:: wikimiki.org ::

Any

Any

L’any és el període de temps que triga la Terra a fer una volta al Sol. Podem definir l'any amb més exactitud segons criteris diversos. Això origina un gran nombre de tipus diferents d'any. Des d'un punt de vista astronòmic hi ha tres tipus d'any, segons com es defineixi la revolució de la Terra al voltant del Sol:
- L'any sideri (365'256 dies)
- L'any tròpic o solar (365'2422 dies)
- L'any anomalístic (365'259 dies) En la vida quotidiana, fem servir l'any civil, que tenen un nombre enter de dies. Hi ha anys civils de dues menes: els anys comuns, que són els que tenen 365 dies i els de traspàs, que són els de 366, que s'esdevenen, en general, cada 4 anys.

Pàgines que s'hi relacionen

- Any civil
- Any draconític
- Temps astronòmic categoria:Any ja:年 ms:Tahun simple:Year zh-min-nan:Nî

Temps

:Aquest article tracta del concepte del temps com a successió de moments. Per als fenòmens meteorològics, vegeu temps atmosfèric. ---- temps atmosfèric El temps és un concepte físic que tots experimentem quotidianament, però que es difícil de definir formalment. Es pot partir de la noció que els esdeveniments físics tenen lloc un darrere l'altre, i que el temps es l'escala en que aquests esdeveniments tenen lloc. Podem percebre o mesurar l'ordre dels esdeveniments en el temps, i també la quantitat de temps que hi ha entre dos esdeveniments. La unitat de temps del Sistema Internacional és el segon. El sistema d'hores i minuts utilitzat habitualment en la vida quotidiana es basa en el segon: un minut són 60 segons, i una hora 60 minuts. A un altre nivell, el calendari s'estructura en dies, mesos, i anys.

El temps en física

En física clàssica, el temps és una variable que cal afegir a l'espai, per tal de poder situar amb precisió qualsevol objecte i la seva història. Això esta força d'acord amb la concepció filosòfica de Kant, que estableix l'espai i el temps com a necessaris per qualsevol experiència humana. En la Teoria de la relativitat el temps depén de l'observador i per a observadors diferents dos successos A i B poden ocórrer simultaniejament o A "abans" que B per a un primer observador o B "abans" de A per a l'altre observador. Només si dos successos estan lligats causalment tots els observadors veuen el succés "causal" abans que el succés "efecte". També la duració d'un procés depén de l'observador: Paradoxa dels dos germans. La Teoria de la Relativitat, considera el temps com una dimensió més de l'espai i cal treballar amb el concepte d'espai-temps, ambdós originats amb l'Univers. La precisió en la mesura del temps ha anat augmentat amb els avanços tecnològics. Avui en dia, hi ha rellotges basats en certes propietats atòmiques que tenen una precisió enorme. Des d'un punt de vista psicològic, la percepció del pas del temps és un aspecte important de la ment humana. Així, el Temps quantifica o mesura l'intèrval entre events, o la duració dels mateixos. El Temps s'ha percebut com una dimensió en la qual cada event té una posició definida en una seqüència lineal, però es diferencia de les dimensions espacials doncs el "moviment" en el temps sembla estar restringit a un sol sentit (cap endavant).

El temps en filosofia

Per a la filosofia el temps és un concepte clau, sobretot per a les branques de la metafísica i de l'ontologia. Una de les primeres preguntes que es van fer els filòsofs va ser si el temps era real o no. Parmènides i Plató, per exemple, creien que l'essència de les coses era eterna, immutable, i que el temps i el canvi pertanyien a l'aparença. Heràclit, per contra, creia que el temps, o el canvi, era l'únic veritablement existent, ja que tot pateix una mutació i està subjecte a la successió, fins i tot la personalitat. La religió influeix en la manera de veure el temps. Per exemple, el cristianisme o l'Islam pensen que hi ha dos temps: un terrenal i breu i l'altre etern i diví, després de la mort del cos (escatologia). El temps estaria creat per Déu, cosa que explica l'oposició d'alguns creients a idees com el Big Bang o el darwinisme. El budisme afirma l'existència d'un temps cíclic, lligat a les reencarnacions i a la repetició d'esdeveniments a la història. Alguns pensadors han dit que és impossible per a l'ésser humà saber què és exactament el temps, per tant es fixen en la convenció, en com afecta a les persones i l'opinió coumna sobre els seus efectes. Termes com pas del temps, temps psicològic i moment tenen a veure amb aquesta concepció. Si s'accepta que el temps flueix, s'ha de precisar si evoluciona linialment, en espirals o en una forma complexa. La major part dels pensadors han optat pel model més senzill, el linial, lligat a com es percep el temps a la vida ordinària (anem creixent, vivint). Es pot pensar que hi ha un progrés històric o una degeneració des d'una edat d'or, lligada al paradís. La fi dels temps sol ser descrita com a una apocalipsi.

Vegeu també

- Temps sideri: El que es mesura pel moviment aparent de les estreles, i l'origen del qual és el Punt Àries
- Temps solar: Temps vertader: El que es mesura pel moviment aparent del sol
- Temps Universal Coordinat Categoria:Magnitud física Categoria:Filosofia ja:時間 ko:시간 simple:Time

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

Astronomia

L' astronomia és la ciència que estudia l'univers i els cossos celestes o astres, a partir de la informació que ens arriba d'ells a través de la radiació electromagnètica, tant pel que fa a la posició i moviment en la esfera celeste com pel que fa a la seva natura, estructura i evolució (Astrofísica). L'astronomia és una de les poques ciències en què els aficionats encara poden jugar un paper actiu, especialment en el descobriment i seguiment de fenòmens com a corbes de llum d'estreles variables, descobriment de asteroides i cometes etc. No ha de confondre's l'astronomia amb l'astrologia, pseudo-ciència que afirma que el destí de les persones i dels assumptes humans en general es troben relacionats amb les posicions aparents dels cossos astronòmics en el cel. Encara que ambdós camps comparteixen un origen comú, són molt diferents; els astrònoms segueixen el mètode científic, mentres que els astròlegs no. A més els astròlegs no han assumit encara la precessió dels equinoccis, un descobriment que es remunta a Hiparc.

Branques de l'astronomia

L'Astronomia es troba dividida en quatre grans branques:
- Astronomia de posició: Té com a objecte situar en la esfera celeste la posició dels astres mesurant determinats angles respecte a uns plans fonamentals. És la branca més antiga d'esta ciència. Descriu el moviment dels astres, planetas, satèl·lits i fenòmens com els eclipsis, trànsits dels planetes pel disc del Sol. També estudia el moviment diürn i el anual del Sol i les estreles. Inclou la descripció de cada un dels planetes, asteroides i satèl·lits del Sistema solar. Són tasques fonamentals de la mateixa la determinació de la hora i la determinació per a la navegació de les coordenades geogràfiques.
- Mecànica celeste: Té com a objecte interpretar els moviments de l'Astronomia de posició en l'àmbit de la part de la física coneguda com a mecànica generalment la newtoniana (Llei de la Gravitació Universal de Isaac Newton). Estudia el moviment dels planetes al voltant del Sol, dels seus satèl·lits, el càlcul de les òrbitas de cometes i asteroides. L'estudi del moviment de la Lluna al voltant de la Terra va ser per la seva complexitat molt important per al desenvolupament de la ciència. El moviment estrany de Urà causat per les pertorbacions d'un planeta fins llavors desconegut va permetre a Le Verrier i Adams descobrir sobre el paper al planeta Neptú. El descobriment d'una xicoteta desviació en l'avanç del periheli de Mercuri es va atribuir inicialment a un planeta pròxim al Sol fins que Einstein amb el seu Teoria de la Relativitat la va explicar.
- Astrofísica és una part moderna de l'Astronomia que estudia els astres com a cossos de la física estudiant la seva composició, estructura i evolució. Només va ser possible el seu inici en el segle XIX quan gràcies als espectres es va poder esbrinar la composició física de les estreles. Les branques de la física implicades en l'estudi són la física nuclear (generació de l'energia en l'interior de les estreles) i relativitat.
- Cosmologia és la branca de l'Astrofísica que estudia els orígens, estructura, evolució i naixement de l'Univers en el seu conjunt.

Branques de l'astronomia per la part de l'espectre utilitzada

Atenent a la longitud d'ona de la radiació electromagnètica amb què s'observa el cos celeste l'astronomia es divideix en:
- Astronomia òptica quan l'observació utilitza exclusivament la llum en les longituds d'ona que poden ser detectades per l'ull, o molt prop d'elles (al voltant de 400 - 800 nm). És la branca més antiga.
- La radioastronomia usa per a l'observació, radiació amb longituds d'ona de mm a cm, semblant a la usada en radiodifusió. L'Astronomia Òptica i de Ràdio pot realitzar-se usant observatoris terrestres, perquè la atmosfera és transparent en eixes longituds d'ona.
- Astronomia infraroja que utilitza detectors de llum infraroja (longituds d'ona més llargues que el roig). La llum infraroja és fàcilment absorbida pel vapor d'aigua, així que els observatoris d'infrarojos han d'establir-se en llocs alts i secs.
- Astronomia d'Alta Energia: Inclou l'astronomia de rajos X, astronomia de rajos gamma i astronomia ultraviolada, així com l'estudi dels neutrís i els rajos còsmics. Les observacions es poden fer únicament des de globus aerostàtics u observatoris espacials.

Branques de l'astronomia en funció del problema adreçat

- Astrometria: l'estudi de la posició dels objectes a l'espai i els canvis de posició. Defineix el sistema de coordenades usat i la cinemàtica dels objectes de la nostra galàxia.
- Astrofísica: l'estudi de la física de l'univers, incloent les propietats físiques (lluminositat, densitat, temperatura, composició química) dels objectes astronòmics.
- Cosmologia: l'estudi de l'origen de l'univers i la seua evolució. L'estudi de la cosmologia és astrofísica teòrica a una escala més gran.
- Formació de la galàxia i evolució: l'estudi de la formació de la gàlaxia i llur evolucions.
- Astronomia galàctica: l'estudi de l'estructura i components de la nostra galàxia i altres galàxies.
- Astronomia extragalàctica: l'estudi dels objectes (principalment galàxies) de fora de la nostra galàxia.
- Astronomia estelar: l'estudi dels estels.
- Evolució estelar: l'estudi de l'evolució de les estreles, des de la seua formació fins el seu final.
- Formació estelar: l'estudi de les condicions i processos que han conduït a la formació d'estreles en l'interior de núbols de gas, i el procés de formació en sí mateix.
- Ciències planetàries: l'estudi dels planetes del Sistema Solar i dels planetes extrasolars.
- Astrobiologia (o exobiologia): l'estudi de l'adveniment i evolució de sistemes biològics a l'univers.
- Arqueoastronomia
- Astroquímica

Vegeu també

- Llista d'astrònoms
- Història de l'astronomia és vital en el desenvolupament del pensament humà.

Enllaços externs

- [http://www.astrogea.org/ipa/que_hi_ha_alli_dalt.htm Plana sobre Astronomia]
- [http://www.astroalella.org Agrupació d'Astronomia d'Alella]
- [http://www.ub.es/slc/termens/astronomia.pdf Vocabulari d'astrofísica i astronomia]
- [http://www.palmcat.org PalmCAT - AI (Astro Info)] Aplicació en català per a ordinadors de butxaca que proporciona dades molt completes dels objectes del nostre sistema solar així com catàlegs de tots els tipus d'objectes interestelars. Categoria:Astronomia ja:天文学 ko:천문학 ms:Astronomi simple:Astronomy th:ดาราศาสตร์

Any sideri

Un any sideri és el temps que la Terra triga a fer un gir exacte, és a dir, 360º: un any sideri comença en el moment en què el Sol, la Terra i un estel llunyà estan en línia recta, i acaba quan -després de fer una volta al Sol- els mateixos tres astres tornen a estar alineats. Dura 365'256 dies civils.

Pàgines que s'hi relacionen

- Any
- Any draconític
- Any anomalístic
- Any tròpic
- Any civil
- Temps astronòmic categoria:Any ja:恒星年

Any tròpic

Un any tròpic és el temps que s'esdevé entre dos passos successius de la Terra pel primer punt d'Àries. Aquest punt de l'òrbita de la Terra marca el començament de la primavera perquè l'eix de la Terra coincideix amb l'eix de l'esfera celest, després que durant l'hivern aquest eix hagi estat inclinat, amb el pol nord de la Terra cap al costat oposat al Sol. El primer punt d'Àries sofreix un lent moviment de rotació retrògrad al voltant de Sol, anomenat precessió dels equinoccis, que fa que la Terra el retrobi abans d'arribar a fer un gir complet de 360º: exactament l'any tròpic és un gir de 359º 59' 09,8. L'any civil es fixa a partir d'aquest any, ja que és el que marca el pas de les estacions: precisament per això se l'anomena tròpic o solar. Dura 365'2422 dies civils. També se l'anomena any solar.
Pàgines que s'hi relacionen

- Any
- Any draconític
- Any anomalístic
- Any sideri
- Any civil
- Temps astronòmic categoria:Any ja:太陽年

Any civil

Un any civil és el que té un nombre enter de dies civils. Per aquest motiu, l'any civil és el que s'utilitza en la vida quotidiana, ja que l'any tròpic no té un nombre enter de dies civils. Segons això, els anys civils són cadascun dels períodes de 365 o 366 dies que van de l'u de gener al 31 de desembre i que es numeren a partir de l'any u, any en què hom suposa que es produí el natalici de Jesucrist. Els anys civils que tenen 365 dies s'anomenen anys comuns i els que en tenen 366, anys de traspàs. Al llarg del temps es van alternant, de tal manera que equivalen a la successió d'anys tròpics o solars, d'acord amb el calendari gregorià.

Pàgines que s'hi relacionen

- Any
- Any de traspàs
- Temps astronòmic
- Calendari d'esdeveniments Categoria:Any

Dia

Un dia és el període de temps que tarda el planeta Terra a girar 360 graus sobre el seu eix. Depenent de la referència que s'utilitza per a mesurar una volta, hi ha dos tipus de dies: El solar i el sideral.

Dia solar o Dia solar mitjà.

És l'usat per a tots els assumptes quotidians. Es defineix com el període de temps que empra el Sol fictici a culminar dues vegades consecutives en el meridià de l'observador. Dura 24 hores, que equival a 86.400 segons. El sol fictici: Com que el moviment de translació de la Terra al voltant del Sol no és uniforme sinó que segueix la Llei de les àrees de Kepler, el dia solar no té la mateixa duració i per tant no es pot emprar com a patró_metrològic de temps. Per a resoldre-ho es considera un sol fictici que sí que gira uniformement. Els dies de la setmana: En el calendari gregorià, un dia solar és la setena part d'una setmana. Cada dia d'una setmana té 7 noms diferents, consecutius i cíclics: dilluns, dimarts, dimecres, dijous, divendres, dissabte i diumenge.

Dia sideral.

També anomenat dia sideri . És el període de temps que empra un astre a culminar dos vegades consecutives en el meridià de l'observador. El seu valor és de 23 h. 56m 4, 09s , que equival a 86 164.09 segons. Per a un observador local el dia sideri comença quan el punt Àries travessa el seu meridià.

Diferència entre dia solar i sideri.

La diferència entre ambdós dies se deu al fet que quan la Terra ha acabat el seu gir respecte a les estreles fixes, el Sol encara no ha passat pel meridià perquè en aquest temps s'ha mogut a causa del moviment de translació de la Terra al voltant del Sol.

Dia (com anteposat a nit)

També es coneix com a dia la part d'aquest que va des de la eixida del Sol i el seu ocàs . La refracció per la atmosfera dels rajos lluminosos del Sol motiva que vegem llum quan el Sol no ha eixit encara: aurora, alba o crepuscle matutí. La dita difusió allarga el dia. Mesurat des del migdia l'ortus es caracteritza per un angle horari -H, on:
cos(H)=-tan(F)
- tan(D)
on F és la latitud del lloc i D la declinació solar. El ocàs ocorre a un angle horari H. El dia dura 2H i la nit 24-2H. La duració del dia i la nit va canviant en el transcurs de l'any sent la duració del dia de 12h (en totes les latituds) en els equinoccis més de 12 hores a la primavera i estiu, aconseguint el dia més llarg en el solstici d'estiu, on també ocorre la nit més curta. Al contrari el dia dura menys de 12 hores a la tardor i hivern, aconseguint-se en el solsticci d'hivern el dia més curt i la nit més llarga. Aquest efecte s'accentua més quan major és la latitud. Hi ha dia o nit permanent en alguna època de l'any, en les regions polars tant de l'hemisferi nord o sud caracteritzades per estar a una latitud que en valor absolut és major que F=90-23º26'=66º34'. Esta és precisament la definició de casquet polar.

Vegeu també

- Temps solar
- Equació de temps

Enllaç extern

- [http://www.fourmilab.ch/cgi-bin/uncgi/Earth/action?opt=-p&img=learth.evif On és de dia ara mateix] Espectacular visió de la terra en temps real Categoria:dia ja:日 simple:Day

Any de traspàs

Un any de traspàs és un any civil que té un dia més que els anys comuns, és a dir, té 366 dies. El dia de més s'afegeix al final del mes que era el darrer en el calendari romà: el febrer, de tal manera que aquest mes passa a tenir 29 dies. El repartiment dels anys civils en anys comuns i de traspàs es fa d'acord amb el calendari gregorià: en cada període de 400 anys n'hi ha 303 de comuns i 97 de traspàs. S'alternen de la següent manera: són de traspàs els anys en què les dues darreres xifres de l'ordinal que correspon a l'any formen un múltiple de 4, excepte si aquestes xifres són 00. Aleshores cal tenir en compte, amb el mateix criteri, les dues primeres xifres de l'any. Per exemple, el 1996 va ser de traspàs, perquè 96 és múltiple de 4; en el 2000, com que les dues darres xifres eren 00, calia tenir en compte el 20, que és múltiple de 4: per tant, també va ser de traspàs; però no ho van ser el 1700, el 1800 i el 1900, perquè 17, 18 i 19 no són múltiples de 4. L'any de traspàs també s'anomena bixest o bissextil, mots que fan al·lusió al fet que el nombre de dies que té (366) acaba en dos sisos.

Pàgines que s'hi relacionen

- any
- calendari gregorià
- any tròpic
- any sideri
- any civil
- temps astronòmic categoria:Unitats de temps

Any draconític

L'any draconític és el temps que transcorre entre dos passos successius del Sol per un node de l'òrbita lunar. Conté 346,620 dies aproximadament.

Pàgines que s'hi relacionen

- Any
- Any sideri
- Any anomalístic
- Any tròpic
- Any civil
- Temps astronòmic categoria:Any

Categoria:Any

Categoria:Calendari categoria:Unitats de temps

Dani (singer)

Dani (Danièle Graule) is a French actress and singer born on October 1, 1945 in Castres, Tarn, France.

External links

- Dani Dani Dani

konsultant slubny programy SYLWESTER keno Biuro Rachunkowe Kielce

:: RELATED NEWS ::

Climate warming
Global warming is an increase in the average temperature of the Earth's atmosphere and oceans. The term is also used for the more specific scientific theory of anthropogenic global warming, which states that much of the recent o