descriuen les òrbites dels planetes al voltant del Sol. El 1687,
Isaac Newton va descobrir la llei de la gravitació universal que explica la força que manté
als planetes movent-se en òrbita al voltant del Sol i dona una raó de perquè els planetes
es mouen tal com diuen les lleis de Kepler.
El 1781, William Herschel va descobrir un nou planeta, Urà. Era el primer planeta
que es descobria des de l'antiguitat. El 1801, Giuseppe Piazzi va descobrir el primer i els
més gran dels asteroides, (1) Ceres, entre les òrbites de Mart i Júpiter. En els anys
següents es van descobrir molts altres asteroides, la majoria en òrbites semblants a Ceres
formant el cinturó d'asteroides. El 1846, Johann Galle va descobrir Neptú, observant allà
on els càlculs teòrics de Urbain Le Verrier i John Couch Adams deien que hi havia d'haver
un nou planeta. Finalment, Clyde Tombaugh el 1930 va descobrir el novè planeta, Plutó.
En els últims anys, els descobriments en el sistema solar s'han centrat
principalment en nous satèl·lits dels planetes gegants, nous asteroides i nous cometes. És
destacable el descobriment, l'any 1992, de l'objecte (15760) 1992 QB1 més enllà de
8
9. Carmen Cerdeño Ballesteros
Competic 3
l'òrbita de Neptú, que va desencadenar el descobriment de molts altres objectes
semblants, ara coneguts amb el nom d'objectes transneptunians. Aquests objectes es
concentren principalment en la regió del cinturó de Kuiper. El més gran de tots ells és
2003 UB313, descobert l'any 2005. Aquest objecte és fins i tot més gran que Plutó i s'ha
suggerit que podria ser el desè planeta del sistema solar.
5. EXPLORACIÓ DEL SISTEMA SOLAR
Des del començament de l'era espacial el 1957, la major part de l'exploració del
sistema solar s'ha realitzat mitjançant missions espacials no tripulades, organitzades i
executades per diferents agències espacials (bàsicament, l'estatunidenca NASA, el
programa espacial soviètic i l'europea ESA). La primera nau espacial en posar-se sobre la
superfície d'un altre cos del sistema solar va ser la sonda soviètica Luna 2 que va
impactar contra la Lluna el 1959. Des de llavors, s'ha arribat a cossos cada vegada més
distants, amb sondes aterrant a Venus el 1965, a Mart el 1976, a l'asteroide (433) Eros el
2001 i al satèl·lit de Saturn Tità el 2005. Fins ara, cap sonda s'ha posat sobre Mercuri però
la Mariner 10 el va sobrevolar de prop el 1973.
La primera sonda en explorar els planetes exteriors va ser la Pioneer 10 que va
sobrevolar Júpiter el 1973. La Pioneer 11 va ser la primera en visitar Saturn el 1979. Les
sondes Voyager van realitzar un gran tour del sistema solar visitant Júpiter el 1979 i
Saturn el 1980-1981. A més, la Voyager 2 va continuar el seu viatge passant a prop d'Urà
el 1986 i de Neptú el 1989. Les sondes Voyager ara es troben molt més enllà de l'òrbita
de Plutó i s'estan apropant a l'heliopausa que marca el límit exterior del sistema solar.
Plutó és l'únic planeta que encara no ha estat visitat per cap sonda espacial. No obstant,
la sonda New Horizons, llançada el gener del 2006, està previst que arribi a Plutó cap al
juliol del 2015 i després intentarà visitar algun objecte del cinturó de Kuiper encara per
determinar.
A través d'aquestes missions no tripulades, s'han pogut obtenir fotografies d'alta
resolució de la majoria de planetes i satèl·lits del sistema solar i d'algun asteroide i cometa
també. També s'han realitzat anàlisis de les atmosferes dels cossos visitats i, en els casos
de les sondes que s'han posat sobre la superfície, s'ha pogut estudiar en detall l'escorça
de l'objecte. D'altra banda, l'exploració espacial tripulada només ha portat els humans fins
a la Lluna, que va ser trepitjada per primera vegada pels astronautes de l'Apollo 11 el
1969. L'última missió lunar tripulada va ser la de l'Apollo 17 el 1972, però el recent
descobriment d'aigua gelada en la regió del pol sud lunar ha fet augmentar les
expectatives de retornar a la Lluna durant la pròxima dècada. D'altra banda, les missions
tripulades a Mart han estat llargament anticipades per generacions d'entusiastes de
l'espai. Actualment, l'Agència Espacial Europea, a través del Programa Aurora, i la NASA,
a través de la Vision for Space Exploration, estan planejant missions tripulades a la Lluna i
a Mart per a un futur no molt llunyà.
6. ALTRES SISTEMES PLANETARIS
Des de 1992 s'han descobert planetes que orbiten altres estrelles. Aquests
sistemes planetaris no es poden anomenar «sistemes solars» ja que la paraula «solar»
prové de Sol. Quan parlem d'un d'aquests sistemes planetaris hem de fer-ho afegint el
9
10. Carmen Cerdeño Ballesteros
Competic 3
nom de l'estrella corresponent després de la paraula «sistema»; per exemple, sistema 55
Cancri.
7. DADES DELS PRINCIPALS COSSOS DEL SISTEMA SOLAR
● Planetes del sistema solar Nom Diàmetre (km) Massa (Terra=1) Distància al Sol
(UA) Període orbital Nº de satèl·lits Descobridor(s) Any
● Mercuri 4.879 0,055 0,39 88 dies 0 - a l'antiguitat
● Venus 12.104 0,816 0,72 224,7 dies 0 - a l'antiguitat
● Terra 12.756 1 1,00 365,25 dies 1 - -
● Mart 6.794 0,108 1,52 687 dies 2 - a l'antiguitat
● Júpiter 142.984 318 5,20 11,86 anys 63 - a l'antiguitat
● Saturn 120.536 95 9,54 29,42 anys 47 - a l'antiguitat
● Urà 51.118 14,5 19,18 83,75 anys 27 William Herschel 1781
● Neptú 49.528 17,1 30,06 163,72 anys 13 Le Verrier, Adams i Galle 1846
10
