:: wikimiki.org ::

Kepler

Kepler

right Johannes Kepler (Württemberg, 27 de desembre, 1571 - Ratisbona, 15 de novembre , 1630), va ser un astrònom i matemàtic alemany, i va ser una figura clau en la revolució científica, fonamentalment conegut per les seves lleis sobre el moviment dels planetes.

Obra científica

Després d'estudiar teologia a l'universitat de Tubinga, incloent astronomia amb un seguidor de Copèrnic, va ensenyar al seminari protestant de Granz. Kepler va intentar comprendre les lleis del moviment planetari durant la major part de la seva vida. En un principi Kepler va considerar que el moviment dels planetes havia de complir les lleis pitagòriques de l'harmonia. Aquesta teoria és coneguda com la música o l'harmonia de les esferes celests. En la seua visió cosmològica no era casualitat que el nombre de planetes coneguts en la seua època fora un més que el nombre de poliedres perfectes. Sent un ferm partidari del model copernicà va intentar demostrar que les distàncies dels planetes al Sol venien donades per esferes a l'interior de poliedres perfectes niuades successivament unes a l'interior d'altres. En l'esfera interior estava Mercuri mentre que els altres cinc planetes Venus, Terra, Mart, Júpiter i Saturn estarien situats a l'interior dels cinc sòlids platónics corresponents també als cinc elements clàssics. En 1596 Kepler va escriure un llibre en què exposava les seues idees. Misterium Cosmographicum (El misteri còsmic). Sent un home de gran vocació religiosa Kepler veia en el seu model cosmològic una prova de l'existència, saviesa i elegància de Déu. Va escriure: «jo desitjava ser teòleg; però ara m'adone a través del meu esforç que Déu pot ser celebrat també per l'astronomia». 1596 El 1600 li crida l'astrònom imperial Tycho Brahe, que aleshores havia muntat el millor centre d'observació astronòmica d'aqueixa època. En 1602, a la mort de Tycho, és nomenat astrònom imperial i té accés a totes les dades recopilades per Tycho, molt més precisos que els manejats per Copèrnic. A la vista de les dades, especialment els relatius al moviment retrògrad de Mart se n'adonà que el moviment dels planetes no podia ser explicat pel seu model de poliedres perfectes i harmonia d'esferes. Incapaç d'acceptar que Déu no hi haguera disposat que els planetes descrigueren figures geomètriques simples, es va dedicar amb tenacitat il·limitada a provar amb tota sort de combinacions de cercles. Quan es va convèncer de la impossibilitat d'aconseguir-ho amb cercles, va usar ovals. En fracassar també amb ells, «només em va quedar una carreta de fem» i va emprar el·lipses. Amb elles va desentranyar les seues famosíssimes tres lleis (publicades el 1609 a la seua obra Astronomia Nova) que descriuen el moviment dels planetes. Lleis que van sorprendre al món, li van revelar com el millor astrònom de la seua època, encara que ell no va deixar de viure com un cert fracàs de la seua primigènia intuïció de simplicitat (com el·lipses?, havent-hi cercles...). No obstant, tres segles després, la seua intuïció s'ha vist confirmada més enllà de tot l'imaginable, quan Einstein va mostrar en la seua Teoria de la Relativitat general que en la geometria tetradimensional de l'espai-temps els cossos celests segueixen línies rectes. I és que encara hi havia una figura més simple que el cercle: la recta. En 1627 va publicar les Tabulae Rudolphine, a les que va dedicar un enorme esforç, i que durant més d'un segle es van usar en tot el món per a calcular les posicions dels planetes i les estrelles. Utilitzant les lleis del moviment planetari va ser capaç de predir satisfactòriament el trànsit de Venus de l'any 1631 amb el que la seua teoria va quedar confirmada.

Les tres lleis de Kepler

Durant la seua estada amb Tycho li va ser impossible accedir a les dades dels moviments aparents dels planetes ja que Tycho es negava a donar aqueixa informació. Ja en el llit de mort de Tycho i després a través de la seua família, Kepler va accedir a les dades de les òrbites dels planetes que durant anys s'havien anat recol·lectant. Gràcies a aqueixes dades, els més precisos i abundants de l'època Kepler va poder anar deduint les òrbites reals planetàries. Afortunadament Tycho es va centrar en Mart, amb una el·líptica molt acusada, d'una altra manera li haguera sigut impossible a Kepler adonar-se que les òrbites dels planetes eren el·líptiques. Inicialment Kepler va intentar el cercle, per ser la més perfecta de les trajectòries, però les dades observades impedien un correcte ajust, la qual cosa va entristir Kepler ja que no podia saltar-se un pertinaç error de vuit minuts d'arc. Kepler va comprendre que havia d'abandonar el cercle, la qual cosa implicava abandonar la idea d'un "món perfecte". De profundes creences religioses, li va costar arribar a la conclusió que la terra era un planeta imperfecte, assolat per les guerres, en aqueixa mateixa missiva inclou la cita clau. "Si els planetes són llocs imperfectes, perquè no deuen ser-ho les òrbites de les mateixes?". Finalment va utilitzar la fórmula de l'el·lipse, una rara figura descrita per Apol·loni de Pèrgam una de les obres salvades de la destrucció de la biblioteca d'Alexandria. Va descobrir que encaixava perfectament en els mesuraments de Tycho. Havia descobert la primera llei de Kepler:
- Els planetes tenen òrbites el·líptiques i el Sol és en un dels focus. Després d'aqueix important salt, on per primera vegada allò que els fets s'anteposaven als desitjos i els prejudicis sobre la naturalesa del món. Kepler es dedicà simplement a observar les dades i traure conclusions ja sense cap idea preconcebuda. Va passar a comprovar la velocitat del planeta a través de les òrbites arribant a la segona llei:
- Els planetes no es mouen uniformement, sinó que el radi vector que uneix el centre del planeta amb el Sol escombra àrees iguals en temps iguals. Durant molt de temps, Kepler només va poder confirmar aquestes dues lleis en la resta de planetes. Encara així va ser un èxit espectacular, però faltava relacionar les trajectòries dels planetes entre si. Després de diversos anys, va descobrir la tercera i importantíssima llei del moviment planetari:
- El quadrat dels períodes dels planetes són proporcionals al cub de la distància mitjana al sol. Aquesta llei, anomenada també llei harmònica, junt amb les altres lleis ja permetia unificar, predir i comprendre tots els moviments dels astres. Marcant un fita en l'història de la ciència. Kepler va ser l'últim astròleg i es va convertir en el primer astrònom rebutjant la fe i les creences i explicant els fenòmens per la mera observació.
SN 1604: L'estrella de Kepler
biblioteca d'Alexandria i l'Observatori de Raigs X Chandra.]] El 17 d'octubre de 1604 Kepler va observar una supernova en la nostra pròpia Galàxia, la Via Làctia, a la que més tard se li diria la estrella de Kepler. L'estrella havia sigut observada per altres astrònoms europeus el dia 9 com ara Brunowski a Praga (qui va escriure a Kepler), Altobelli a Verona i Clavius a Roma i Capra i Marius a Pàdua. Kepler inspirat pel treball de Tycho Brahe va realitzar un estudi detallat de la seua aparició. La seua obra De Stella nova in pede Serpentarii ('La nova estrella al peu d'Ophiuchus') proporcionava evidències de que el Univers no era estàtic i sí sotmès a importants canvis. L'estrella va poder ser observada a simple vista durant 18 mesos després de la seua aparició. La supernova es troba a tan sols 13.000 anys llum de nosaltres. Cap supernova posterior no ha sigut observada en temps històrics dins de la nostra pròpia galàxia. Donada l'evolució de la brillantor de l'estrella avui en dia se sospita que es tracta d'una supernova de tipus I.
Obres escrites per Kepler

- Mysterium cosmographicum (El misteri còsmic) (1596)
- Astronomiae Pars Òptica (La part òptica de l'astronomia) (1604)
- De Stella nova in pede Serpentarii (La nova estrella al peu d'Ophiuchus) (1604)
- Astronomia nova (Nova astronomia) (1609)
- Dioptrice (Dioptrio) (1611)
- Epitome astronomiae Copernicanae (publicat en tres parts 1618-1621)
- Harmonitze Mundi (L'harmonia dels mons) (1619)
- Tabulae Rudolphinae (1627)
- Somnium (El son) (1634) - considerat com el primer precursor de la ciència-ficció. Kepler, Johannes als:Johannes Kepler ja:ヨハネス・ケプラー ko:요하네스 케플러

27 de desembre
El 27 de desembre és el tres-cents seixanta-unè dia de l'any del calendari gregorià i el tres-cents seixanta-dosè en els anys de traspàs. Queden 4 dies per a finalitzar l'any. ----
Esdeveniments:
:PAÏSOS CATALANS
- 1794 - Figueres (l'Alt Empordà): les tropes franceses ocupen la ciutat. :MÓN
- 1904 - Londres (Anglaterra): es fa la primera representació de "Peter Pan", de James Matthew Barrie, al Duke of York's Theatre.
Naixements:
:PAÏSOS CATALANS :MÓN
Necrològiques:
:PAÏSOS CATALANS :MÓN
Festes i commemoracions:
---- Un dia abans / Un dia després Categoria:Desembre ja:12月27日 ko:12월 27일 simple:December 27 th:27 ธันวาคม

1571

Esdeveniments:

- A la batalla de Lepant, una associació de tropes espanyoles, venecianes i papals derrota l'exèrcit de Turquia
- Començament del regant de Tupac Amaru, el darrer inca
- Fundació de la borsa de Londres

Naixements:

- Kepler, astrònom
- Tirso de Molina, escriptor espanyol

Necrològiques:

Pàgines que s'hi relacionen

- Calendari d'esdeveniments
- Taula anual del segle XVI ---- Un any abans / Un any després Categoria:Segle XVI ko:1571년

15 de novembre

El 15 de novembre és el tres-cents dinovè dia de l'any del calendari gregorià i el tres-cents vintè en els anys de traspàs. Queden 46 dies per finalitzar l'any. ----

Esdeveniments:

:PAÏSOS CATALANS
- 1998 - Vilafranca del Penedès: els Castellers de Vilafranca carreguen el primer 3 de 10 amb folre i manilles de la història.
- 2004 - Brussel·les (Bèlgica): el Govern d’Andorra hi signa l'acord de cooperació amb la Unió Europea tancat el 30 d'abril. :MÓN
- 1983 - Xipre: l'exèrcit turc proclama la República Turca de Xipre del Nord en la zona nord on viuen 180.000 habitants d'origen turc.
- 2004 - Washington (els Estats Units): Colin Powell presenta la dimissió com a el secretari d'estat i el substituirà l'endemà Condoleezza Rice.
- 2004 - Brussel·les (Bèlgica): els governs de Mònaco, San Marino i Liechtenstein hi signen un acord de cooperació amb la Unió Europea.

Alemanya

Alemanya (en alemany Deutschland ) és un estat de l'Europa central que forma part de la Unió Europea, anomenat oficialment República Federal d'Alemanya (en alemany Bundesrepublik Deutschland). Limita al nord amb el mar del Nord, Dinamarca i el mar Bàltic; a l'est amb Polònia i Txèquia; al sud amb Àustria i Suïssa, i a l'oest amb França, Luxemburg, Bèlgica i els Països Baixos. Durant la major part de la seva història, Alemanya va ser un terme geogràfic utilitzat per designar una àrea ocupada per diversos estats. Es va convertir en un estat unit durant 74 anys (1871-1945), però va ser dividit al terme de la Segona Guerra Mundial en la República Federal d'Alemanya (RFA —BRD—, coneguda com a Alemanya Occidental) i la República Democràtica Alemanya (RDA —DDR—, coneguda com a Alemanya Oriental). El 3 d'octubre del 1990, la RDA va passar a formar part de la RFA, de manera que Alemanya va tornar a ser una nació unida. Berlín n'és la capital i la ciutat més important. També passen del milió d'habitants les ciutats d'Hamburg i Munic.

Història

Article principal: Història d'Alemanya L'idioma alemany i l'orgull alemany es remunten a fa més de mil anys, però l'estat conegut actualment com a Alemanya fou unificat com una nació estat moderna molt recentment: el 1871. Aquest fou el segon Reich alemany, sovint traduït per "imperi", encara que també significa "regne". Abans de la seva unificació el 1871, Alemanya era una unitat cultural però no realment política. En aquest període s'hi poden distingir les fases següents:
- Primer Reich (conegut durant gran part de la seva existència com el Sacre Imperi Romà de la Nació Alemanya). Va sorgir el 843 de la divisió de l'Imperi Carolingi (que havia estat fundat el 25 de desembre del 800 per Carlemany) i va existir en diverses formes fins el 1806, quan va ser dissolt com a conseqüència de les guerres napoleòniques.
- Unificació alemanya. Després de les guerres napoleòniques, Prússia va anar ampliant els seus territoris fins que va forjar l'Imperi Alemany, encara que excloent-ne Àustria, la qual es va mantenir com un imperi multiètnic durant uns 50 anys més. Aquests són els períodes més importants de la història de l'Alemanya unificada:
- Segon Reich (l'Imperi Alemany). Es fundà el 18 de gener del 1871 a Versalles i va durar fins el 9 de gener del 1918. Va tenir només tres emperadors.
- República de Weimar (primera república alemanya). Es va instaurar després de la Primera Guerra Mundial.
- Dictadura Nazi (anomenat Tercer Reich pels nazis mateixos, encara que era una dictadura). Va durar 12 anys, des del 1933 fins al 1945.
- Segona república alemanya:
- Alemanya dividida. Després de la Segona Guerra Mundial, Alemanya va quedar dividida en dos estats republicans: la República Federal d'Alemanya (corresponent als sectors ocupats pels EUA, França i el Regne Unit) i la República Democràtica Alemanya (al tros ocupat pel soviètics).
- Alemanya reunificada. Des del 3 d'octubre del 1990, Alemanya torna a ser un sol Estat.

Govern i política

Article principal: Govern i política d'Alemanya Alemanya és una república federal democràtico-parlamentària, el sistema polític de la qual és definit en la seua constitució de 1949 (amb esmenes), anomenada Grundgesetz (llei fonamental):
- Poseeix un sistema parlamentari, en què el cap de govern, el Bundeskanzler (canceller), és electe.
- El parlament, anomenat Bundestag (dieta federal), és elegit cada quatre anys per sufragi popular en un sistema complex el qual combina representació directa i proporcional. Els 16 Bundesländer són representats a nivell federal pel Bundesrat (consell federal), el qual —depenent de l'afer en discussió— pot guanyar la paraula en el procedimient legislatiu. Ocasionalment es produeixen conflictes entre el Bundestag i el Bundesrat, creant dificultats en l'administració.
- La funció de cap d'Estat la compleix el Bundespräsident (president federal), els poders del qual es limiten a feines cerimonials i representatives. En l'àmbit de la Unió Europea, Alemanya té la representació més nombrosa al Parlament Europeu en virtut de la seua condició de país més poblat de la Unió. A més, actualment un dels vice-presidents de la Comissió Europea és alemany.

Organització territorial

Comissió Europea

Economia

Article principal: Economia d'Alemanya Categoria:Alemanya als:Deutschland fiu-vro:S'aksamaa ja:ドイツ ko:독일 ms:Jerman roa-rup:Ghirmânii simple:Germany th:สหพันธ์สาธารณรัฐเยอรมนี zh-min-nan:Tek-kok

Lleis de Kepler

Les lleis de Kepler van ser enunciades per Johannes Kepler per a explicar el moviment dels planetes en les seues òrbites al voltant del Sol.
- 1a Llei (1609): Tots els planetes es desplacen al voltant del Sol descrivint òrbites el·líptiques, estant el Sol situat en un dels focus de la dita el·lipse.
- 2a Llei (1609): El radivector que unix el planeta amb el Sol, agrana àrees iguals en temps iguals. El planeta es desplaça més ràpidament quan està en el periheli que quan està en el afeli
- 3a Llei (1618): Per a qualsevol planeta, el quadrat del seu període orbital o temps que tarda a donar un retorn al Sol, és directament proporcional al cub de la distància mitjana amb el Sol (en unitat astronòmiques. P² = k.a³. (sent P= període orbital; a=distancia).. Quant major és la distància mitjana entre un planeta i el Sol, més temps tarda a completar la seua òrbita. - Aquestes lleis s'apliquen a altres cossos astronòmics que es troben en mútua influència gravitatòria (per exemple la Terra i la Lluna).

Formulació de Newton de la III llei de Kepler

Kepler no va presentar les seues lleis en forma neta i concisa, sinó en llibres que contenien gran quantitat de detalls i inclús especulacions metafísiques. Va ser Isaac Newton el que va extraure les lleis dels seus escrits, i les va relacionar amb els seus propis descobriments, donant-li sentit físic al que eren simplement lleis empíriques. Newton va deduir: :

P^2 = \fraca^3

on:
- P = Període orbital en anys
- a = semieix major, en unitats astronòmiques (UA)
-
- G = Constant gravitatòria universal
- m₁ = massa del primer cos
- m₂ = massa del segon cos -
- UA :Unitat astronòmica que equival a 149.597.870 km Astronomia ja:ケプラーの法則 ko:케플러 법칙

Copèrnic

Nicolau Copèrnic (Torun 19 de febrer de 1473 - Frauenburg 24 de maig de 1543) va ser un astrònom polonès. Tambe conegut com a Mikolaj Kopernik (en polonès) o Nicolaus Copernicus (en llatí). Copèrnic és considerat el fundador de l'astronomia moderna, per tal com donà les bases que permeteren a Isaac Newton de culminar la revolució astronòmica —en passar d'un univers geocèntric a un cosmos heliocèntric— i de capgirar irreversiblement la visió del cosmos prevalent fins aleshores.

Estudis i primeres investigacions

Estudià a la universitat de Cracòvia (1491-94) sota el mestratge del matemàtic Wojciech Brudzewski. Viatjà per Itàlia i s'inscriví a la universitat de Bolonya (1496-1499), on estudià dret, medicina, grec i filosofia, i treballà com a assistent de l'astrònom Domenico da Novara. Novara és un dels primers científics que posa en qüestió el sistema geocèntric de Claudi Tolomeu. L'interès de Copèrnic per la geografia, i l'astronomia fou estimulada pel seu professor. Ells dos observaren nombroses ocultacions, eclipsis de lluna, així com la ocultació de l'estel Aldebaran el 9 de març de 1497 a Bolonya El 1500 anà a Roma, on donà un curs de matemàtiques i astronomia, i el 1501 tornà a la seva pàtria i prengué possessió d'una canongia de la catedral de Frauenburg, càrrec obtingut gràcies a l'ajut del seu oncle Lucas Watzelrode. Malgrat el seu càrrec, decideix acabar els seus estudis de medicina. Per tant, tornà a Pàdua (1501-1506) per estudiar dret i medicina; féu, però, una breu estada a Ferrara (1503), on obtingué el grau de doctor en dret canònic. Després torna a Polònia, i construeix un observatori a Frauenburg (avui Frombork), on fa les seves recerques d'astronomia. Durant set anys escriu Hypothesibus Motuum Coelistium a se Contitutis Commentariolus (conegut amb el títol de Commentariolus), curt tractat d'astronomia, que acaba cap al 1515, i que no serà publicat fins al segle XIX. És en aquesta obra on anuncia els seus principis de l'astronomia heliocèntrica, que revolucionarà la comunitat científica del seu temps. Reinstal·lat definitivament al seu país (1512), atengué l'administració de la diòcesi d'Ermland, exercí la medicina, ocupà certs càrrecs administratius i dugué a terme el seu immens i cabdal treball en el camp de l'astronomia. La seva obra mestra, De Revolutionibus Orbium Coelestium, fou escrita al llarg d'uns vint-i-cinc anys de treball (1507-1532), però moltes de les idees bàsiques i de les observacions que conté circularen a través de l'opuscle commentariolus (no editat fins el 1878), que, malgrat la seva brevetat, és d'una gran precisió i claredat. Aquesta obra magistral, (De Revolutionibus) de la qual va sorgir el pensament científic modern i la imatge de l'Univers més acceptada fins al principi del segle XX, no serà publicada fins al 24 de maig de 1543, poc abans de la seva mort, per un impressor de Nuremberg.

La teoria heliocèntrica copernicana

El sistema de Copèrnic descansa sobre l'observació de que la Terra volta al torn seu, una volta cada dia, la qual cosa explica el moviment diürn de l'esfera celest. Postula, igualment que la Terra dona una volta al Sol (heliocentrisme) cada any. Afirma també que els altres planetes fan el mateix en torn al Sol. Copèrnic avança igualment que la Terra oscil·la sobre el seu eix, la qual cosa explicaria la precessió. La teoria de Copèrnic ataca la de Ptolomeu, i a la cosmologia, a la física, fins i tot a la filosofia d'Aristòtil. Així mateix, les Escriptures ensenyaven la immobilitat de la Terra i el moviment del Sol. Copèrnic conserva, de totes maneres, alguns elements de l'antic sistema. La idea de les esferes sòlides, o l'esfera dels fixes. El nou sistema proposat per Copèrnic té certes avantatges sobre el del seu predecessor. Explica, entre altres, el moviment diari del Sol, i dels estels per la rotació terrestre. També explica el moviment del Sol durant l'any. Igualment explica el moviment retrògrad dels planetes exteriors, Mart, (Júpiter, Saturn). La seva teoria pren en compte també, els planetes interiors, (Venus, i Mercuri). Copèrnic avança també una teoria sobre l'ordre dels planetes, les seves distancies, i, per consegüent, el període orbital. Copèrnic contradiu a Ptolomeu, dient que com més gran és l'òrbita d'un planeta, més gran es el temps que caldrà per que faça una revolució completa al Sol. òrbita Copèrnic havia estudiat els escrits dels filòsofs grecs cercant-hi referències al problema del moviment terrestre, especialment els pitagòrics i Aristarc de Samos, el qual establí per primera vegada la teoria heliostàtica. Les hipòtesis fonamentals de la Teoria Copernicana són: 1.- El món (univers) és esfèric. 2.- La Terra també és esfèrica. 3.- El moviment dels cossos celests és regular, circular i perpetu o compost per moviments circulars. :Distingeix diversos tipus de moviments: ::3.1.- Moviment diürn: Causat per la rotació de la Terra en 24 hores i no de tot l'univers. ::3.2.- Moviment anual del Sol: Causat per la translació de la Terra al voltant del Sol en un any. ::3.3.- Moviment mensual de la Lluna al voltant de la Terra. ::3.4.- Moviment planetari: Causat per la composició del moviment propi i el de la Terra. La retrogradació del moviment dels planetes no és més que aparent i no un moviment vertader i és a causa del moviment de translació de la Terra al voltant del Sol. 4.- El cel és immens respecte a la magnitud de la Terra. 5.- L'ordre de les òrbites celestes. Després de criticar l'ordre que l'astronomia tolemaica assignava als planetes, dóna l'ordre correcte del seu allunyament del Sol. És indubtable que 2.000 anys de teoria geocèntrica no van acabar pel sorgiment aïllat de Copèrnic sinó per una necessitat social inspirada en els nous aires del Renaixement i del neoplatonisme que es respiraven.

La revolució copernicana

El que es coneix com a revolució copernicana és la seva formulació de la teoria heliocèntrica, segons la qual, la Terra i els altres planetes giren al voltant del Sol. Cal centrar el valor real de la seva obra en el fet de reimposar teories ja rebutjades pel sentit comú i de donar-los una estructuració coherent i científica. La ruptura bàsica que representava per a la ideologia religiosa medieval la substitució d'un cosmos clos i jerarquitzat, amb l'home com a centre, per un univers homogeni i infinit, situat al voltant del Sol, féu dubtar Copèrnic de publicar la seva obra per tal d'evitar problemes més que previsibles amb l'Església, i no fou fins el 1543 que aparegué la primera edició del De Revolutionibus Orbium Coelestium, com ja s'ha dit, feta a Nuremberg amb la supervisió del seu deixeble Georg Joachim Rheticus. Copèrnic, Nicolau Copèrnic, Nicolau ja:ニコラウス・コペルニクス ko:니콜라우스 코페르니쿠스 th:นิโคเลาส์ โคเปอร์นิคัส

Sol

El Sol és la estrela més pròxima a la Terra pel que també és l'astre més brillant. ---- La seva presència o absència en el cel determina el dia o la nit respectivament. La energia radiada pel Sol és aprofitada pels sers fotosintètics que constituïxen la base de la cadena tròfica. Així, és la principal font d'energia de la vida. També aporta l'energia que manté en funcionament els processos climàtics. A pesar de ser una estrela mitjana, és l'única que es resol a simple vista, amb un diàmetre angular de 32' 35" minuts d'arc en el periheli i 31' 31" en el afeli. El que dóna un diàmetre mitjà de 32' 03". Per una estranya coincidència, la combinació de grandàries i distàncies del Sol i la Lluna són tals que es veuen, aproximadament, amb la mateixa grandària aparent en el cel. El planeta Terra i tots els altres planetes del Sistema Solar orbiten el Sol. Altres cossos que orbiten el Sol inclouen asteroides, meteorits, cometes, objectes del cinturó de Kuiper, del Núvol d'Oort i, també, pols. Es va formar fa uns 4500 milions d'anys i al final de la seva vida, dintre d’uns 5000 milions d’anys, s'apagarà.

Característiques

any El Sol és un estel de la seqüència principal, de classe espectral G2, que significa que és una mica més gran i calent que un estel mitjà, però molt menor que un gegant vermell. Una estrella G2 té una vida a la seqüència principal de 10 milers de milions d'anys. En el centre del Sol, la densitat és aproximadament 1,5 × 10⁵ kg/m³, les reaccions termonuclears (fusió) converteixen l'hidrogen en heli. 3,9 × 10⁴⁵ àtoms passen per reaccions nuclears cada segon. Això allibera energia que fuig de la superfície del Sol com a llum. És possible de replicar les reaccions termonuclears amb les anomenades bombes d'hidrogen. En un futur podria esdevenir-se que la energia alliberada per la fusió nuclear en reactors de fusió sigui utilitzada com a font d'energia alternativa per a la producció d'electricitat. Tota la matèria del Sol està en forma de plasma degut a la seva temperatura extrema. Així, el Sol pot girar més ràpidament a l'equador que a latituds altes, ja que no és un sòlid. La rotació diferencial (segons la latitud) del Sol causa que les línies del camp magnètic s'entortolliguin amb el temps, provocant la formació de les dramàtiques taques solars i prominències solars. La corona solar té 10¹¹ àtoms/m³, i la fotosfera té 10²³ àtoms/m³. Durant algun temps es va pensar que el nombre de neutrins produits a les reaccions nuclears al Sol era una tercera part de la predicicó teòrica, un problema que es denominà problema dels neutrins solars. Quan es va descobrir recentment que els neutrins tenien massa, i que es podien transformar en varietats de neutrins més difícils de detectar en el camí de la Terra al Sol, les mesures i la teoria van coincidir. Per a obtenir informació ininterrompuda del Sol, l'Agència Espacial Europea i la NASA van posar en òrbita l'observatori SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de desembre de 1995.

Naixement i mort del Sol

Més informació en: Evolució estel·lar El Sol es va formar fa uns 4.500 milions d'anys a partir de núvols de gas i pols que ja contenien residus de generacions anteriors de estrelas. Gràcies a la metalicitat de tal gas, del seu disc circumstelar van sorgir, més tard, els planetas, asteroides i cometes del sistema solar. En l'interior del Sol es produïxen reaccions de fusió en les que els àtoms de hidrogen es transformen en heli produint-se l'energia que irradia la nostra estrela. Actualment, el Sol es troba en plena seqüència principal, fase en què seguirà uns 5.000 milions d'anys més cremant hidrogen de manera estable. Quan l'hidrogen del seu nucli siga molt menys abundant aquest es contraurà i s'encendrà la capa de hidrogen adjacent, però açò no bastarà per a retindre'l. Seguirà compactant-se fins que la seva temperatura siga prou elevada com per a fusionar el heli del nucli (uns 100 milions de graus). Al mateix temps, les capes exteriors de l'embolcall se n'aniran expandint gradualment. S'expandiran tant que, a pesar de l'augment de brillantor de la estrela, el seu temperatura efectiva disminuirà, situant el seu llum en la regió roja del espectre. El Sol s'haurà convertit en una gegant roja. El radi del Sol, per a llavors, serà tan gran que haurà engolit a Mercuri, Venus i, possiblement, a la Terra. Durant la seva etapa com gegant roja (uns 1.000 milions d'anys) el Sol anirà expulsant gas cada vegada amb major intensitat. En els últims moments de la seva vida el vent solar s'intensificarà i el Sol es desprendrà de tot el seu embolcall, la qual, formarà, amb el temps, una nebulosa planetària. El nucli i les seves regions més pròximes es comprimiran més fins a formar un estat de la matèria molt concentrat en el que les repulsions de tipus quàntic entre els electrons extremadament pròxims (degenerats) frenaran el col·lapse. Quedarà llavors, com a romanent estel·lar, una nana blanca de carboni i oxigen que s'anirà refredant gradualment.

Estructura del Sol

El sol no es el sol perque sigui es sol perque ues al sol hi viu deu tot poderos, el sol fa llum esta format per mexeros TONTO EL QUE LO LEA Com tots els cossos de suficient massa el Sol posseeix una forma esfèrica i a causa del seu lent moviment de rotació, té també un lleu aplatament polar. Com en qualsevol gran cos esfèric, totes les partícules que el constituïxen tendeixen a caure cap al centre per la força gravitacional, però no totes poden fer-ho perquè són rebutjades per la força de pressió de radiació i la pressió del gas. Pel fet que estes forces es compensen, l'estrella ni es col·lapsa cap a dins sobre si mateixa ni es disgrega. És l'anomenat equilibri hidrostàtic. El Sol presenta una estructura en capes esfèriques o en "capes de ceba". La frontera física i les diferències químiques entre les distintes capes són difícils d'establir. Sí es pot no obstant establir una funció física que és diferent per a cada una de les capes. En l'actualitat, l'Astronomia disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactòriament la majoria dels fenòmens observats. Segons este model, el Sol està format per: 1) nucli, 2) zona radiant, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona i 7) vent solar.

Nucli solar

Ocupa uns 139.000 km del radi solar, 1/5 del mateix, i és en esta zona on es verifiquen les reaccions termonuclears que proporcionen tota l'energia que el Sol produïx. La nostra estrela està constituïda per un 81 % de hidrogen, 18 % de heli i l'1 % restant que es reparteix entre altres elements. En el seu centre es calcula que hi ha un 49 % de hidrogen, 49 % de heli i el 2 % restant en altres elements que serveixen com catalitzadors en les reaccions termonuclears. El físic austríac Fritz Houtermans i el astrònom anglès Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) van unir els seus esforços per a veure si la producció d'energia en l'interior del Sol i en les estrelas es podia explicar per les transformacions nuclears que originen les temperatures extremadament altes del seu interior. Temperatures que són de l'orde de 10 a 20 milions de graus. Així, les reaccions de fusió són les fonts d'energia del Sol i les estrelas. Va ser en 1938 quan Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estats Units i Carl Friedrich von Weizsäker, en Alemanya, simultàniament i independentment van trobar el fet notable que el grup de reaccions en què intervenen carboni i nitrogen constituïxen un cicle, que es repetix una vegada i una altra, mentres dura el hidrogen. A este grup de reaccions se les coneix com "cicle de Bethe o del carboni", que és equivalent a la fusió de quatre protons en un nucli de heli. En estes reaccions de fusió hi ha una pèrdua de massa, açò és, el hidrogen consumit pesa més que el heli produït. Eixa diferència de massa es transforma en energia segons l'equació de Einstein. E = mc², on E és l'energia, m la massa i c la velocitat de la llum. Estes reaccions nuclears transformen el 0,7 % de la massa afectada en fotons, amb una longitud d'ona curtíssima i per tant molt energètics i penetrants. El cicle ocorre en les etapes següents: ₁H¹ + ₆C¹² → ₇N¹³; ₇N¹³ → ₆C¹³ + e⁺ + neutrí; ₁H¹ + ₆C¹³ → ₇N¹⁴; ₁H¹ + ₇N¹⁴ → ₈O¹⁵; ₆O¹⁵ → ₇N¹⁵ + e⁺ + neutrí, i finalment ₁H¹ + ₇N¹⁵ → ₆C¹² + ₂He⁴. Sumant totes les reaccions i cancel·lant els termes comuns, tenim 4 ₁H¹ → ₂He⁴ + 2e⁺ + 2 neutrins + 26,7 MeV. L'energia neta alliberada en el procés és 26,7 MeV, o siga prop de 6,7 x 10¹⁴ Joules per kg de protons consumits. El carboni actua com a catalitzador, perquè al final del cicle es regenera. Una altra reacció de fusió que ocorre en el Sol i en les estrelas, és el cicle de Critchfiel o protó-protó. Charles Critchfiel en 1938 era un jove físic alumne de George Gamow (1904-1968) en la Universitat de George Washington, va tindre una idea completament diferent, a l'adonar-se que en el xoc entre dos protons molt ràpids pot ocórrer que un dels protons perd la seua càrrega positiva i es convertisca en un neutró, que roman unit a l'altre protó, constituint un deuteró, és a dir un nucli de hidrogen pesat. La reacció és: ₁H¹ + ₁H¹ → ₂H² + e⁺ + neutrí; ₁H¹ + ₁H² → ₂He³; ₂He³ + ₂He³ → ₂He⁴ + 2 ₁H¹.- El primer cicle es dóna en estrelas més calents i amb major massa que el Sol i la cadena protó-protó en les semblants al Sol. Quant al Sol, fins a l'any 1953 es va creure que la seua energia era produïda exclusivament pel enllustre de Bethe, però s'ha demostrat en estos últims anys que la calor solar procedix en un 99 % del cicle protó-protó. Arribarà un dia en què el Sol esgote tot el hidrogen en la regió central al transformar-lo en heli, la pressió serà incapaç de sostindre les capes superiors i la regió central tendirà a contraure's gravitacionalment, calfant-se cada vegada més les capes adjacents. L'excés d'energia produïda farà que les capes exteriors del Sol tendisquen a expandir-se i refredar-se i el nostre astre rei es convertirà en una estrela gegant roja. El diàmetre del Sol pot arribar a arribar i sobrepassar al de l'òrbita de la Terra amb la qual cosa, qualsevol forma de vida s'haurà extingit. Quan la temperatura de la regió central abast aproximadament 100 milions de graus, començarà a produir-se la reacció del heli en carboni, fins que el primera s'esgote, amb la qual cosa es verificarà el mateix procés que a l'esgotar-se el hidrogen. D'esta manera el nucli començarà a contraure's, fins a convertir-se el nostre Sol en una nana blanca i, més tard, al refredar-se totalment, en una nana negra.

Zona radiant

És la zona exterior al nucli en què el transport de l'energia generada en l'interior es produïx per radiació cap al límit exterior de la zona radiativa. Esta zona està composta de plasma, és a dir, grans quantitats de hidrogen i heli ionitzat. Com la temperatura del Sol decreix del centre (10-20 milions de graus) a la perifèria (6000 graus en la fotosfera), és més fàcil que un fotó qualsevol es moga del centre a la perifèria que no al revés. Es calcula que un fotó qualsevol inverteix un milió d'anys, movent-se a la velocitat de la llum a arribar la superfície i manifestar-se com a llum visible.

Zona convectiva

Esta regió s'estén per damunt de la zona radiant i en ella els gasos solars deixen d'estar ionitzats i els fotons són absorbits amb facilitat tornant-se el material opac al transport de radiació. Per tant el transport d'energia es realitza per convecció en la que la calor es transporta de manera no homogènia i turbulenta pel propi fluid. Els fluids es dilaten al ser calfats i disminuïxen la seva densitat per tant es formen corrents ascendents de material des de la zona calfada fins a la zona superior i regions descendents de material des de les zones exteriors freds establint-se corrents convectivas. Així a uns 200.000 quilòmetres baix la fotosfera del Sol, el gas es torna opac per efecte de la disminució de la temperatura; en conseqüència, absorbeix els fotons procedents de les zones inferiors i es calfa a expenses de la seva energia. Es formen així seccions convectives de turbulència, que les parcel·les de gas calent i lleuger pugen fins a la fotosfera, on novament l'atmosfera solar es torna transparent a la radiació i el gas calent cedeix la seva energia en forma de llum visible, refredant-se abans de tornar a descendir a les profunditats. L'anàlisi de les oscil·lacions solars ha permès establir que esta zona s'estén fins a estrats de gas situats a la profunditat indicada anteriorment. L'estudi de les oscil·lacions solars constituïx la heliosismología.

Fotoesfera

La fotosfera és la zona des de la que s'emet pràcticament tota la llum visible del Sol i es considera com la «superfície» solar, la qual, vista amb el telescopi, es presenta formada per grànuls brillants que es projecten sobre un fons mes fosc. A causa de l'agitació de la nostra atmosfera, estos grànuls pareixen estar sempre en agitació. Ja que el Sol és gasós, la fotosfera és un poc transparent: pot ser observada fins una profunditat d'uns centenars de quilòmetres abans de tornar-se completament opaca. Encara que el limbe del Sol apareix prou nítid en una fotografia o en la imatge solar projectada amb un telescopi, es nota fàcilment que la brillantor del disc solar disminuïx cap al limbe. Aquest fenomen d'enfosquiment del limbe és conseqüència que el Sol és un cos gasós amb una temperatura que disminuïx amb la distància al centre. La llum que es veu en el centre procedeix en la major part de les capes inferiors de la fotosfera, més calenta i per tant més lluminosa. Però al mirar cap al limbe, la direcció visual de l'observador és quasi tangent a la vora del disc solar i està mirant cap a les capes superiors de la fotosfera, que estan més fredes i emeten amb una intensitat menor que les capes més profundes en la base de la fotosfera; per esta raó, el limbe apareix menys brillant que el centre. La fotosfera té uns 100 o 200 km de profunditat. El signe mes evident d'activitat en la fotosfera són les taques solars.

Cromosfera

La Cromosfera és la regió de la atmosfera solar situada entre la fotosfera i la corona solar. La seua observació a simple vista només és possible durant la fase total d'un eclipsi de sol.

Corona solar

La corona solar és la part més exterior de la cromosfera solar, mesura més un milió de quilòmetres i pot observar-se durant els eclipsis solars o utilitzant un dispositiu capaç d'ocultar la llum del Sol i denominat coronógraf. Fins a 1930 l'única forma d'observar la corona era possible quan la Lluna eclipsava el Sol totalment. Gràcies a la invenció, en 1930 d'un enginyós dispositiu per a produir eclipsis artificials, els anomenats coronógrafs, es va poder estudiar de forma més accessible el fenomen de la corona solar. La densitat de la corona solar és un bilió de vegades inferior a la de l'atmosfera terrestre i la seua temperatura aconseguix els dos milions de graus (mentres que la fotosfera té una temperatura aproximada de 6000ºC). La corona solar està composta per xicotetes partícules que eventualment són llançades a l'espai per l'intens camp magnètic solar produint el vent solar i, en fenòmens d'ejecció intensos, tempestats elèctriques en la Terra. Estos àtoms llançats, al xocar amb la part superior de la nostra atmosfera són els causants de les aurores en les regions polars Nord i Sud. Tots els detalls estructurals de la corona són degudes al camp magnètic del Sol. Durant un eclipsi, en 1870, Charles Young observant l'espectre de llum de la corona va identificar un traç verd l'origen del qual no va poder ser explicat. Entre les hipòtesis que van circular en l'època es va parlar d'un suposat element químic desconegut que no estaria disponible en la Terra. En 1940 Edlen i de Grotrian van demostrar que les ratlles verdes no eren produïdes per l'espectre de materials desconeguts sinó d'àtoms altament ionitzats d'elements disponibles en la Terra com el ferro.

Vent solar

El vent solar és un flux de partícules (en la seva majoria protons d'alta energia, 500 keV) que sorgeixen de la atmosfera d'una estrela. La composició elemental del vent solar en el nostre sistema solar és idèntica a la de la corona del Sol: un 73% de hidrogen i un 25% de heli, amb algunes traces d'impureses. Les partícules es troben completament ionitzades formant un plasma molt poc dens. En les proximitats de la Terra, la velocitat del vent solar varia entre els 200-889km/s, sent la mitjana d'uns 450 km/s. El Sol perd aproximadament 800 quilograms de matèria cada segon en forma de vent solar. Les partícules de vent solar que són atrapades en el camp magnètic terrestre, mostren tendència a agrupar-se en els cinturons de Van Allen i poden provocar les Aurores boreals i les Aurores australs quan xoquen amb la atmosfera terrestre prop dels pols geogràfics. Altres planetes que tenen camps magnètics semblants als de la Terra també tenen les seves pròpies aurores. El vent solar forma una "bambolla" en el mitjà interestel·lar (hidrogen i heli gasosos en l'espai intergalàctic). El punt en què la força exercida pel vent solar no és prou important com per a desplaçar el mitjà interestel·lar, es coneix com heliopausa i es considera que és el "vora" més exterior del sistema solar. La distància fins a l'heliopausa no és coneguda amb precisió i probablement depèn de la velocitat del vent solar i de la densitat local del mitjà interestel·lar, però se sap que està molt més enllà de l'òrbita de Plutó.

Energia solar

La major part de l'energia utilitzada pels sers vius procedeix del Sol, les plantes l’absorbeixen directament i realitzen la fotosíntesi, els herbívors absorbeixen indirectament una xicoteta quantitat d'esta energia menjant les plantes, i els carnívors absorbeixen indirectament una quantitat més xicoteta menjant als herbívors. La majoria de les fonts d'energia usades per l'home deriven indirectament del Sol. Els combustibles fòssils preserven energia solar capturada fa milions d'anys per mitjà de fotosíntesi, l'energia hidroelèctrica usa l'energia potencial d'aigua que es va condensar en altura després d'haver-se evaporat per la calor del Sol, etc. No obstant, l'ús directe de energia solar per a l'obtenció de energia no està inclús molt estès pel fet que els mecanismes actuals no són prou eficaç.

Precaucions necessàries per a observar el Sol

- No mirar mai directament el Sol sense la deguda protecció, pot causar lesions i cremades greus en els ulls i inclús la ceguera permanent.
- Les ulleres de sol, filtres fets amb pel·lícula fotogràfica velada, polaritzadors, gelatines, CD's o vidres fumats NO ofereixen la suficient protecció als ulls.
- Una bona protecció la proporcionen els filtres MYLAR^® o equivalents. Les ulleres utilitzades per a la soldadura a l'arc amb vidres de densitats 14 a 16, són idònies per a aquest fi. Les mateixes precaucions han de tenir en compte si s'utilitzen aparells òptics. Els filtres han d'anar col·locats en la part frontal i mai en l'ocular.

Precaució: mirar directament el Sol pot danyar la retina, i provoca ceguesa.

Simbolisme

El sol és un símbol principal en la majoria de cultures. Pot ser un principi masculí, com a la majoria del Mediterrani, o femení, com a l'Àsia, per exemple. Sol tenir relació amb el gènere que té la paraula en cada llengua. Significa la llum i el poder. En l'alquímia es relaciona amb l'or i s'escriu com un cercle amb un punt enmig (el mateix signe que a l'astrologia). A vegades s'ha usat com a al·legoria de Jesús, ja que "mor" i "ressucita" (es pon i surt cada dia per a l'ull humà), està al Cel i irradia llum. En molts indrets va ser venerat com un déu. A Egipte era Ra i va ser el primer culte monoteista. Al panteó de la mitologia grega era Apol·lo. També és una divinitat important a les cultures precolombines d'Amèrica.

Pàgines que s'hi relacionen

- Energia solar
- Corona solar
- Fotosfera
- Cromosfera
- Vent solar
- Lluminositat solar
- Variació solar
- Massa solar
- Taques solars
- Fàcules
- Ejecció de la corona
- Erupcions solar
- Prominències solars
- Ejecció de la corona
- Analema categoria:Estrelles Categoria:Sistema Solar als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Mercuri (planeta)

Mercuri és el planeta del Sistema Solar més proper al Sol i el segon més petit (després de Plutó). Mercuri no té satèl·lits ni anells. No es coneixia gairebé res de les seves característiques físiques fins que va ser enviada la sonda planetària Mariner 10, i s'hi van fer observacions amb radars i radiotelescopis. La superfície de Mercuri, com la de la Lluna, presenta nombrosos impactes de meteorits de totes les dimensions. Alguns dels cràters són relativament recents (d'alguns milions d'anys) i es caracteritzen per la presència d'un pic central. Sembla que els cràters més antics han tingut una erosió molt forta, deguda, molt possiblement, als grans canvis de temperatura entre el dia i la nit, bé que també podria ésser deguda a la difusió de l'aigua a través de les capes superficials del planeta. Igual que la Lluna, Mercuri sembla haver passat, fa 4000 milions d'anys, per un període d'intens bombardeig de meteorits de grans dimensions. D'aquells temps són alguns cràters, els diàmetres dels quals són aproximadament d'uns 100 km, i unes amples depressions, semblants als mars de la Lluna, amb un diàmetre de prop dels 1300 km. Contràriament al que es creia, la sonda Mariner 10 va demostrar l'existència d'una atmosfera, molt tènue, constituïda principalment per Oxigen, Sodi, Hidrogen i Heli, amb traces d'Argó, Neó i d'altres elements. La pressió de l'atmosfera sembla que deu ser només una cent mil·lèsima part de la pressió atmosfèrica a la superfície de la Terra. Finalment, l'estudi de la interacció de Mercuri amb el vent solar ha posat en evidència l'existència d'una magnetosfera entorn del planeta. L'origen d'aquest camp magnètic no és conegut, encara que alguns autors creuen que pot ser degut a un corrent elèctric induït a les capes exteriors de l'atmosfera del planeta pel moviment de les línies del camp magnètic interplanetari que giren per la rotació del Sol.

Enllaços externs

- [http://www.xtec.es/~rmolins1/solar/cat/mercuri.htm Mercuri a la Xtec] categoria:Planetes ja:水星 ko:수성 ms:Utarid simple:Mercury (planet) th:ดาวพุธ

Terra

La Terra és el tercer planeta del Sistema solar, per ordre de proximitat al Sol. La seva òrbita és molt poc excèntrica: és una el·lipse molt semblant a una circumferència, d'un radi d'uns 150 milions de km. Gira al voltant del Sol a una velocitat mitjana de 29,8 km per segon, i la distància mitjana que la separa del Sol és de 149.600.000 km. La Terra realitza els següents moviments de forma simultània:
- Translació sobre la seva òrbita al voltant del Sol.
- Rotació sobre el seu propi eix, que determina els dies i les nits, amb una duració de 23 hores, 56 minuts i 3,5 segons.
- Precessió i nutació. El seu diàmetre equatorial és de 12.756,270 km. És l'únic planeta conegut on existeix vida. La Terra posseix un únic satèl·lit natural, la Lluna.

Composició i estructura

La composició de la Terra en massa és: La Terra està composta de diverses capes amb diferents composicions químiques i comportament geològic:
- Escorça: és la capa més superficial i té una profunditat que varia entre els 12 km, en els oceans, fins als 80 km en cratons (porcions més antigues dels nuclis continentals). Està composta per basalt en les conques oceàniques i per granit en els continents.
- Mantell: és una capa intermèdia entre l'escorça i el nucli. Arriba fins una profunditat de 2.900 km. Està compost per peridotita.
- Litosfera: és la part més superficial que es comporta de manera elàstica. Té un gruix de 250 km i comprèn l'escorça i la porció superior del mantell.
- Astenosfera: és la porció del mantell que es comporta de manera fluïda.
- Nucli: és la capa més profunda del planeta i té un gruix de 3.475 km. Està compost d'un aliatge de ferro i níquel i és en esta part on es genera el camp magnètic terrestre. El nucli es subdivideix al seu torn en el nucli intern, el qual és sòlid, i el nucli extern, el qual és líquid.

La hidrosfera

- Vegeu: Hidrosfera. La Terra és l'únic planeta en el nostre sistema solar que té una superfície líquida. L'aigua cobreix un 71% de la superfície de la Terra (97% d'ella és aigua de mar i 3% aigua dolça). Formant cinc oceans i set continents. La Terra està realment a la distància del Sol adequada per a tenir aigua líquida en la superfície. No obstant sense el efecte hivernacle, l'aigua en la Terra es congelaria. Al principi el Sol emetia menys radiació que ara, però els oceans no es van congelar perquè l'atmosfera de primera generació de la Terra posseïa molt més CO₂ i per tant més efecte hivernacle. En altres planetes, com Venus, l'aigua va desaparèixer perquè la radiació solar ultraviolada trenca la molècula i el ió hidrogen, que és lleuger, escapa de l'atmosfera. Aquest efecte és lent, però inexorable. Esta és una hipòtesi que explica per què Venus no té l'aigua. En l'atmosfera de la Terra, un tènue capa de ozó en l'estratosfera l’absorbeix la majoria d'esta radiació ultraviolada reduint l'efecte . L'ozó, protegeix a la bioesfera del perniciós efecte de la radiació ultraviolada . La magnetosfera també és un escut que ens protegeix del vent solar. La massa total de la hidrosfera és aproximadament 1,4·10²¹ kg.

L'atmosfera

- Vegeu: Atmosfera terrestre. La Terra té una espessa atmosfera composta en un 78% de nitrogen, 21% de oxigen, i 1% d'argó, més traces d'altres gasos com anhídrid carbònic i vapor d'aigua. L'atmosfera actua com una manta que deixa entrar la radiació solar però no deixa escapar la radiació terrestre.(Efecte hivernacle). Gràcies a ella la temperatura mitjana de La Terra és d'uns 17ºC. La composició atmosfèrica de la Terra és inestable i es manté per la biosfera. Així, la gran quantitat d'oxigen lliure s'obté per la fotosíntesi de les plantes, que per l'acció de l'energia solar transforma CO₂ en O₂. L'oxigen lliure a l'atmosfera és una conseqüència de la presència de vida, i no al revés. Les capes de l'atmosfera són: la troposfera, l'estratosfera, la mesosfera, la termosfera, i l'exosfera. Les seves altituds varien amb els canvis estacionals. La massa total de l'atmosfera és aproximadament 5,1·10¹⁸ kg.

La Terra en el Sistema solar

La Terra tarda 23 hores, 56 minuts i 4,09 segons (dia sideral) a girar al voltant de l'eix de rotació que passa pel Pol Nord i el Pol Sud. Tarda 24 hores en dos passos del Sol pel mateix meridià (dia solar mitjà). Així a causa del moviment real de rotació de la Terra hi ha un moviment aparent de l'est a l'oest a una velocitat de 15º/hr = 15'/min, és a dir un diàmetre del Sol o de la Lluna cada dos minuts. La Terra gira al voltant del Sol en 365,2564 dies solars mitjans (any sideral). Açò dóna un moviment del Sol respecte a les estrelles fixes a una velocitat de 1º/dia és a dir un diàmetre del Sol o de la Lluna cada 12 hores, en la direcció oposada al de la rotació diària del cel. La Terra té un satèl·lit natural, la Lluna que orbita al voltant de la Terra cada 27 1/3 dies. Així que hi ha un moviment de la Lluna respecte al Sol i les estrelles fixes a una velocitat d'aproximadament 12º/dia, és a dir un diàmetre de la Lluna cada hora, en la direcció oposada al de la rotació diària del cel. Vist des del pol Nord de la Terra, el moviment de la Terra, i la Lluna així com els seus moviment de rotació són tots directes (en sentit contrari a les agulles del rellotge). El pla de l'Equador i el pla de la Eclíptica formen un angle d'uns 23,5 graus. Això causa les estacions en la Terra. El pla de l'òrbita de la Lluna està inclinat aproximadament 5 graus respecte a la Eclíptica. Si no és així hi hauria un eclipsi de Sol i un de Lluna tots els mesos.

La Lluna

- Vegeu: Lluna. La Lluna té un quart del diàmetre de la Terra. Quan comparem aquesta relació planeta-satèl·lit amb les de la resta de planetes dels sistema solar, veiem que no n'hi ha cap que tingui un satèl·lit tan gran en relació a la mida del planeta, excepte el sistema Plutó-Caront. L'atracció gravitatòria entre la Terra i la Lluna causa les marees a la Terra. El mateix efecte a la Lluna fa que el seu període de rotació siga igual que el període orbital. Com a resultat, la Lluna sempre presenta la mateixa cara a la Terra. En el seu moviment al voltant de la Terra diferents fraccions de la Lluna són il·luminades pel Sol, presentant un cicle complet de fases lunars. La Lluna pot causar una variació moderada del clima terrestre. La simulacions per ordinador mostren que la força d'atracció de la Lluna cap a la protuberància equatorial de la Terra causen una estabilització de la inclinació de l'eix de rotació, produint una variació moderada del clima. Sense esta estabilització alguns científics pensen que l'eix de rotació podria ser caòticament inestable, com pareix ocórrer en el planeta Mart. Si l'eix de rotació de la Terra s'acostara a l'eclíptica, la variació estacional del clima seria summament severa. Un pol apuntaria directament cap al Sol durant estiu i mentres per a l'altre seria nit permanent en hivern. Els científics que han estudiat l'efecte pensen que això causaria la desaparició de la vida, afectant animals i plantes grans. La Lluna vista des de la Terra, té la mateixa grandària angular que el Sol (el Sol és 400 vegades més gran, però està 400 vegades més lluny que la Lluna). Açò permet que hi haja eclipsis de sol totals. L'origen de la Lluna és desconegut, però la hipòtesi més acceptada actualment és que es va formar per la col·lisió d'un protoplaneta de la grandària de Mart quan la Terra era jove. Esta hipòtesi explica (entre altres coses) la falta de ferro a la Lluna. La Terra té també almenys un satèl·lit coorbital, l'asteroide 3753 Cruithne.

La biosfera

- Vegeu: Biosfera. La Terra és l'únic lloc que es coneix amb vida. Les formes de vida del planeta Terra formen la "biosfera". La biosfera va començar a evolucionar fa aproximadament 3.500 milions d'anys (3,5·10⁹ anys). La Hipòtesi Gaia o teoria de Gaia és un model científic de la biosfera terrestre formulat pel biòleg James Lovelock i que suggereix que la vida sobre la Terra organitza les condicions climàtiques per a afavorir el seu propi desenvolupament. vida vida vida

Pàgines relacionades

- Astronomia
- Sistema Solar
- Història de la Terra en un dia
- Tectònica de Plaques
- Geologia
- Geografia
- Climes de la Terra
- Població humana Categoria:Planetes ja:地球 ko:지구 ms:Bumi simple:Earth th:โลก zh-min-nan:Tē-kiû

1596

Esdeveniments:

Naixements:

Necrològiques:

Pàgines que s'hi relacionen

- Calendari d'esdeveniments
- Taula anual del segle XVI ---- Un any abans / Un any després Categoria:Segle XVI ko:1596년 simple:1596

Tycho Brahe

Tycho Brahe (14 de desembre de 1546 - 24 d'octubre de 1601) va ser un astrònom danès. Va fer construir Uraniborg, que es convertiria en el primer Institut d'investigació astronòmica. Els instruments dissenyats per Brahe li van permetre mesurar amb una precisió molt superior a la de l'època les posicions de les estrelles i els planetes. Atret per la fama de Brahe Johannes Kepler va acceptar una invitació d'aquest per a treballar amb ell a Praga. Tycho pensava que el progrés en astronomia no podia aconseguir-se per l'observació ocasional i investigacions puntuals sinó que es necessitaven mesures sistemàtiques nit rere nit utilitzant els instruments més precisos possibles. Les mesures de Brahe sobre la posició dels planetes amb el temps van passar a mans de Kepler a la seva mort. Les mesures del moviment de Mart (i en particular del seu moviment retrògrad) van ser essencials perquè Kepler pogués formular les tres lleis de Kepler que regeixen el moviment dels planetes i que van servir posteriorment de base a la llei de la gravitació universal de Newton.

Trajectòria científica

Tycho Brahe va ser l'últim dels grans astrònoms observadors de l'era anterior al telescopi, un aspecte a tenir molt en compte. El 24 d'agost de 1563, mentre estudiava a Leipzig, va ocórrer una conjunció de Júpiter i Saturn. Un succés predit per les taules astronòmiques existents. No obstant, Tycho es va adonar que totes les prediccions sobre la data de la conjunció estaven equivocades en dies o fins i tot mesos. Aquest fet va tenir una gran influència sobre ell. Brahe es va adonar de la necessitat de compilar noves i precises observacions planetàries que li permetessin realitzar taules més exactes. En les seves pròpies paraules: :He estudiat totes les cartes dels planetes i les estrelles i cap d'ells coincideix amb els altres. Hi ha tantes mesures i mètodes de mesurament com astrònoms i tots en desacord. El que es necessita és un projecte per cartografiar els cels des d'un únic lloc durant diversos anys. -Tycho Brahe, 1563 ( als 17 anys). En el decurs de la seva carrera científica Tycho Brahe va perseguir aquest objectiu. Així va desenvolupar nous instruments astronòmics. Amb ells va ser capaç de realitzar un precís catàleg estel·lar de més de 1000 estrelles les posicions del qual havien estat mesurades amb una precisió molt superior a l'aconseguida fins llavors. Les millors mesures de Tycho aconseguien precisions de mig minut d'arc. Aquestes mesures van permetre a Tycho mostrar que els cometes no eren fenòmens meteorològics sinó objectes de més enllà de la Terra. Els seus instruments científics van ser àmpliament copiats a Europa. Tycho va ser el primer astrònom a percebre la refracció de la llum i corregir les mesures astronòmiques d'aquest efecte. El conjunt complet d'observacions de la trajectòria dels planetes va ser heretat per Johannes Kepler, en aquell temps, ajudant de Brahe. Gràcies a aquestes detallades observacions Kepler seria capaç uns anys més tard de trobar les lleis que governeu el moviment planetari.

L'estrella de Tycho

En la seva joventut, Tycho va observar una supernova en 1572 en la constel·lació de Cassiopea. En aquella època es creia en l'immutabilitat del cel i en l'impossibilitat de l'aparició de noves estrelles però la brillantor d'aquesta era incontestable. Inicialment l'estrella era tan brillant com ‘’Júpiter’’ però aviat va superar la magnitud -4 sent visible fins i tot de dia. A poc a poc va anar esvaint-se fins a deixar de ser visible cap a març de 1574. Quan Tycho va publicar les observacions detallades de l'aparició d'aquesta supernova es va convertir instantàniament en un reputat astrònom. Va nomenar a l'estrella Stella Nova (estrella nova en Llatí). Tycho no va ser el primer a descobrir l'aparició d'aquesta supernova però va publicar les millors observacions de la seva aparició i de l'evolució del seu brillantor, raó per la qual se la coneix amb el seu nom.

Heliocentrisme

El sistema de l'univers que Tycho representa una transició entre la teoria geocèntrica de Tolemeu i la teoria heliocèntrica de Copèrnic. En la teoria de Tycho el Sol i la Lluna giren al voltant de la Terra, immòbil mentre que Mart, Venus, Júpiter i Saturn girarien al voltant del Sol. Brahe estava convençut que la Terra estava estàtica perquè sinó haurien de poder-se apreciar els moviments aparent de les estrelles. Tal efecte existeix realment i es denomina paral·laxi però no podia ser detectat amb observacions visuals directes. Les estrelles estan molt més lluny del que es pensava raonable en l'època de Tycho Brahe.

Uraniborg i altres observatoris

article principal: Uraniborg Uraniborg El rei Frederic II de Dinamarca i Noruega estava tan impressionat per les observacions de Tycho Brahe que va finançar la construcció de dos observatoris per a Brahe en l’illa de Veuen. Els observatoris es deien Uraniborg i Stjerneborg. El primer tenia també un laboratori per als experiments alquímics de Tycho Brahe. A la mort del rei, Tycho va discutir amb el seu successor, Christian IV i Brahe es va desplaçar a Praga en 1599. Allí va aconseguir el favor de l'emperador Rodolf II qui el nomenà matemàtic imperial, li va oferir una sumptuosa mansió i li permet triar entre diversos castells per a construir un nou observatori. Tycho Brahe va triar el castell de Benátky nad Jizerou a 50 km de Praga. Atès que Rodolf II era un apassionat de l'astrologia Brahe havia de proporcionar cartes astrals per als alts membres de la cort així com elaborar interpretacions astrològiques d'esdeveniments com l'arribada del cometa de 1577 i l'aparició de la supernova de 1572. Les obres i instal·lació dels seus instruments es van anar complicant i Brahe decidí tornar a Praga. En aquesta època Brahe escriu les Taules Rodolfinas en les que publica les seves lleis sobre el moviment dels astres. A Praga Brahe coneix finalment Kepler a qui confiaria els resultats de les seves mesures dels moviments de la Lluna i els planetes.

Brahe i l’astrologia

Brahe, igual que molts astrònoms de l'època sembla haver acceptat els principis de l'astrologia, creient que el moviment dels planetes influïa (encara que no determinava) sobre successos terrestres. Encara així, Brahe va expressar el seu escepticisme sobre la multiplicitat de sistemes astrològics i preferia un treball astronòmic assentat en les matemàtiques. A pesar d'això dos dels seus treballs inicials, ara perduts, versaven sobre l'astrologia. Tycho també treballa en la predicció del temps, va realitzar interpretacions astrològiques de la supernova de 1572 i del cometa de 1577 i escrivia cartes astrals per als seus patrons Frederic II i Rodolf II. En la filosofia natural de Tycho Brahe l'astrologia i l'alquímia eren parts fonamentals.

Biografia i caràcter

Tyge (la versió llatina del nom és Tycho) Brahe va nèixer el 14 de desembre de 1546 en Skane, en aquell llavors en Dinamarca, actualment a Suècia. Era el fill més gran d'una família noble danesa i va ser criat per un dels seus oncles, Joergen Brahe. Aquest el va enviar a estudiar a la universitat de Copenhaguen i més tard a Leipzig. A Copenhaguen, a l'edat de 14 anys, va poder observar un eclipsi parcial de Sol que li va causar una gran impressió. Segons sembla la predicció dels esdeveniments astronòmics va atraure amb gran força l'atenció del jove Tycho qui va començar a adquirir llibres d'astronomia. Va viatjar per Alemanya i va estudiar en altres universitats com Wittenberg, Rostock i Basel. En aquesta època va desenvolupar el seu altre gran interès el de l'alquímia. En 1566, mentre estudiava a Wittenberg, el jove Tycho es va enfrontar en duel amb un altre estudiant per una disputa sobre els mèrits com a matemàtics d'ambdós. En el duel Brahe va perdre part del seu nas i va haver de portar una pròtesi metàl·lica la resta de la seva vida. Va tornar a Dinamarca en 1570. Durant la seva etapa inicial en Uraniborg Tycho Brahe, en contra de l'opinió de la seva família, va contraure matrimoni amb una jove d'origen humil anomenada Cristina amb qui van tenir vuit fills. La mort de Brahe constitueix també una anècdota curiosa. Moltes fonts històriques citen com a causa de la seva mort una infecció d'orina per no absentar-se per educació i respecte en un sopar en Praga en 1601. El llarg sopar li va ocasionar una forta infecció d'orina que el va prostrar en llit amb febres elevada durant 11 dies. En 1996 es va obrir la tomba de Tycho Brahe en Praga analitzant els seus cabells. Es van trobar dosi tan elevades de mercuri que actualment es considera l'enverinament per mercuri com a causa de la seva mort. Atès que Brahe tenia interessos en alquímia i medicina i que el mercuri era un element comú a les medecines alquímiques preparades pel mateix Tycho, és molt probable que Tycho morís enverinat per les seves pròpies medicines tractant de recuperar-se dels seus problemes urinaris. En la seva agonia Tycho repetia una vegada i una altra: Non frustra vixisse vidcor (que no hagi viscut en va). En aquest sentit, li havia fet prometre a Kepler que usaria les seves observacions per a construir un nou sistema de l'univers basat en la seva pròpia teoria. La seva tomba es troba a l'església de la Mare de Déu de Tyn a Praga.

Cossos astronòmics amb el seu nom

- El cràter Tycho a la Lluna.

Articles relacionats

- Història de l'astronomia
- Kepler
- Nova i supernova

Enllaços externs

Biografia de Tycho Brahe: http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=23 Brahe, Tycho Brahe, Tycho ja:ティコ・ブラーエ ko:튀코 브라헤

Mart (planeta)

Mart és el quart planeta del sistema solar, segons la seva distància al Sol. Forma part dels denominats planetes tel·lúrics (de naturalesa rocosa, com la Terra) i és el primer dels planetes exteriors a l'òrbita terrestre. Té dos satèl·lits naturals o llunes, Fobos i Deimos, de mida molt petita i forma irregular. El prefix areo- es refereix a Mart igual que el prefix geo- es refereix a la Terra, per exemple, areologia versus geologia.

Els noms del planeta Mart

Mart ja era conegut des de la més remota antiguitat. Els egipcis l'anomenaven «Her Deschel» que sginifica «el Vermell». Els babilonis el coneixien sota el nom de «Nirgal» o «l'Estrella de la Mort». Els antics grecs el van identificar amb el déu de la guerra, Ares. Però van ser els romans qui li van donar el seu nom modern, a partir del seu propi déu de la guerra Mart. El color roig del planeta Mart, clarament visible a ull nu, va fer que se'l considerés des d'antic relacionat amb la sang, la guerra i la mort. A vegades es fa referència a Mart com el Planeta Roig.

Característiques generals

El planeta Mart té una forma lleugerament el·lipsoïdal, amb un diàmetre equatorial de 6.794 km i un diàmetre polar de 6.750 km. Mesures micromètriques molt precises han donat un aplatament de 0,01, o siga tres vegades major que el de la Terra. A causa d'aquest aplatament, l'eix de rotació està animat d'una lenta precessió deguda a l'atracció del Sol sobre l'inflor equatorial del planeta; però la precessió lunar, que en el nostre planeta és dos vegades major que la solar, no té el seu equivalent a Mart. Mart és un món molt més xicotet que la Terra. Les seves principals característiques, en proporció amb les del globus terrestre, són les següents: diàmetre 53%, superfície 28%, volum 15% i massa 11%. Com que els oceans cobreixen el 71% de la superfície terrestre i Mart no té mars, les terres d'ambdós móns tenen aproximadament la mateixa superfície. La densitat és inferior a la de la Terra, i és 3,94 vegades la densitat de l'aigua. Un cos a Mart pesaria 1/3 del seu pes a la Terra, a causa de la dèbil atracció gravitatòria. atracció gravitatòria Vistes des de la Terra i amb telescopis modestos algunes de les característiques de la superfície marciana tenen l'aparença de «taques» més o menys fosques i ben delimitades que són excel·lents punts de referència. Van ser observades per primera vegada el 1659 per Christiaan Huygens, que gràcies a elles va poder mesurar el període de rotació de Mart obtenint un valor d'un dia. El 1666, Giovanni Cassini el va fixar en 24 h 40 m, valor molt pròxim al verdader. Comparant els dibuixos fets en un interval de prop de 300 anys, s'ha establert el valor de 24 h 37 m 22,7s per al dia sideral (el període de rotació de la Terra és de 23 h 56 m 4,1s). De la duració del dia sideral es deduïx fàcilment que el dia solar marcià té una duració de 24 h 39 m 35,3s. El dia solar mitjà o, temps entre dos passos consecutius del Sol pel meridià del lloc, dura 24h 41 min 18,6 s. El dia solar a Mart té, igual que en la Terra, una duració variable, açò es deu al fet que els planetes seguixen òrbites el·líptiques al voltant del Sol que no es recorren amb uniformitat. A Mart, la variació és encara major degut a l'elevada excentricitat de la seva òrbita. Per a major comoditat en els seus treballs, els responsables de les missions nord-americanes d'exploració de Mart han decidit unilateralment donar al dia marcià el nom de «sol», sense preocupar-se pel fet que eixa veu significa sòl en francès i designa en castellà i en català la llum solar o, escrit amb majúscula, l'astre central del nostre sistema planetari. L'any marcià dura 687 dies terrestres o 668,6 sols. Quan tinguem la necessitat de tenir un calendari, aquest ha de constar de dos anys de 668 dies per cada tres anys de 669 dies. Mart té períodes estacionals semblants als de la Terra, encara que les seves estacions són més llargues, perquè un any marcià és quasi dos vegades més llarg que un any terrestre. La variació en la distància al Sol causa una variació de temperatura d'uns 30ºC en el punt sub-solar entre l'afeli i el periheli. Els pols de Mart estan assenyalats per dos casquets polars de color blanc enlluernador, que han facilitat molt la determinació de l'angle que forma l'equador del planeta amb el pla de la seva òrbita, angle equivalent a l'obliqüitat de l'eclíptica a la Terra. Les mesures fetes per Camichel sobre clixés obtinguts al Pic du Midi, han donat per a aquest angle 24º 48’. Des de l'exploració espacial s'accepta un valor de 25,19º, un poc major que l'obliqüitat de l'eclíptica (23º 27’).

Superfície

imatge:Mart_Hubble_2001.jpg
Foto captada pel Telescopi Espacial Hubble el 2001.

La ciència que estudia les característiques de la superfície de Mart s'anomena areografia i la que n'estudia la seva composició és l'areologia (d'Ares, el déu de la guerra dels antics grecs).

Areografia

La superfície de Mart presenta característiques morfològiques tant de la Terra com de la Lluna: cràters, camps de lava, volcans, llits secs de rius i dunes d'arena. Però l'aspecte general del paisatge marcià difereix del que presenta el nostre satèl·lit com a conseqüència de l'existència d'una tènue atmosfera a Mart. En particular, el vent carregat de partícules sòlides produïx una ablació que, en el curs dels temps geològics, ha arrasat molts cràters. Estos són, per consegüent, molt menys nombrosos que en la Lluna i la major part d'ells tenen les muralles més o menys desgastades per l'erosió. D'altra banda, els enormes volums de pols arrossegada pel vent cobreixen els cràters menors, les anfractuositats del terreny i altres accidents poc importants. Entre els cràters d'impacte destaca Hellas Planitia a l'hemisferi sud, de 2.000 km de diàmetre i 6 km de profunditat. Molts dels cràters d'impacte més recents, tenen una morfologia que suggereix que la superfície estava humida o plena de fang quan va ocórrer l'impacte. Prop de l'equador, hi ha una brusca elevació de diversos quilòmetres d'alçada que divideix Mart en dos regions clarament diferenciades. El nord és pràcticament pla, jove i profund; el sud, en canvi és alt, vell i escarpat, amb cràters semblants a les regions altes de la Lluna. Les raons d'esta dicotomia global són desconegudes. Hi ha unes regions brillants de color taronja rogenc, que reben el nom de deserts, i que s'estenen per les tres quartes parts de la superfície del planeta donant-li eixa coloració rogenca característica o, millor dit, el d'un immens pedregar, ja que el sòl es troba cobert de pedres, cantells i blocs. D'altra banda, des de la Terra i per mitjà de telescopis, s'observen unes taques fosques (taques d'albedo) que no es corresponen a accidents topogràfics sinó que són regions on el terreny està cobert d'una pols fosca. Estes regions poden canviar lentament quan el vent arrossega la pols. La taca fosca més característica és Syrtis Major que simplement és un pendent menor de l'1% i sense res resaltable. Syrtis Major Una característica que domina part de l'hemisferi nord, és l'existència d'una enorme inflor que conté el complex volcànic de Tharsis. En ell es troba