Anexa 7:

Planete virtuale

de Paul Schlyter (pausch@saaf.se)


   Există o serie de corpuri cereşti care au existat la un moment dat în viziunea astronomilor, dar care mai târziu au "dispărut". Urmăriţi aici poveştile acestora:


Planeta Vulcan, 1860-1916, 1971

   Matematicianul francez Urbain Le Verrier, co-predictor împreună cu J.C. Adams al poziţiei lui Neptun înainte de a fi descoperită, într-o comunicare din 2 ianuarie 1860 a anunţat că problema devierilor observate ale mişcării lui  Mercur pot fi clarificate dacă se presupune că există o planetă lângă Mercur sau poate o a doua  centură de asteroizi în interiorul orbitei lui Mercur. Singura posibilitate de a observa această planetă sau virtualii  asteroizi era ca aceasta să treacă prin faţa Soarelui sau în timpul eclipsei solare totale. Profesorul Wolf de la centrul de date solare din Zurich a stabilit existenţa unor pete ciudate pe  Soare, iar un alt astronom a aflat mai multe. Mai multe pete păreau să se potrivească cu 2 orbite în interiorul orbitei lui Mercur, una cu o perioadă de 26 zile şi cealaltă cu o perioadă de 38 zile.

   În 1859, Le Verrier a primit o scrisoare de la astronomul Lescarbault, care susţinea că a văzut un punct negru rotund pe Soare în data de 26 martie 1859, părând a fi o planetă care trece prin apropierea sa. Punctul acela a fost zărit timp de o oră şi un sfert, timp în care s-a deplasat o distanţă egală cu un sfert din dimensiunea diametrului solar. Lescarbault a estimat  înclinaţia orbitală la o valoare între 5,3 şi 7,6 grade, longitudinea nodului la 183 grade, excentricitatea imensa şi un timp de tranzit al discului solar de 4 ore şi 30 minute. Le Verrier a cercetat observaţiile sale şi a calculat orbita planetei la 19 zile şi 7 ore, o distanţă medie de Soare de 0.1427 a.u., înclinaţia de 12# 10', nodul ascendent la 12# 59'. Diametrul a fost apreciat ca mult mai mic decât cel al lui Mercur, iar masa cam de 1/17 din masa lui Mercur. Aceasta este însă prea mică pentru a produce devierea lui Mercur, dar poate că acesta era doar unul dintre membrii centurii de asteroizi. Le Verrier a numit planeta Vulcan.

   În 1860 a fost o eclipsă totală de Soare. Le Verrier a mobilizat o serie de astronomi francezi şi nu numai pentru a-l găsi pe Vulcan, nimeni nu a făcut-o însă. Petele ciudate descoperite de Wolf au trezit interesul lui Le Verrier şi imediat înainte de moartea acestuia, în 1877, câteva dovezi au fost publicate. Pe 4 aprilie 1875 un astronom german, H. Weber a zărit un punct rotund pe suprafaţa Soarelui. Orbita lui Le Verrier indica un posibil tranzit pe 3 aprilie în acel an, iar Wolf a notat că această orbită (de 38 zile) s-ar putea să efectueze un tranzit pe atunci. Punctul a fost fotografiat la Greenwich şi în Madrid.

   Agitaţia s-a produs la eclipsa totală de soare din 29 iulie 1878, când doi astronomi au pretins că au văzut în apropierea Soarelui mici discuri iluminate care puteau fi mici planete aflate in interiorul orbitei lui Mercur. J.C. Watson (profesor de astronomie la Universitatea din Michigan) a crezut că a descoperit două planete. Lewis Swift (co-descoperitor al cometei Swift-Tuttle care a revenit în 1992) a văzut şi el o stea ce părea a fi Vulcan - dar care avea o altă poziţie decât vreuna din cele descrise de Watson. Versiunile lui Watson şi Swift nu se potriveau cu versiunea lui Le Verrier sau Lescarbault.

   După acestea, nimeni nu l-a mai zărit pe Vulcan, în ciuda oricăror eforturi făcute pentru găsirea lui în timpul eclipselor totale de soare. În 1916, Albert Einstein a publicat Teoria Generalizată a Relativităţii, care explica devierile din mişcarea lui Mercur fără a fi nevoie invocarea unei planete în interiorul orbitei lui Mercur. În mai 1929 Erwin Freundlich a fotografiat eclipsa totală de soare din Sumatra. Ulterior a analizat atent imaginile stelelor. Alte imagini au fost luate după 6 luni dar nici un obiect mai luminos decât unul de magnitudine 9 nu a putut fi observat în apropierea Soarelui.

   Dar ce au văzut aceşti oameni de fapt? Lescarbault nu avea nici un motiv sa spună vreun basm, iar Le Verrier l-a crezut. E posibil ca Lescarbault să fi văzut un mic asteroid trecând aproape de  Pământ, chiar în interiorul orbitei Pământului. Astfel de asteroizi erau încă necunoscuţi la vremea aceea, aşa că singura posibilitate pentru Lescarbault a fost să creadă că este vorba despre o planetă din interiorul orbitei lui Mercur. Swift şi Watson au putut eventual să confunde nişte stele observate în grabă pe durata eclipselor, crezând că este vorba de Vulcan.

   "Vulcan" a fost pentru scurt timp resuscitat între 1970-1971, când câţiva cercetători au crezut că au detectat câteva obiecte în apropierea Soarelui, în timpul unei eclipse totale de Soare. Ele puteau însă fi doar nişte comete


Satelitul lui Mercur, 1974

   Două zile înainte de 29 martie 1974 au marcat trecerea lui Mariner 10 peste Mercur. Unul din instrumente a înregistrat atunci emisii luminoase înspre extrema spectrului de UV, care nu aveau în mod normal de ce să apară acolo. În ziua următoare, acest lucru nu a mai putut fi repetat. Trei zile mai târziu, fenomenul a reapărut şi părea că un "obiect" de dezlipeşte chiar din Mercur. Astronomii au crezut iniţial ca este vorba de o stea, dar pentru că observaţiile s-au făcut în direcţii diferite şi astronomii ştiu că radiaţii UV cu asemenea lungimi de undă nu pot ajunge departe de sursa lor, ei au spus că obiectul este destul de aproape. Mercur să aibă deci un satelit?

   După o agitată zi de vineri, când s-a calculat că obiectul are o viteză de 4 km/s, o viteză comparabilă cu cea a unui satelit, responsabilii de la JPL au fost contactaţi. Conferinţa anunţată peste câteva zile a produs din nou agitaţie. Trebuia anunţat noul satelit al lui Mercur? Presa însă, ştia deja. Cele mai mari ziare s-au limitat în declaraţii, altele însă nu au ezitat să anunţe descoperirea noului satelit.

   Şi satelitul? A fost identificat ca o stea fierbinte, pe nume 31 Crateris. De unde au apărut radiaţiile descoperite iniţial rămâne şi acum un mister. Aşa se termină povestea satelitului lui Mercur, dar începe şi un  nou capitol în astronomie. Radiaţiile UV s-au dovedit a nu fi absorbite în totalitate de mediul interstelar, aşa cum se credea până atunci. S-a şi dovedit că nebuloasa Gum este o sursă puternică de astfel de radiaţii. Astronomii au descoperit deci un nou mod de a privi cerul.


Neith, satelitul lui Venus, 1672-1892

   În 1672, Giovanni Domenico Cassini, unul dintre cei mai importanţi astronomi ai vremii, a remarcat un obiect aflat în apropierea lui Venus. Avea acesta un satelit? Cassini a decis să nu anunţe observaţiile sale, dar 14 ani mai târziu, în 1686 a reobservat obiectul şi l-a notat în jurnalul său. Diametrul estimat părea sa fie de 1/4 din cel al lui Venus, şi apărea în aceeaşi fază cu Venus. Ulterior a fost văzut şi de alţi astronomi: James Short în 1740, Andreas Mayer în 1759, J. L. Lagrange în 1761 (Lagrange a anunţat că planul orbital al satelitului era perpendicular pe ecliptică). În 1761 obiectul a fost văzut de 18 ori de către 5 observatori. Cele mai interesante au fost însemnările lui Scheuten din iunie 1761: Venus tranzita suprafaţa Soarelui însoţită de un mic punct negru. Totuşi, Samuel Dunn la Chelsea, Anglia, care a urmărit şi el trecerea lui Venus peste discul Soarelui nu a remarcat prezenţa acelui punct. În 1764, alte 8 observaţii au fost făcute de către 2 astronomi. Alţi observatori au încercat să dea de urma satelitului, dar nu au avut succes.

   Acum lumea astronomică era pusă în faţa unei controverse: câţiva observatori au raportat prezenţa satelitului în timp ce alţii au eşuat în încercarea lor de a-l repera. În 1766, directorul observatorului din Viena a publicat un tratat prin care anunţa că toate prezenţele raportate ale satelitului sunt de fapt iluzii optice - imaginea lui Venus este atât de luminoasă încât e reflectată de ochi şi pe telescop apare o imagine secundară la scară redusă. Alte tratate însă susţineau că observaţiile erau reale. J.H. Lambert din Germania a publicat caracteristicile orbitale ale satelitului în anuarul astronomic berlinez din 1777: distanţa medie 66.5 raze Vanus, perioada orbitală de 11 zile şi 3 ore, înclinaţia faţă de ecliptică, de 64 grade. Se spera ca satelitul să poată fi văzut în traversarea sa prin faţa Soarelui din iunie 1777 (era evident că Lambert greşise, căci o distanţă de 66.5 raze de Venus era egală cu distanţa dintre Lună şi Pământ şi nu se potriveşte cu o perioadă orbitală de 11 zile, adică 1/3 din perioada orbitală a Lunii. Masa lui Venus este mai mică decât cea a Pământului).

   În 1768 s-a mai făcut o observaţie a satelitului, de către Christian Horrebow, la Copenhaga. Alte trei încercări de a găsi satelitul au eşuat, în ciuda faptului că unul dintre cei mai celebri astronomi ai timpurilor este autorul lor: William Herschel. Ceva mai târziu, F. Schorr (Germania) a publicat într-o carte a sa o investigaţie amplă legată de satelit (1875).

   In 1884, M. Hozeau, directorul Observatorului Regal din Bruxel, a sugerat o ipoteza diferită. El a fost de părere că satelitul lui Venus  se apropie de acesta la fiecare 2.96 ani sau 1080 zile. Hozeau a sugerat că nu de un satelit al lui Venus e vorba ci de o planetă care orbitează Soarele o dată la fiecare 283 zile şi deci e în conjuncţie cu Venus la 1080 zile. Hozeau a numit-o Neith, după numele zeiţei Sais.

   În 1887, la trei ani după ce "satelitul lui Venus" a fost "înviat" de către Hozeau, Academia Belgiană de Ştiinţe a publicat un lung document în care observaţiile au fost în detaliu analizate. Numeroase observaţii s-au dovedit a fi fost de fapt stele. S-au dovedit a fi false mai ales observaţiile lui Roedkier, care fusese păcălit pe rând de Chi Orionis, M Tauri, 71 Orionis, şi Nu Geminorum! James Short a văzut chiar o stea de magnitudine 8. Toate observaţiile lui Le Verrier şi Montaigne s-au explicat similar. Calculele orbitale ale lui Lambert au fost spulberate. Ultima observaţie "demolată" a fost cea a lui Horrebow din 1768, care, se pare, a zărit Theta Librae.

   După publicarea acestui document, încă o observaţie a fost raportată de către cineva care căutase anterior un satelit al lui Venus, fără a-l găsi însă. Pe 13 august 1892, E. E. Barnard a înregistrat prezenţa unui obiect de magnitudine 7 în apropierea lui Venus. Nu exista însă nici o stea în poziţia dată de Barnard, iar acuitatea sa vizuală era recunoscută. Nu se ştie încă ce a văzut. Era un asteroid? Sau o novă cu viaţă scurtă pe care nu a mai întâlnit-o nimeni?


Al doilea satelit al Pământului, 1846

   În 1846, Frederic Petit, director al Observatorului din Toulouse a anunţat descoperirea celui de-al doilea satelit al Pământului. A fost văzut de doi observatori, Lebon şi Dassier la Toulouse şi de un altul, Larriviere, la Artenac, în seara de 21 martie 1846. Petit a descoperit că orbita era eliptică, având o perioadă de 2 ore, 44 minute şi 59 secunde, un apogeu de 3570 Km deasupra Pământului, perigeu la 11,4 Km deasupra Pământului. Le Verrier a susţinut că trebuie luată în calcul şi rezistenţa aerului, imposibil la momentul respectiv. 15 ani mai târziu Petit a anunţat că a făcut calcule pentru un mic satelit al Pământului, care părea să cauzeze dereglări în mişcarea Lunii, adică satelitului principal. Astronomii au ignorat opinia sa, ideea a fost abandonată, nu însă şi de un tânăr scriitor francez Jules Verne. În romanul său numit "De la Pământ la Lună", apare un obiect mic ce trece pe lângă capsula spaţială. Până în 1942 nimeni însă nu a remarcat contradicţiile apărute în textul lui Verne:

  1. Un satelit aflat la 7480 Km deasupra Pământului ar fi avut o perioadă de 4 ore 48 minute, şi nu 3 ore şi 20 minute.
  2. Fiindcă a fost văzut dintr-un punct de unde nu se vedea însă Luna, înseamnă că se mişca retrograd, iar Verne nu afirma asta.
  3. Oricum, satelitul ar fi fost în eclipsă şi deci invizibil.

   Dr. R.S. Richardson, de la Observatorul Mount Wilson, a încercat  în 1952 să explice afirmaţiile lui Verne, presupunând o orbită excentrică având perigeul la 5010 Km şi apogeul la 7480 deasupra Pământului (excentricitate de 0,1784). Totuşi nu au existat confirmări clare ale prezenţei acestui satelit. Cercetatorii germani au numit satelitul Kleinchen (micuţul) dar nu l-au descoperit vreodată.

   W. H. Pickering şi-a dedicat atenţia în scopul dezvoltării unei teorii legate de acest subiect. Dacă satelitul orbita la 320 Km de suprafaţă şi ar fi avut un diametru de 0.3 metri ar fi fost vizibil cu un telescop de 3 inci. Încercând şi el să ajungă pe urmele satelitului, a eşuat şi a conchis că acesta, dacă există, are un diametru mai mic de 3 metri.

   Pickering a scris un articol despre posibilitatea ca un alt satelit al Pământului să existe, "Un satelit meteoric", apărut în 1922 care a dat naştere unor noi căutări, eşuate şi acestea însă (în articol se scria că un telescop de 3-5 inci ar fi suficient pentru găsirea satelitului)

   Ideea originală era că gravitaţia acestui al doilea satelit ar fi provocat devierea Lunii. Dar asta însemna că obiectul ar fi avut dimensiuni considerabile şi deci ar fi fost văzut anterior.

   Au existat şi alte încercări de a descoperi sateliţi ai Pământului. În 1898 Dr Georg Waltemath din Hamburg a susţinut că a descoperit nu o lună ci un întreg sistem de sateliţi. El a oferit şi elementele orbitale pentru una dintre aceste luni: distanţa de Pământ 1.03 milioane km, diametru 700 km, perioada orbitală de 119 zile, perioada sinodică de 177 zile. "Cateodată", spune Waltemath, "străluceşte ca şi Soarele" şi susţine că a zărit aceasta lună în  în Greenland pe 24 octombrie 1881, la 10 zile după ce  a început perioada de iarnă. Interesul public a crescut când Waltemath a prezis că satelitul său va trece prin faţa Soarelui pe 2,3 sau 4 februarie 1898.Pe 4 februarie 12 persoane aflate în Greifswald au privit cu ochiul liber Soarele. Ei susţin că au zărit un obiect întunecat având cam 1/5 din diametrul Soarelui care a traversat în circa o oră suprafaţa sa (de la 1:10 la ora 2:10). S-a dovedit a fi o greşeală căci astronomi experimentaţi care în acest timp au studiat suprafaţa Soarelui nu au remarcat vreo prezenţă deosebită. Waltermath nu a fost descurajat însă. Un alt astronom, Sepharial l-a numit Lilith  şi credea că este prea întunecat pentru a fi zărit în condiţii normale şi că doar în perioada de opoziţie sau când traversează Soarele poate fi observat.

   Din când în când alte luni sunt "văzute". Revista germană  "Die Sterne" a raportat că un astronom amator numit W. Spill a observat un al doilea satelit pe 24 mai 1926.

   În jurul lui 1950, când a început să se vorbească despre sateliţi artificiali toată lumea a început să spere că rachete urmărite de pe Pământ vor umple cerul. O metodă pentru căutarea sateliţilor naturali a fost apoi dezvoltată de către Clyde Tombaugh: mişcarea unui satelit aflat la 5000 km e calculată. Apoi o cameră aflată pe o platformă special construită scanează cerul cu o frecvenţă cunoscută. Stelele, planetele vor apărea în imaginile luate de această cameră ca linii, iar un satelit ar apărea ca un punct. Observaţiile au început în 1953 la observatorul Lowell, dar cu excepţia cercetătorilor germani aflaţi în căutarea lui Kleinchen, nimeni nu a studiat spaţiul dintre Pământ şi Lună. Ziare de marcă au anunţat că primele rezultate au apărut şi că un satelit natural există la 700 Km altitudine şi un altul la circa 1000 Km. Căutarea acestora a eşuat însă, chiar şi după 1957-1958 când primii sateliţi artificiali lansaţi au încercat să dea de urma lor.

   Dar asta nu înseamnă că Pământul are doar un satelit natural. El poate avea un satelit foarte apropiat pentru un timp foarte scurt Meteoroizii trecând prin apropierea Pământului pot ajunge să orbiteze planeta noastră. Cum însă ei trec prin atmosfera superioară la fiecare perigeu, probabil ca nu ar rămâne mult timp pe această orbită, ci doar câteva rotaţii (circa 150 ore). Se pare că asemenea sateliţi (efemeri) au fost zăriţi. Se poate ca ipoteza lui Petit să fi fost legată de un astfel de satelit.

   În afară de sateliţi efemeri alte două ipoteze sunt plauzibile. Una ar fi că Luna are satelitul propriu (nu a fost găsit deşi s-a încercat acest lucru şi în plus se ştie că gravitaţia Lunii ar provoca efectiv căderea satelitului pe Lună), iar cealaltă susţine că se poate ca sateliţii Troiani, să existe pe orbita Lunii cu 60 grade în faţa sau în spatele Lunii.

   Asemenea "sateliţi Troiani" au fost pentru prima dată raportaţi de către un astronom polonez Kordylewski de la observatorul din Cracovia. El şi-a început căutările în 1951, sperând să găsească cu un telescop bun obiecte relativ mari pe orbita Lunii. Nu a reuşit însă în 1956 compatriotul şi colegul său, Wilkowski, a sugerat posibilitatea ca să existe un nor de corpuri mici, prea mici ca să fie zărite individual dar care la un loc par un nor de particule de praf. Asta însemna că ar fi fost mai bine văzute cu ochiul liber căci telescopul ar fi mărit imaginea făcând să dispară de fapt ceea ce ei căutau. Era acum nevoie de o noapte senină şi cu Lună sub orizont.

   În octombrie 1956, Kordylewski a zărit prima oară un obiect luminos în prima dintre cele două poziţii. Părea întunecat şi cam de 4 ori mai mare decât Luna. În martie şi aprilie 1961 a pozat nori în vecinătatea acestor poziţii. Păreau să îşi modifice dimensiunea dar asta se poate datora şi influenţei luminii. Aceşti sateliţi-nor au fost detectaţi ulterior cu OSO (Observatorul Solar pe Orbită). În 1990 ei au fost fotografiaţi din nou, de această dată de către polonezul Winiarski.

   Pare deci că această căutare de aproape un secol a celui de-al doilea satelit al Pământului a reuşit totuşi, cu toate că este diferit de ceea ce ne aşteptam noi să găsim.

   Dar oamenii continuă să caute alţi sateliţi. În 1966 şi 1969 John Bargby, un om de ştiinţă american susţine că a observat cel puţin 10 sateliţi naturali mici ai Pământului, vizibili doar cu telescopul.

   În 1997, Paul Wiegert a descoperit că asteroidul 3753 are o orbită stranie şi poate fi considerat "însoţitor" al Pământului, dar nu îl orbitează în mod direct.


Sateliţii lui Marte, 1610, 1643, 1727, 1747, 1750, 1877

   Prima presupunere că Marte ar avea sateliţi a aparţinut lui Johannes Kepler în 1610. Încercând să rezolve anagrama lui Galileo referitoare la inelele lui Saturn, Kepler a crezut că Galileo a descoperit de fapt sateliţi ai lui Marte.

   În 1643, călugărul capuchin Anton Maria Shyrl a susţinut că a zărit sateliţi ai lui Marte. Se ştie acum că având la dispoziţie telescopul din acea vreme acest lucru era imposibil. Probabil el a văzut o stea apropiată a lui Marte.

   În 1727, Jonathan Swift a scris în "Călătoriile lui Gulliver" despre două luni mici ale lui Marte. Perioadele lor de revoluţie erau de 10 şi respectiv 21.5 ore. Ele au fost adoptate în 1750 de Voltaire în romanul său "Micromegas", povestea unui gigant de pe Sirius care vizitează sistemul nostru solar.

   În 1747 un căpitan german, Kindermann, a susţinut că a văzut un singur satelit al lui Marte, pe 10 iulie 1744. El a raportat o perioadă orbitală de  59 ore 50 minute şi 6 secunde (!)

   În 1877, Asaph Hall a descoperit  Phobos şi Deimos, cele două luni mici ale lui Marte. Perioadele lor orbitale erau de  7 ore 39 minute şi 30 ore 18 minute, destul de apropiate de perioadele calculate de  Jonathan Swift cu 150 ani înainte!


Al 14-lea satelit al lui Jupiter, 1975-1980

   În 1975, Charles Kowal la Palomar (descoperitorul cometei 95 P/Chiron) a fotografiat un obiect care părea a fi un nou satelit al lui  Jupiter. A fost văzut în repetate rânduri dar nu s-a putut determina orbita sa, apoi a fost pierdut.

În 2000 a fost  regăsit de către S. S. Sheppard!


Al 9-lea şi al 10-lea satelit al lui Saturn, 1861, 1905-1960, 1966-1980

   În aprilie 1861 Hermann Goldschmidt a anunţat descoperirea celui de-al 9-lea satelit al lui Saturn, care orbita între Titan şi Hyperion. L-a numit Chiron (!). Confirmarea nu a apărut însă. Ulterior  Pickering a descoperit satelitul al 9-lea al lui Saturn, Phoebe, în 1898. A fost primul satelit al altei planete descoperit prin observaţii fotografice.

   În 1905, Pickering a crezut că a descoperit al 10-lea satelit pe care l-a numit Themis. A presupus că orbitează pe Saturn între orbitele lui Titan şi Hyperion, având o orbită puternic înclinată. Distanţa medie de Saturn e de 1,460,000 km, perioada orbitală de  20.85 zile, excentricitatea 0.23, înclinaţia 39 grade. Themis nu a mai fost văzut vreodată, dar a apărut totuşi în cărţile de astronomie între 1950 şi 1960.

   În 1966, A. Dollfus a descoperit un alt satelit al lui Saturn. Numit Janus, orbitează în jurul lui Saturn şi în afara inelelor sale. Era atât de întunecat şi de aproape de inele încât singura şansă de a-l vedea era când inelele sunt văzute dintr-o parte, aşa cum s-a întmplat în 1966. Acum Janus a devenit al 10-lea satelit al lui Saturn.

   În 1980, când inelelele lui Saturn au fost din nou văzute dintr-o parte un nou şir de sateliţi au fost văzuţi în apropierea inelelor lui Saturn. Un alt satelit a fost descoperit  numit Epimetheus. Orbitele lor sunt foarte apropiate şi (interesant) se interschimbă în mod regulat. S-a dovedit că "Janus-ul" din 1966 era de fapt o altă observaţie a acestor sateliţi coorbitali. Vehiculele spaţiale  Voyager 1 şi Voyager 2, au confirmat aceste ipoteze.


Cei 6 sateliţi ai lui Uranus, 1787

   În 1787, William Herschel a anunţat descoperirea a 6 sateliţi ai lui Uranus. Herschel a făcut o greşeală -- doar 2 dintre cei 6  sateliţi erau reali (Titania şi Oberon), ceilalţi patru sunt stele aflate prin apropiere.


Planeta X, 1841-1992

   În 1841, John Couch Adams a început cercetarea mişcării lui  Uranus. În 1845, Urbain Le Verrier a început şi el propria cercetare. Adams a prezentat două soluţii pentru a justifica devierile, presupunând că ele sunt cauzate de gravitaţia unei planete necunoscute. Adams a încercat să 

îşi prezinte soluţiile la Observatorul din Greenwich, fiind însă tânăr şi necunoscut la vremea aceea, nu a fost luat în serios. Urabin Le Verrier şi-a prezentat soluţia în 1846, dar Franţei îi lipseau resursele necesare pentru a localiza planeta. În această situaîie, Le Verrier  s-a întors la Observatorul din Berlin, unde Galle şi asistentul său d'Arrest l-au găsit pe Neptun în seara de 23 septembrie 1846. Acum şi Adams şi Le Verrier sunt recunoscuţi pentru meritul de a fi prezis existenţa şi poziţia lui Neptun.

   (Inspirat de succesul său, Le Verrier a atacat problema devierilor lui Mercur, şi a sugerat existenţa unei planete intra-Mercuriale , Vulcan, care s-a dovedit mai târziu a fi inexistentă)

   Pe 30 septembrie 1846, la o săptămână după descoperirea lui Neptun, Le Verrier a declarat că este posibil ca o altă stea să fie găsită. Pe 10 octombrie, satelitul mare al lui Neptun, Triton era descoperit, ceea ce făcea uşoară determinarea precisă a masei lui Neptun, care s-a dovedit a fi cu 2% mai mare decât se aşteptau cercetătorii. Părea că devierile lui Uranus erau cauzate de fapt de 2 planete -- în plus s-a aflat ca orbita lui Neptun este total diferită de cea prezisă de Adams sau Le Verrier.

   În 1850 Ferguson a observat mişcarea unei planete minore, Hygeia. Un cititor al raportului lui Ferguson era Hind, cel care a verificat referinţa de stele utilizată de Ferguson. Hind nu a reuşit să regăsească una din stelele lui Feruguson. Maury, de la Observatorul Naval, a fost de asemenea în imposibilitatea de a regăsi acea stea. De-a lungul câtorva ani s-a crezut că este vorba despre o altă planetă, dar în 1879 o altă explicaţie a apărut. Ferguson a greşit când a făcut observaţia sa -- când ea a fost corectată însă, o altă stea i-a luat locul.

   Prima încercare serioasă de a găsi planeta trans-Neptuniană a fost făcută în 1877 de  David Todd. El a folosit  metoda "grafică", şi, în ciuda lipsei unor elemente concludente în privinţa mişcării lui Neptun, el a obţinut date despre planeta trans-Neptuniană: distanţa medie 52 a.u, perioada de 375 ani, magnitudinea sub 13. Longitudinea de 1877.84 a fost calculată la 170 grade cu o imprecizie de 10 grade. Înclinaţia este de 1.40 grade, iar longitudinea nodului ascendent este de 103 grade.

   În 1879, Camille Flammarion a adăugat o altă sugestie în legătură cu existenţa unei planete în vecinătatea lui Neptun.: afeliul cometelor periodice tinde să se "închege" pe lângă orbita planetelor majore. Jupiter are cel mai mare număr de astfel de comete, iar  Saturn, Uranus şi Neptun au şi ele câteva. Flammarion a găsit doua comete, 1862 III cu o perioadă de 120 ani şi un afeliu la 47.6 a.u., şi 1889 II, cu o perioadă ceva mai lungă şi un afeliu la 49.8 a.u. Flammarion a sugerat că planeta ipotetică s-ar fi mişcat la circa 45 a.u.

   Un an mai târziu, în 1880, profesorul Forbes a publicat un memoriu privind afeliul cometelor şi asocierea sa cu orbitele planetelor. Până în 1900 se cunoşteau 5 comete având afeliul în afara orbitei lui Neptun, şi Forbes a sugerat că o planetă trans-Neptuniană s-a mişcat la o distanţă de 100 a.u. şi alta la 300 a.u., având perioade de 1000 şi 5000 ani.

   Pe durata următorilor 5 ani, numerosi astronomi şi matematicieni au publicat propriile idei despre ce s-ar putea găsi în exteriorul sistemului solar. Gaillot de la Observatorul din Paris a presupus ca există doua planete trans-Neptuniene la 45 şi respectiv 60 a.u.. Thomas Jefferson Jackson See a prezis trei: "Oceanus" aflată la 41.25 a.u. şi cu o perioadă de 272 ani, "trans-Oceanus" la 56 a.u. şi cu o perioadă de 420 ani, şi o a treia la 72 a.u. şi cu o perioadă de 610 ani. Dr Theodor Grigull din Munster, Germania, a presupus în 1902 că există o planetă cam de mărimea lui Uranus la circa 50 a.u. cu o perioadă de  360 ani, pe care a numit-o "Hades". Grigull şi-a bazat presupunerea pe orbita cometelor cu afeliul în afara orbitei lui Neptun, verificând dacă gravitaţia unui astfel de corp ar putea produce devierile observate în mişcarea lui Uranus.  În 1921 Grigull a re-estimat perioada orbitală a lui Hades la 310-330 ani.

   În 1900 Hans-Emil Lau, din Copenhaga, a publicat caracteristicile a două planete trans-Neptuniene: distanţa de 46.6 şi 70.7 a.u., mase de 9 şi 47.2 cât masa Pământului, magnitudinea celei mai apropiate de 10-11. Longitudinile estimate în 1900 erau de 274 şi 343 grade, ambele cu o incertitudine de 180 grade.

   În 1901, Gabriel Dallet a prezis existenţa unei planete ipotetice la  47 a.u. cu o magnitudine de  9.5-10.5 şi o longitudine de 358 grade. În acelaşi an Theodor Grigull a obţinut longitudinea unei planete trans-Neptuniene cu 6 grade mai puţin decât planeta lui Dallet, redusă ulterior la 2,5 grade. Se presupunea că se află la o distanţă de 50.6 a.u.

   În 1904, Thomas Jefferson Jackson See a sugerat existenţa a trei planete intra-Neptuniene, la 42.25, 56 şi 72 a.u. Cea interioară are o perioadă de  272.2 ani şi o longitudine în 1904 de 200 grade. Un general rus pe numele sau Alexander Garnowsky a sugerat existenţa a patru planete virtuale dar nu a furnizat nici un fel de detalii despre acestea.

   Cele mai bune preziceri însă sunt de origine americană: lucrarea lui  Pickering "O căutare a planetei de lângă Neptun", şi cea a lui Percival Lowell "Memorii despre o planetă intra-Neptuniană". Ambele tratează acelaşi subiect, în abordări diferite şi obţin rezultate diferite.

   Pickering a utilizat analiza grafică şi a sugerat o "Planetă O" la 51.9 a.u cu o perioadă de 373.5 ani, o masă dublă faţă de cea a Pământului, având o magnitudine de 11.5-14. A mai prezis existenţa a altor 8 planete trans-Neptuniene în următorii 24 ani. Rezultatele sale l-au făcut pe Gaillot să-şi revizuie aproximările distanţelor trans-Neptunienelor sale la 44 şi 66 a.u., şi le-a aproximat masele la de 5 şi respectiv de 24 ori masa Pământului.

   Din 1908 şi până în 1932, Pickering a propus şapte (7) planete ipotetice -- O, P, Q, R, S, T şi U. Caracteristicile lui O si P definesc corpuri total diferite de cele originale, astfel că numărul lor ajunge la 9 planete, un record pentru o prognoză planetară. Cele mai multe din predicţiile lui Pickering au stârnit doar curiozitatea. În 1911 el a sugerat că Q ar avea o masă de 20.000 cât masa Pământului, deci de 16 ori mai mare decât cea a lui Jupiter sau cam 1/6 din masa Soarelui, aproape cât o stea mică. Pickering a crezut că Q are o orbită puternic eliptică.

   În anii următori, doar P însă i-a atras atenţia. În 1928 el a redus distanţa lui P de la 123 la 67.7 a.u., şi perioada sa de la  1400 la 556.6 ani. Masa lui P părea cam de 20 ori masa Pământului şi magnitudinea de 11. În 1931, după descoperirea lui Pluto, orbita lui P a căpătat caracteristici noi: distanţa de 75.5 a.u., perioada de 656 ani, o masă de 50 ori cât masa Pământului, excentricitate de 0.265, înclinaţia de 37 grade, valori apropiate de cele date orbitei din 1911. Planeta S, propusă în 1928 şi elementele sale din 1931, au fost recalculate : o distanţă de 48.3 a.u. (aproape de Planeta X a lui Lowell, la 47.5 a.u.), perioada de 336 ani, masa de 5 ori cât masa Pământului, magnitudine 15. În 1929 Pickering a propus planeta U, la o distanţă de 5.79 a.u., perioada de 13.93 ani, un pic în afara orbitei lui Jupiter. Masa aproximată este cam 0.045 din masa Pământului, excentricitatea 0.26. Ultima din planetele propuse de Pickering este T, sugerată în 1931: distanţa de 32.8 a.u., perioada de 188 ani.

   Pickering a furnizat caracteristicile planetei O:

      Dist medie Perioada a   Masa  Magnitudine   Nod Incl Longitudine
1908    51.9     373.5 y   2 Pământ  11.5-13.4                105.13
1919    55.1     409   y                  15      100  15
1928    35.23    209.2 y   0.5 Pământ     12

   Percival Lowell, mai cunoscut datorită canalelor a căror existenţă a prezis-o pe suprafaţa lui Marte, a construit un observator privat în Flagstaff, Arizona. Planeta sa ipotetică s-a numit Planeta X, şi în ciuda căutărilor nu a reuşit să o găsească. Prima tentativă a eşuat în 1909, dar în 1913 şi-a început o nouă căutare pornind de la noile caracteristici obţinute: perioada 1850-01-01, longitudine medie 11.67 grade, longitudine periheliu 186, excentricitate 0.228, distanţa medie de 47.5 a.u. , înclinaţie de 7.30 grade, masa 1/21000 din masa solară. Lowell şi alţi cercetători au căutat fără succes Planeta X între 1913-1915. În 1915, Lowell şi-a publicat rezultatele teoretice. În acelaşi an, două imagini şterse ale lui Pluto au fost înregistrate la Observatorul Lowell, deşi nu s-a ştiut că în imagini apare Pluto până în 1930. Aceasta a constituit cea mai mare dezamăgire pentru Lowell. A murit în 1916, renunţând să mai caute Planeta X în ultimii 2 ani de viaţă. El se poate însă mândri cu 515 asteroizi, 700 stele variabile şi 2 imagini ale lui Pluto!

   A treia căutare a planetei X a început în aprilie 1927. Nu s-au făcut progrese până în 1927-1928. În decembrie 1929 un tânăr astronom amator pe numele său Clyde Tombaugh, din Kansas, a fost angajat în această căutare. A început în aprilie 1929, iar pe 23 şi 29 ianuarie a expus primele rezultate. Pe 18 februarie l-a identificat pe Pluto. Examinase deja sute de imagini cu milioane de stele. Căutarea Planetei X ajunsese însă la capăt.

   Sau nu? Noua planetă, numită ulterior Pluto s-a dovedit a fi descumpănitor de mică, având probabil o masă egală cu cea a Pământului sau poate chiar 1/10 din masa sa (în 1979, când a fost descoperit satelitul lui Pluto numit  Charon masa perechii Pluto-Charon părea sa fie de doar 1/400 din masa Pământului). Planeta X trebuia deci să fie mult mai mare dacă ea ar fi fost cea care ar fi produs perturbaţiile orbitei lui Uranus. Tombaugh şi-a continuat căutările încă 13 ani, examinând cerul de la Polul Nord până spre sud cu o înclinaţie de 50 grade, la o magnitudine de 16-17, uneori chiar 18. A studiat circa 90 milioane imagini ale unui număr de aproximativ 30 milioane de stele aflate pe o suprafaţă de 30000 grade pătrate pe cer. A găsit un cluster globular, 5 clustere noi de stele "deschise", un supercluster cu 1800 galaxii şi câteva noi clustere cu galaxii de mici dimensiuni, o cometă, circa 775 asteroizi -- dar nici o planetă cu excepţia lui Pluto. El a conchis deci că nu există nici o planetă necunoscută mai strălucitoare decât una de magnitudine 16.5 - decât o eventuală stea aflată pe o orbită aproape polară şi în apropierea Polului Sud (pe care nu ar fi putut să o detecteze). Ar fi putut de asemenea identifica o stea de mărimea lui Neptun la o distanţă de 7 ori mai mare decât cea la care se află Pluto, sau o stea de mărimea lui Pluto aflată la 60 a.u.

   Numele lui Pluto se datorează unei adevărate poveşti. Sugestii anterioare pentru numele său ar fi: Atlas, Zymal, Artemis, Perseus, Vulcan, Tantalus, Idana, Cronus. Cotidianul "The New York Times" a sugerat numele Minerva, reporterii au vrut nume ca Osiris, Bacchus, Apollo, Erebus. Văduva lui Lowell a sugerat numele de Zeus, dar ulterior s-a răzgândit şi s-a oprit la numele de Constance. Multă lume ar fi vrut ca planeta să se numească Lowell. Personalul Observatorului Flagstaff, unde Pluto a fost descoperit a sugerat nume ca Cronus, Minerva, şi Pluto. Câteva luni mai târziu planeta a devenit oficial Pluto. Iniţial numele fusese dat de către Venetia Burney, o elevă de 11 ani din Oxford, Anglia.

   Prima orbită calculată pentru Pluto avea o excentricitate de  0.909 şi o perioadă de 3000 ani. Aceste date au făcut să apară îndoieli cum că Pluto ar fi o planetă. Câteva luni mai târziu s-au obţinut date mult mai precise însă. Dedesubt se află o comparaţie între calculele lui Lowell pentru Planeta X, calculele lui Pickering pentru Planeta O şi Pluto:

                          Lowell -  X    Pickering - O    Pluto
 
a (distanţa medie)           43.0           55.1          39.5
e (excentricitate)           0.202          0.31          0.248
i (înclinaţie)                10             15            17.1
N (long nod asc)          (neştiută)        100           109.4
W (long periheliu)          204.9           280.1         223.4
T (dată periheliu)        Febr 1991       Jan 2129      Sept 1989
u (mişcare medie/an)       1.2411          0.880         1.451
P (perioadă,ani)            282             409.1         248
E (long 1930.0)            102.7           102.6         108.5
m (masă, Pământ=1)           6.6             2.0          0.002
M (magnitudine)             12-13            15            15

   Masa lui Pluto a fost foarte greu de determinat. Numeroase valori au fost atribuite la momente diferite de timp. Problema nu a fost rezolvată decât atunci când  James W. Christy a descoperit satelitul lui Pluto numit Charon, în iunie 1978 -- Pluto s-a dovedit a avea doar 20% din masa Lunii Pământului! Asta însemna că Pluto nu putea practic să producă perturbaţiile orbitei lui Uranus sau Neptun. Pluto nu putea fi deci asociat cu Planeta X a lui Lowell. Ceea ce putea să pară un triumf în ştiinţa astrelor se dovedea acum a fi un accident -- sau mai degrabă rezultatul căutării inteligente şi atente a lui Clyde Tombaugh.

   Masa lui Pluto:

    Crommelin 1930:     0.11      (mase ale Pământului)
    Nicholson 1931:     0.94
    Wylie, 1942:        0.91
    Brouwer, 1949:      0.8-0.9
    Kuiper, 1950:       0.10
    1965:              <0.14    (apariţia unei stele întunecate lângă Pluto)
    Seidelmann, 1968:   0.14
    Seidelmann, 1971:   0.11
    Cruikshank, 1976:   0.002
    Christy, 1978:      0.002   (e descoperit Charon)

   O altă planetă trans-Neptuniană cu viaţă scurtă a fost raportată în 22 aprilie 1930 de către R.M. Stewart din Ottawa, Canada -- cu ajutorul unor observaţii făcute în 1924.. Crommelin a calculat o orbită a sa (distanţa 39.82 a.u., nod ascendent 280.49 grade, înclinaţie 49.7 grade!). Tombaugh

a căutat "obiectul Ottawa" fără a-l găsi.

   Între timp Pickering a continuat să prezică existenţa unor noi planete (vezi deasupra). Alţii au prezis existenţa planetelor pe fundamente teoretice (chiar Lowell a prezis un al doilea trans-Neptunian aflat la 75 a.u.). În 1946 Francis M. E. Sevin a sugerat existenţa unui trans-Neptunian aflat la 78 a.u.. Datele au fost obţinute prin metode empirice grupând planetele şi asteroidul Hidalgo în 2 grupuri:

   Grup I:     Mercur    Venus   Pământul  Marte   Asterozis  Jupiter
   Grup II:      ?       Pluto   Neptun    Uranus  Saturn     Hidalgo

   El a adăugat apoi logaritmii perioadelor fiecărei perechi de planete găsind o sumă constantă de 7,34. Presupunând că suma este validă şi pentru perechea Mercur - trans-Plutonian, a calculat o perioadă de 677 ani pentru "Transpluto". Ulterior Sevin a calculat complet caracteristicile acestuia: distanţa 77.8 a.u., perioada 685.8 ani, excentricitate 0.3, masa de 11.6 ori cât masa Pământului. Estimările sale au trezit interesul astronomilor.

   În 1950, K. Schutte din Munchen a folosit date ale unor comete periodice (8 la număr) pentru a estima prezenţa unui trans-Plutonian aflat la 77 a.u. Patru ani mai târziu H. H. Kitzinger din Karlsruhe, folosind aceleaşi informaţii a estimat prezenţa sa la 65 a.u., având o perioadă de 523.5 ani, o înclinaţie orbitală de 56 grade şi o magnitudine de 11. În 1957 a recalculat distanţa la 75.1 a.u., perioada la 650 ani, înclinaţia la 40 grade şi magnitudinea în jur de 10. Nu a reuşit să ia imagini ale planetei însă şi-a refăcut încă o dată calculele obţinând acum o distanţă de 77 a.u., perioadă de 675.7 ani, înclinaţie de 38 grade, excentricitate 0.07, asemănătoare cu planeta lui Sevin şi chiar cu Planeta P a lui Pickering. Totuşi ea nu a fost niciodată găsită.

   Cometa Halley a fost şi ea folosită ca probă pentru existenţa planetelor trans-plutoniene. În 1942 R. S. Richardson a arătat existenţa unei planete de mărimea Pământului la 36.2., sau la 1 a.u. de afeliul cometei Halley. O planetă aflată la 35.3 a.u. având o masă de 0.1 din masa Pământului ar avea un efect similar. În 1972, Brady a prezis o planetă la 59.9 a.u., perioada 464 ani, excentricitate 0.07, înclinaţia 120 grade (aflată în mişcare retrogradă), magnitudine 13-14, cam de mărimea lui Saturn. Ea nu a fost însă găsită.

   Tom van Flandern a examinat poziţiile lui Uranus şi Neptun în anii 1970. Orbita calculată pentru Neptun a corespuns observaţiilor doar timp de căţiva ani. Orbita lui Uranus a corespuns doar pe perioada unei mişcări de revoluţie. În 1976 Tom van Flandern a fost convins că există o a 10-a planetă. După descoperirea lui Charon în 1978 care a arătat o masă mult diminuată a lui Pluto în raport cu estimările făcute, el l-a convins pe colegul său Robert S. Harrington de existenţa acestei a 10-a planete. Au început o colaborare investigând sistemul de sateliţi ai lui Neptun. Curând însă rezultatele lor au devenit divergente. În timp ce van Flandern credea că planeta s-a format după orbita lui Neptun, Harrington era de părere că ea s-a format între orbitele lui Uranus şi Neptun. Van Flandern credea că sunt necesare şi alte informaţii, spre exemplu este nevoie de o valoare mai precisă a masei, furnizate de  Voyager 2. Harrington a încercat să localizeze planeta utilizând forţa brută, nu a reuşit însă. Cei doi au sugerat că planeta s-ar afla aproape de afeliu pe o orbită foarte înclinată. Planeta ar putea fi întunecată, cu o magnitudine de 16-17.

   În 1987, Whitmire şi Matese au presupus că există o a 10-a planetă la 80 a.u. având o perioada de 700 ani şi o înclinaţie de 45 grade, aceasta ca o alternativă la ipoteza"Nemesis". Potrivit lui Eugene M. Shoemaker, această planetă nu ar fi putut totuşi provoca acele ploi de meteori, aşa cum crezuseră Whitmire şi Matese.

   În 1987, John Anderson de la  JPL a studiat mişcarea vehiculelor spaţiale Pioneer 10 şi Pioneer 11, pentru a vedea dacă există perturbaţii datorate unor forţe gravitaţionale nedescoperite încă. Nu s-a aflat nimic şi Anderson a conchis că o a 10-a planetă există. A calculat o masă egală cu de 5 ori masa Pământului, o perioadă orbitală de 700-1000 ani şi o orbită puternic înclinată. Anderson a sperat că cele două vehicule spaţiale Voyager o să îl ajute să localizeze planeta.

   Conley Powell, de la JPL, a analizat şi el mişcarea planetelor. Se pare că observaţiile lui Uranus deveniseră mult mai precise după 1910. Powell a sugerat existenţa unei planete având de 2,9 ori masa Pământului la 60.8 a.u. de Soare, cu o perioadă de 494 ani, o înclinaţie de 8.3 grade şi o excentricitate redusă. Powell a fost uimit că perioada este cam de 2 ori perioada lui Pluto şi cam de 3 ori perioada lui Neptun, fiind deci posibil ca planeta văzută de el să aibă o orbită stabilizată prin rezonanţă mutuală cu vecinii ei, în ciuda distanţei mari dintre aceste planete. Caracteristicile planetei arătau că ea face parte din Gemeni şi că este mai luminoasă decât Pluto. O căutare din 1987 a rămas fără succes. Powell a recalculat caracteristicile planetei: 0.87 din masa Pământului, distanţa de 39.8 a.u, o perioadă de 251 ani, excentricitate de 0,26, deci o orbită foarte asemănătoare cu cea a lui Pluto. Acum planeta trebuia să se afle în Leu, având o magnitudine de 12, dar Powell crede că datele sunt insuficiente şi că nu e momentul să efectueze o căutare.

   Chiar dacă nu s-a găsit nici o planetă trans-Plutoniană, interesul s-a îndreptat spre exteriorul sistemului solar. Asteroidul Hiadlgo, aflat în mişcare pe o orbită între Jupiter şi Saturn a fost deja amintit. În 1977-1984, Charles Kowal a efectuat o nouă căutare sistematică pentru a găsi corpuri necunoscute încă din sistemul solar, folosind telescopul Schmidt de 48 inci al Observatorului Palomar. În octombrie 1987 a găsit asteroidul 1977 UB, numit ulterior Chiron, aflat la o distanţă de 13.7 a.u. cu o perioadă de 50.7 ani, o excentricitate de 0.3786, înclinaţie de 6.923 grade, un diametru de 50 Km. În timpul căutării Kowal a mai găsit 5 comete şi 15 asteroizi, inclusiv Chiron, cel mai îndepărtat asteroid la momentul acela. Kowal a regăsit 4 comete şi un asteroid pierdut. Nu a găsit însă o a 10-a planetă şi a conchis că nu există o planetă necunoscută mai luminoasă decât una de magnitudine 20 la 3 grade de ecliptică.

   Chiron a fost iniţial anunţat ca "a 10-a planetă", fiind însă imediat desemnat ca asteroid. Kowal însă a suspectat că poate fi foarte asemănător unei comete! În 1995 Chiron a fost clasificat şi ca şi cometă - este cu siguranţă cea mai mare cometă cunoscută până acum.

   În 1992 un asteroid chiar mai îndepărtat a fost găsit: Pholus. Mai târziu, în 1992 un asteroid din afara orbitei lui Pluto a fost găsit, şi apoi încă  5 asteroizi trans-Plutonieni în 1993 şi încă  alţii în 1994!

   Între timp, vehiculele spaţiale Pioneer 10 şi 11 precum si  Voyager 1 şi 2 au ieşit din spaţiul sistemului solar încercând să găsească dovezi ale forţelor gravitaţionale ale unor planete necunoscute. Nu s-a găsit însă nimic. Au furnizat însă date mai precise privind masa planetelor - când acestea au fost folosite pentru a actualiza calculele făcute în legătură cu sistemul solar, misterul a dispărut. Căutarea planetei X a ajuns la sfârşit. Nu există nici o Planetă X, însă a fost găsită o centură de asteroizi în afara lui Neptun/Pluto. Asteroizii din afara orbitei lui Jupiter cunoscuţi până în august 1993 sunt:

Asteroid    a      e      Incl     Nod    Arg perih Unghi med Per  Nume
           a.u.           grd      grd      grd      grd      yr
 
 944     5.79853 .658236 42.5914  21.6567  56.8478  60.1911  14.0 Hidalgo
2060    13.74883 .384822  6.9275 209.3969 339.2884 342.1686  51.0 Chiron
5145    20.44311 .575008 24.6871 119.3877 354.9451   7.1792  92.4 Pholus
5335    11.89073 .866990 61.8583 314.1316 191.3015  23.3556  41.0 Damocles
 
1992QB1 43.82934 .087611  2.2128 359.4129  44.0135 324.1086  290 
1993FW  43.9311  .04066   7.745  187.914  359.501    0.4259  291 
 
                  Epoca:  1993-08-01.0  TT

   În noiembrie 1994 aceşti asteroizi  trans-Neptunieni erau cunoscuţi:

Obiect     a     e     incl     R Mag   Diam    Descoperit  Descoperitori
          a.u.          grd             km       Data
 
1992 QB1  43.9  0.070   2.2     22.8    283     1992 Aug  Jewitt & Luu
1993 FW   43.9  0.047   7.7     22.8    286     1993 Mar  Jewitt & Luu
1993 RO   39.3  0.198   3.7     23.2    139     1993 Sep  Jewitt & Luu
1993 RP   39.3  0.114   2.6     24.5     96     1993 Sep  Jewitt & Luu
1993 SB   39.4  0.321   1.9     22.7    188     1993 Sep  Williams 
1993 SC   39.5  0.185   5.2     21.7    319     1993 Sep  Williams 
1994 ES2  45.3  0.012   1.0     24.3    159     1994 Mar  Jewitt & Luu
1994 EV3  43.1  0.043   1.6     23.3    267     1994 Mar  Jewitt & Luu
1994 GV9  42.2  0.000   0.1     23.1    264     1994 Apr  Jewitt & Luu
1994 JQ1  43.3  0.000   3.8     22.4    382     1994 Mai  Irwin
1994 JR1  39.4  0.118   3.8     22.9    238     1994 Mai  Irwin
1994 JS   39.4  0.081   14.6    22.4    263     1994 Mai  Luu & Jewitt 
1994 JV   39.5  0.125   16.5    22.4    254     1994 Mai  Jewitt & Luu 
1994 TB   31.7  0.000   10.2    21.5    258     1994 Oct  Jewitt & Chen
1994 TG   42.3  0.000   6.8     23.0    232     1994 Oct  Chen
1994 TG2  41.5  0.000   3.9     24.0    141     1994 Oct  Hainaut 
1994 TH   40.9  0.000   16.1    23.0    217     1994 Oct  Jewitt
1994 VK8  43.5  0.000   1.4     22.5    273     1994 Nov  Fitzwilliams
 
Diametrul este dat în km (şi este bazat pe magnitudine)

   Corpurile trans-Neptuniene par să formeze două grupuri. Unul  format din Pluto, 1993 SC, 1993 SB şi 1993 RO, având orbite excentrice şi o rezonanţa de 3:2 cu Neptun. Al doilea grup include 1992 QB1 şi 1993 FW, este ceva mai îndepărtat şi are o excentricitate ceva mai scăzută.


Nemesis, steaua însoţitoare a Soarelui, 1983

   Să presupunem că Soarele nu este singur ci are o stea însoţitoare. Să presupunem că ea se mişcă pe o orbită eliptică, distanţa faţă de Soare variind între 90000 a.u. (1,4 ani lumină) şi 20000 a.u. cu o perioadă de 30 milioane de ani. Să mai presupunem că ea este întunecată sau foarte puţin luminoasă, asta pentru că ea nu a fost observată până acum.

   Asta ar însemna că odată la 30 milioane de ani această stea virtuală ar trece pe lângă  norul Oort (un nor ipotetic format din proto-comete aflat la mare distanţă de Soare). În timpul unei asemenea treceri, proto-cometele din norul Oort ar fi perturbate. Câteva zeci de mii de ani mai târziu, pe Pământ s-ar remarca o creştere dramatică a numărului de comete ce trec prin interiorul sistemului solar. Asta ar duce implicit la creşterea riscului de impact al nucleului cu una dintre aceste comete.

   Analizând cu atenţie datele geologice ale Pământului, se pare ca odată la 30 milioane de ani a fost puternic afectată viaţa pe Pământ. Cea mai cunoscută este catastrofa de acum 65 milioane de ani, când au fost "exterminaţi" dinozaurii. Se pare că peste 15 milioane de ani  va avea loc o nouă astfel de catastrofă.

   Această stea însotiţoare "moartă" a Soarelui a "apărut" în 1985 la "sugestia" lui Daniel P. Whitmire şi John J. Matese, din Universitatea din Louisiana de Sud. A primit numele de Nemesis. O latură ciudată a ipotezei lui Nemesis este că nu există nici un fel de dovadă că există o astfel de stea. Nu trebuie să fie foarte luminoasă sau masivă, o stea mai mică şi mai puţin luminoasă decât Soarele ar fi suficientă, chiar şi un pitic maro sau negru (un corp asemănător unei planete dar insuficient de masiv pentru a arde hidrogenul, asemenea unei stele). Este posibil ca această stea să existe într-unul din cataloagele stelelor întunecate, fără ca cineva să remarce ceva particular, ca de exemplu o mişcare aparentă amplă a stelei faţă de stele mai îndepărtate (paralaxa sa). Dacă va fi găsită, este puţin probabil ca ea să constituie cauza principală a acestor catastrofe ciclice care afectează planeta noastră.

   Dar povestea ei este şi o sursă pentru mituri. Dacă un antropolog dintr-o generaţie anterioară ar fi auzit o astfel de instorioară, referindu-se la ea ar fi folosit cu siguranţă cuvinte ca "primitiv" sau "pre-ştiinţific".

"Există un alt Soare pe cer, un Soare Demon pe care nu îl putem vedea. Cu mult timp în urmă, chiar înainte de vremurile străbunicilor, el a atacat Soarele nostru. Cometele s-au prăbuşit şi o armă cumplită s-a abătut pe Pământ. Aproape orice formă de viaţă a fost distrusă. Soarele Demon a mai atacat de numeroase ori şi înainte. Şi va ataca din nou."

 

   De aceea anumiţi oameni de ştiinţă au crezut iniţial că povestea lui Nemesis este o glumă -- un Soare invizibil care atacă Pământul cu comete - sună ca un mit, o poveste fantastică şi doar atât. O doză de scepticism este meritată însă să nu uităm că ne putem înşela singuri. Chiar dacă teoria este speculativă, ea este totuşi demnă de a fi tratată cu atenţie şi seriozitate pentru că ideea centrală este testabilă, odată ce steaua va fi fost găsită.


Referinţe

Willy Ley: "Watcher's of the skies", The Viking Press NY,1963,1966,1969

William Graves Hoyt: "Planet X and Pluto", The University of Arizona Press 1980, ISBN 0-8165-0684-1, 0-8165-0664-7 pbk.

Carl Sagan, Ann Druyan: "Comet", Michael Joseph Ltd, 1985, ISBN 0-7181-2631-9

Mark Littman: "Planets Beyond - discovering the outer solar system", John Wiley 1988, ISBN 0-471-61128-X

Tom van Flandern: "Dark Matter, Missing Planets & New Comets. Paradoxes resolved, origins illuminated", North Atlantic Books 1993, ISBN 1-55643-155-4

Joseph Ashbrook: "The many moons of Dr Waltemath", Sky and Telescope, Vol 28, Oct 1964, p 218, also on page 97-99 of "The Astronomical Scrapbook" by Joseph Ashbrook, SKy Publ. Corp. 1984, ISBN 0-933346-24-7

Delphine Jay: "The Lilith Ephemeris", American Federation of Astrologers 1983, ISBN 0-86690-255-4

William R. Corliss: "Mysterious Universe: A handbook of astronomical anomalies", Sourcebook Project 1979, ISBN 0-915554-05-4, p 45-71 "The intramercurial planet", p 82-84 "Mercury's moon that wasn't", p 136-143 "Neith, the lost satellite of Venus", p 146-157 "Other moons of the Earth", p 423-427 "The Moons of Mars", p 464 "A ring around Jupiter?", p 500-526 "Enigmatic objects"

Richard Baum & William Sheehan: "In Search of Planet Vulcan" Plenum Press, New York, 1997 ISBN 0-306-45567-6 , QB605.2.B38


Continut... Anexe ... Nume ... Planete virtuale ... Imagini ... Gazda


Text de Paul Schlyter, convertit la html de Bill Arnett; Data ultimei actualizări: 10 Aprilie 2001