:: wikimiki.org ::

Cometa

Cometa

] . El nucli està encés a l'esquerra, i núvols de gas i pols són visible.]]

Origen

Els cometes, junt amb els asteroides, planetes i els seus satèl·lits, formen part del nostre Sistema Solar. Són cossos sòlids molt semblants als asteroides però amb distinta composició, i descriuen òrbites tan allargades, que aquells que rodegen el Sol, tornen al cap de molts anys, tants que inclús alguns només se'ls ha vist una única vegada. Altres són destruïts per l'acció de la gravetat del Sol, a causa de la seua xicoteta massa. Etimologia, del llatí Cometa i el grec Kometes, cabellera. Els astrònoms han trobat que els cometes provenen principalment de dos llocs; el Cinturó de Kuiper, localitzat més enllà de la òrbita del planeta Plutó i la núvol d'Oort, situada encara més lluny, a la mitat de distància entre nosaltres i Alfa Centauri (la estrela més pròxima al Sol.)

Estudi i composició

Va ser després de l'invent del telescopi que els astrònoms van començar a estudiar als cometes amb més detall, advertint llavors que la majoria d'estos tenen aparicions periòdiques. Edmund Halley va ser el primer a adonar-se d'açò i va pronosticar l'aparició del cometa Halley en 1758, per al qual va calcular que tenia un període de 76 anys. Desafortunadament, va morir abans de comprovar la seua predicció. Els cometes a causa del seu xicoteta grandària i òrbita molt allargada, fa que els vegem molt poc de temps i només quan estan prop del Sol. Els cometes estan compostos de aigua, diòxid de carboni (gel sec), amoníac, metà (gas natural), ferro, magnesi i silicats. A causa de les baixes temperatures dels llocs on viuen, estes substàncies que componen al cometa es troben congelades, raó per la qual es diu comunament que estan compostos de gel brut. Arriben a tenir diàmetres d'algunes desenes de quilòmetres -la muntanya més alta en la Terra, l'Everest, té aproximadament 9 quilòmetres d'altura. Quan es descobreix un cometa es veu aparèixer com un punt lluminós, amb un moviment perceptible del fons d'estreles, anomenades estreles fixes . La primera cosa que es veu és el nucli o cap. Després, quan l'astre s'acosta més al Sol, comença a desenvolupar el que coneixem com la cua del cometa, que li confereix un aspecte fantàstic. Els fotons que provenen del Sol fan que les substàncies que formen al cometa es comencen a calfar i se sublimen, passant directament de gel a gas, a causa de la subtilesa dels gasos originats en la cabellera i el xoc amb la llum solar o vent solar (el Sol produïx un vent constituït de partícules que són dispersades en totes direccions), aquells es projecten cap arrere, el que motiva la formació de la cua, la qual sempre apunta en direcció oposada al Sol. El xoc dels fotons que rep el cometa com una pluja, a banda de calor, aporten llum, sent visible a l'exercir el cometa de pantalla. Les cues dels cometes arriben a ser de grandàries considerables, aconseguint mils i inclús milions de quilòmetres. En el cas del cometa Halley en la seva aparició de 1910, la seva cua va arribar a mesurar prop de 30 milions de quilòmetres - la Terra té un diàmetre d'aproximadament 12 mil quilòmetres. Cada vegada que un cometa passa prop del Sol es desgasta, pel fet que el material que va perdent ja mai és reposat. S'espera que, com a mitjana, un cometa passe unes 2 mil vegades pel Sol abans d'evaporar-se completament. Al llarg de la trajectòria d'un cometa, este va deixant grans quantitats de xicotets fragments de material. Quan la Terra travessa l'òrbita d'un cometa, estos fragments cauen a l'atmosfera en forma de estreles fugaces o també anomenades pluja d'estreles. Al maig i octubre es poden observar les pluges d'estreles produïdes pels fragments que va deixar el cometa Halley. De la cabellera emergeixen, espentades per la intensa radiació solar, dos cues tènues i brillants: una de gas i una altra de pols, estenent-se milions de quilòmetres. Els astrònoms suggereixen que els cometes retenen, en forma de gel i pols, la composició de la nebulosa primitiva amb què es va formar el Sistema Solar i de la qual es van condensar després els planetes i les seues llunes. Per esta raó l'estudi dels cometes pot donar indicis de les característiques d'aquell núvol primordial.

Història de l'estudi dels cometes

Estudi d’òrbites

No es va establir definidament fins en el Segle_XVI si els cometes eren fenòmens atmosfèrics o objectes interplanetaris, període en què Tycho Brahe va realitzar estudis que van revelar que estos havien de provindre fora de l'atmosfera terrestre. Després en el Segle_XVII, Edmond Halley utilitza la teoria de la gravitació, desenvolupada per Isaac Newton, per a intentar calcular les òrbites de els cometes. Permetent-li descobrir que un d'ells tornava a la proximitat del Sol cada 76 o 77 anys aproximadament. Prompte, este va començar a anomenar-se Cometa Halley, i de fonts antigues se sap que ha sigut observat per humans des de 66 DC. El segon cometa que és va descobrir que tenia òrbita periòdica va ser el Cometa Encke, en 1821. Com el cometa d'Halley, va tenir el nom del seu calculador, el matemàtic alemany i físic Johann Encke, que va descobrir que era un cometa periòdic. El cometa d'Encke té el més curt període d'un cometa, només 3.3 anys, i per consegüent té el nombre més gran d'aparicions registrades. Va ser també el primer cometa l'òrbita del qual era influenciada per forces que no eren del tipus gravitacional. A pesar de tot, ara és un cometa molt tènue per a ser visible a simple vista, va poder haver sigut un cometa brillant alguns milers d'anys arrere, abans que la seva superfície de gel fóra evaporada. No obstant, no s'ha sabut si ha sigut observat abans de 1786, però anàlisi millorada de la seva òrbita primerenca suggereixen que correspon a observacions mencionades en fonts antigues.

Estudi de les seves característiques físiques

No va ser fins al període de l'era espacial que la composició dels cometes va ser provada. A principis del Segle XIX, un matemàtic alemany, Friedrich Wilhelm Bessel va originar la teoria que havien objectes sòlids en estat de evaporació: de l'estudi del seu brillo, Bessel va exposar que els moviments no-gravitacionals del Cometa Encke van ser causats per forces de doll creades com a material evaporat de la superfície de l'objecte. Esta idea va ser oblidada per més de cent anys, i després Fred Lawrence Whipple independentment va proposar la mateixa idea en 1950. El model proposat per ambdós prompte va començar a ser acceptat per la comunitat científica. Va ser confirmat quan una armada de vehicles espacials va volar a través del núvol lluminós de partícules que rodejaven el nucli congelat del Cometa Halley en 1986 per a fotografiar el nucli i van observar els dolls de material que s'evaporava. Després la sonda Deep Space 1 va volar prop del Cometa Borrelly el 21 de Setembre del 2001, confirmat que les característiques del Cometa Halley són comuns en altres cometes també.

Cometes famosos

Alguns dels més famosos cometes:
- cometa Biela : a finals del segle XIX es va partir en dos , i més tard en fragments minúsculs, donant lloc a una pluja d'estreles, amb el que va parèixer per sempre.
- cometa Borrelly
- cometa Coggia : Va obtenir molta fama a causa de la seva extraordinària bellesa.
- cometa Encke
- cometa Hale-Bopp
- cometa Halley : descriu la seva òrbita cada 76 anys. En 1910 la seva aproximació a la Terra, va comportar que la seva cua fregara amb les capes superiors de l'atmosfera.
- cometa Humason
- cometa Hyakutake
- cometa Ikeya-Seki
- cometa Luxell : al passar prop de Júpiter, va perdre part de la seva massa i va patir pertorbacions importants en la seua òrbita.
- cometa Mrkos
- cometa Shoemaker-Levy 9 : En 1993 es va fragmentar per l'intens camp de Júpiter i acaba impactant al juliol de 1994 contra ell.
- Gran cometa de 1811
- cometa 1843
- cometa 1882
- cometa Tempel 1: la sonda espacial Deep Impact va llançar un projectil sobre este cometa per a estudiar la composició del seu nucli.
- cometa Tempel-Tuttle Cometa que dona lloc a la pluja d'estreles anomenada Leònides
- cometa Kohoutek
- cometa West

Anècdotes

Són els astres que més han cridat l'atenció dels homes, tant per la seva bellesa com per la seva sobtada aparició i misteriosa destrucció o desaparició, amb el resultat que els van atribuir malignes influències, o se "concretaven" en la realització d'alguna profecia. Estes errònies creences han perdurat en algun sector de la societat fins als nostres dies a pesar que fa molt de temps que es coneix la naturalesa exacta dels cometes. Els retorns del cometa Halley també han provocat al llarg de la història curioses anècdotes. Històricament l'aparició d'un cometa va ser considerat un presagi important:

A Xina

En el segle XXVII abans de la nostra era, l'emperador Huang-Ti va fer construir un observatori i en el segle XXIV abans de la nostra era els astrònoms Ho e Hi van establir un calendari basat en els astres amb un any de 366 dias. En el segle XXII a. C. Ho e Hi (no es tracta dels mateixos astrònoms, potser eren noms de famílies, o títols) pareix que entregats als plaers de la beguda, van perdre la vida per no predir un eclipsi solar. També astròlegs de la Xina antiga van perdre la seva posició o vida per no haver sigut capaços de predir l'aparició en el cel d'algun cometa.

Època grega

L'any 372aC va aparèixer un cometa del què Aristòtil afirma que tenia una cua de 60º, per a Diodor de Sicília anunciava la decadència dels lacedemonis, i segons Èfor la destrucció pel mar de les viles d'Hèlice i Bura en Aquea. Plutarc relata que per a Timoleón de Corinti el cometa de l'any 343aC va ser el presagi de l'èxit de l'expedició contra Sicília. Naturalment per als sicilians el presagi va resultar ser funest. Del cometa que va aparèixer l'any 134aC es va dir que anunciava el naixement del rei Mitridates. Els historiadors Sozomeno i Sòcrates compten que l'any 400dC va aparèixer un cometa amb forma d'espasa, que va brillar sobre Constantinoble en el moment de les grans desgràcies, que l'amenaçava la perfídia de Gainas.

Època romana

L'any 66aC, com relata l'historiador Josefo, quatre anys abans de la destrucció de Jerusalem va aparèixer un brillant cometa, avui sabem que es tracta del cometa Halley. Els romans van creure que el cometa que va aparèixer a la mort de Juli Cèsar l'any 44aC era la seva ànima. L'historiador Seutonio atribuïx a la maligna influència dels cometes els errors comesos per Neró, aconsellat per l'astròleg Babilus, qui va assegurar que la mort de Claudio havia sigut anunciada per un cometa. A pesar d'allò que s'ha arrelat d'estes creences, va haver-hi gent en l'antiguitat que no van acceptar l'influx cometari sobre les persones, un d'ells és l'emperador Vespasià: Quan els metges el van reprendre perquè trobant-se greument malalt despatxava els assumptes d'estat els va respondre: És necessari que un emperador sal de peu. Al veure que els cortesans contemplaven el cometa va dir rient-se: aquesta estrela amb cabellera no m'afecta; més prompte amenaça al rei de Pàrtia que també la té mentres que jo estic calb. A causa del seu estat de salut, no al cometa, Vespasià va morir poc després l'any 79dC.

Època medieval

En temps medievals va continuar la por als cometes que van continuar anunciant morts de reis, arribant-se inclús a crear cometes imaginaris per a justificar-les. Un d'ells va ser el de l'any 814 -inexistent- que es va dir va anunciar la mort de Carlemany. El retorn de l'Halley l'any 837, va anunciar la mort del rei Lluís I de França. Això sí, ho va fer amb tres anys d'anticipació perquè el monarca va morir l'any 840. El pintor italià Giotto va posar un cometa (probablement el del Halley) en el seu Naixement de Jesús. Paracels en 1664 assegurava que el cometa que va aparèixer era una advertència a Alfons IV rei de Portugal.En el Segle XVII Kepler creia que els cometes eren emanacions de la Terra, és a dir un fenomen atmosfèric. Amb estes idees queda clar que el que hi havia establit les lleis amb què es movien els planetes, no es preocupara del moviment dels cometes. Es deu als esforços de Tycho Brahe, Newton i Edmund Halley que l'estudi dels cometes a la categoria de moviments planetaris. Newton va inventar un procediment per a determinar els elements de les òrbites cometaries amb poques observacions. Edmund Halley va coronar el seu treball calculant les òrbites de 24 cometes de què es tenien dades suficients. Al comparar-les entre si, va veure que algunes eren tan paregudes que pareixien correspondre al mateix astre. El cometa de 1682, acabat d'observar, va parèixer ser el mateix que els de 1607 i o 1531, pel que va predir la seva tornada per a finals de 1758 o principis de 1759. Newton i Halley ja difunts no van poder observar la tornada del cometa.

Època moderna

Per a precisar més la tornada del cometa Halley el matemàtic francès Alexis Clairaut va usar fórmules matemàtiques perfeccionades. Ell es va encarregar de determinar l'àlgebra del problema per a saber com els planetas influïen amb la seva acció gavitatoria en la tornada del cometa. La tasca del càlcul va anar a càrrec de l'astrònom francès Joseph Lalande i de la matemàtica Hortensia Lepaute. Després de dedicar durant mig any tot el seu temps a calcular van trobar junt amb Clairaut que, Júpiter retardava la tornada del cometa 518 dies i Saturn uns 100 dies, així que està revolució de l'Halley seria quasi dos anys mes llarga que l'anterior. Van calcular el pas pel periheli per a abril de 1759 amb un error d'un mes. El cometa va fer el seu pas el 12 de març de 1759 i des de llavors se'l coneix com cometa Halley en honor al seu primer calculador. L'astrònom Guillaume Li Gentil de tornada de l'Índia on havia anat a observar el Trànsit de Venus de 1761, va portar d'allí una nova planta encara sense nom en Europa, en honor a la matemàtica que havia col·laborat en el càlcul de la tornada de l'Halley li va posar el nom de hortènsia. Del cometa Halley, es coneixen 31 aparicions des de l'any 2315aC fins a la més recent de 1986. on va ser observat per sondes espacials. El famós astrònom Joseph Lalande en la seua obra Réflexions sur les comètes conta que en certs casos els cometes poden arribar a xocar amb la Terra, molta gent va entendre que havia predit que un cometa provocaria la fi del món i es va provocar un temor de grans proporcions el que va forçar el rei a donar l'orde al científic que explicara per al gran públic el sentit del seu escrit. El retorn del cometa de Carles V va ser anunciat per al 13 de juny de 1857. Eixe dia el cometa havia de xocar amb la Terra i produir la fi del món. En els pobles i inclús en París es parlava del cometa amb horror. També es va anunciar la destrucció de la Terra el 12 d'agost de 1872. En temps mes recents, com la tornada de l'Halley a principis del segle XX, la proximitat del seu pas va crear una por que va impulsar la creació d'un important mercat per a "màscares anticometa" i altres artefactes suposadament dissenyats per a protegir-se d'unes possibles emanacions tòxiques. Va haver-hi gent que es va suïcidar a Europa central i oriental, per la psicosi creada pels periòdics que en el moment en què la Terra passara per dins de la cua del cometa les persones de la Terra quedarien enverinats. En 1997 en el pas del cometa Hale-Bopp es van escampar rumors que una gran nau extraterrestre estaria seguint el seu pas, el que va incitar un suïcidi en massa entre els seguidors de la secta de La Porta del Cel. A pesar que la ciència ha aclarit la naturalesa dels cometes, encara hi ha segments de la població que tenen creences astrològiques, en les quals un cometa apareix com un presagi. D'altra banda, en la ciència-ficció els autors i directors els representen equivocadament com a objectes candents, en compte de gelats.

Vegeu també

Astrogeologia Categoria:Sistema Solar ja:彗星 ko:혜성 ms:Komet simple:Comet th:ดาวหาง

Asteroide

i el seu satèl·lit Dactyl.]] Un asteroide és un objecte sòlid, compost majoritàriament per roca i metalls, més petit que un planeta i que orbita al voltant del Sol. Un asteroide és un tipus de planeta menor, encara que sovint ambdós termes s'utilitzen com a sinònims. L'1 de gener del 1801, l'astrònom sicilià Giuseppe Piazzi descobrí per casualitat el primer asteroide (Ceres), mentre elaborava un catàleg d'estels. Al descobriment de Piazzi en seguiren d'altres, però cap de tan gran com Ceres. L'any 1807 ja se'n coneixien quatre. Actualment hi ha més de 100.000 asteroides catalogats. El terme "asteroide", que significa "semblant a una estrella", va ser creat per l'astrònom William Herschel el 1802, poc després del descobriment del segon asteroide (Pal·les). La major part dels asteroides coneguts giren, en òrbites el·líptiques, en una regió del sistema solar coneguda amb el nom de cinturó d'asteroides o cinturó principal. Aquesta regió està situada entre les òrbites de Mart i Júpiter, a entre 2 i 3,5 unitats astronòmiques del Sol. Els asteroides del cinturó principal tenen períodes orbitals d'entre 3 i 6 anys. Molts asteroides tenen òrbites molt excèntriques i alguns passen prop de la Terra de tant en tant. Alguns asteroides tenen satèl·lits. Es creu que la majoria d'asteroides són les restes del disc protoplanetari que no es van incorporar a cap planeta durant la formació del sistema solar.

Definició

La definició exacta d'asteroide no està determinada. Això crea certa confusió a l'hora de saber si cert objecte ha de ser denominat com a asteroide, planeta menor o qualsevol altre nom. Actualment la Unió Astronòmica Internacional a través del Centre de Planetes Menors utilitza el terme "planeta menor" (i no asteroide) per referir-se als objectes més petits que un planeta, més grans que un meteoroide i que no són ni satèl·lits ni cometes. Tot i això, el terme "asteroide" continua sent molt utilitzat per la comunitat mundial d'astrònoms. El terme "planeta menor" no porta cap indicació sobre la composició de l'objecte o la seva localització general en el sistema solar. Per raons històriques, el terme "asteroide" porta implícita una composició rocosa de l'objecte i una òrbita interior a la de Júpiter. És per això que, a partir del 1992, amb el descobriment del primer objecte transneptunià (1992 QB₁), i tenint en compte que a partir de llavors s'han descobert centenars d'aquests objectes, la validesa dels termes "asteroide" i "planeta menor" com a sinònims ha estat posada en dubte. Normalment, se sol utilitzar, el terme "asteroide" per referir-se a un tipus de planeta menor compost majoritàriament per roca (i no gel) amb òrbites que no van més enllà de la de Júpiter. El terme "objecte transeptunià" designa un altre tipus de planeta menor compost per gel i amb òrbites més enllà de la de Neptú. A més, també hi ha el grup dels centaures que són un entremig de planeta menor i cometa i que orbiten entre Júpiter i Neptú i el dels damocloides que són objectes amb òrbites cometàries però sense cua.

Asteroides propers a la Terra

Existeix un especial interès per identificar aquests asteroides degut al perill que representen per a la Terra. Els tres grups més importants d'asteroides pròxims a la Terra són els asteroides Amor, els asteroides Apol·lo i els asteroides Aton.

Asteroides troians

Es denomina asteroides troians a un grup d'asteroides que es mouen al llarg de l'òrbita de Júpiter. Estan situats en els dos punts de Lagrange del planeta, a 60 graus per davant (L₄) i per darrere (L₅) de Júpiter. El planeta Mart té almenys un asteroide troià, (5261) Eureka, que ocupa el punt L₅ del sistema Sol - Mart. El planeta Neptú té dos asteroides troians coneguts. Un d'ells és 2001 QR₃₂₂, descobert el 2001, i l'altre és 2004 UP₁₀ que orbita per davant de Neptú en el seu punt de Lagrange L₄.

Mètode de denominació dels asteroides

L'organisme internacional que es dedica a batejar i catalogar els asteroides és el Centre de Planetes Menors (en anglès, Minor Planet Center o MPC) que pertany a la Unió Astronòmica Internacional. Quan un asteroide és descobert, rep un nom provisional format per l'any del descobriment i una sèrie de dues lletres (i si cal també una o més xifres). Concretament, després de l'any s'afegeixen dues lletres que indiquen: la primera, la quinzena del descobriment i la segona, la seqüència dins de la quinzena. Es comença per AA, es continua fins a AZ i després es passa a AA₁, AB₁, AC₁ i es continua fins a on calgui. D'aquesta manera, 1989 AC, (Tutatis), indica que va ser el tercer (C) asteroide descobert durant la primera quinzena de gener (A) de 1989. Una vegada que l'òrbita s'ha establert amb la suficient precisió com per a poder predir la seua futura trajectòria, se'ls assigna un número (no necessàriament per l'ordre en què van ser descoberts) i, més tard i de forma opcional, un nom permanent triat pel descobridor i aprovat per un comitè de la Unió Astronòmica Internacional. Anteriorment, tots els noms amb els quals es batejaven als asteroides eren de personatges femenins de la mitologia grega i romana però prompte es va acabar optant per formes més modernes. El primer asteroide que va rebre un nom no mitològic va ser el número 125 de la sèrie, Liberatrix (alliberadora en llatí) en honor de Joana d'Arc, encara que també s'especula que tal nom és un homenatge al primer president de la República Francesa, Adolph Thiers. Per la seua banda, el primer nom masculí, el va rebre el número 433, Eros. Avui en dia, les denominacions són molt menys restringides i van des de noms de ciutats i països com (945) Barcelona, (2247) Hiroshima, (132) Àustria, (1215) Xina i (1279) Uganda fins a noms de persones famoses: (2399) Terradas batejat en memòria d'Esteban Terradas i Illa, (1462) Zamenhof per Ludwik Lejzer Zamenhof o (1000) Piazzia en honor a Giuseppe Piazzi, personatges de ficció: (2309) Mr. Spock pel personatge de la sèrie de TV Star Trek, i altres conceptes com raça, gènere, d'animal i planta, etc. Les efemèrides dels mateixos estan arreplegades anualment en un volum titulat "Ephemerides of Minor Planets", que publica l'Institut d'Astronomia Teòrica de l'Acadèmia Russa de Ciències de Sant Petersburg.

Classificació per grup espectral

Els asteroides poden ser classificats segons el seu espectre òptic, que correspon a la composició de la seva superfície, i tenint en compte també el seu albedo. Amb aquest mètode obtenim els tipus següents:
- Tipus C: el 75% dels asteroides coneguts. Tenen albedos menors de 0,04, són extremadament foscos, semblants a meteorits. Sembla que continguen un elevat percentatge de carboni.
- Tipus D: Aquest tipus d'asteroides tenen un albedo molt baix (0,02-0,05). Són molt rojos en longituds d'ona llargues, potser a causa de la presència de materials amb gran quantitat de carboni. Són molt rars de trobar al cinturó principal i se'n troben amb major freqüència a distàncies superiors a 3,3 unitat astronòmiques del Sol. El seu període orbital és la meitat del de Júpiter, és a dir estan en ressonància 2:1 amb aquest planeta.
- Tipus S: Aquest tipus representa al voltant del 17% dels asteroides coneguts. Tenen un albedo de 0,14 de mitjana. La seua composició metàl·lica està formada fonamentalment per silici.
- Tipus M: Inclou la majoria de la resta d'asteroides. Són asteroides brillants (albedo 0,10-0,18), quasi exclusivament formats per níquel i ferro. Hi ha altres grups d'asteriodes rars. El nombre de tipus continua creixent i estan sent estudiats:
- Tipus T: Es caracteritzen per un baix albedo (0,04-0,11).
- Tipus E
- Tipus R
- Tipus V: Per Vesta.

Satèl·lits asteroidals

Alguns asteroides tenen satèl·lits, com per exemple l'asteroide (243) Ida i el seu satèl·lit asteroidal Dactyl. El 10 d'agost de 2005 es va anunciar el descobriment del primer asteroide amb més d'un satèl·lit. Es tracta de l'asteroide (87) Sílvia i els seus dos satèl·lits Ròmul i Rem. Ròmul es va descobrir el 18 de febrer de 2001 amb el Telescopi Keck II de 10 metres de Mauna Kea (Hawaii). Té 18 km de diàmetre i orbita a una distància de 1.370 km de Sílvia en un temps de 87,6 hores. Rem té 7 km de diàmetre i gira a una distància de 710 km, tardant 33 hores en completar una òrbita al voltant de Sílvia.

Vegeu també

- Llista d'asteroides
- Cinturó d'asteroides
- Planeta menor Categoria:Planetes menors ja:׀¡»ף׀ַ ko:¼ַׂא¼÷ ms:Asteroid simple:Asteroid th:´ַׂא₪ֳׂ׀ֻל¹יֲֽ

Planeta

Un planeta és un cos sense llum pròpia que gira al voltant d'una estrella. Així, es denomina planeta a cadascun dels cossos sòlids que descriuen òrbites el·líptiques al voltant del Sol o, en general, d'un estel. El mot planeta, que significa errant, va ser utilitzat en l'antiga astronomia geocèntrica per a designar els set astres que són visibles a ull nu i que es desplacen lentament respecte als estels del firmament. Aquests astres eren el Sol, la Lluna, Mercuri, Venus, Mart, Júpiter i Saturn. Amb l'adveniment de la teoria heliocèntrica de Copèrnic (1543) (que té un precedent en la d'Aristarc de Samos) la Terra va ser considerada com a planeta, i el Sol i la Lluna van deixar de ser-ho. Per tant, el nombre de planetes va ser reduït a sis. L'any 1781 William Herschel va descobrir Urà, l'any 1846 Johann Galle va descobrir Neptú i l'any 1930 Clyde Tombaugh va descobrir Plutó. Actualment, els planetes que millor coneixem són els del nostre Sistema Solar que són nou: Mercuri, Venus, la Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà, Neptú i Plutó. Però s'han descobert altres planetes. Es coneixen com a «planetes extrasolars». Són planetes que orbiten al voltant d'altres estrelles que no són el Sol. L'any 1995, astrònoms de l'observatori de Ginebra van descobrir un planeta extrasolar amb una massa comparable a la de Júpiter orbitant al voltant de 51 Pegasi, una estrella similar al Sol. Anys més tard, astrònoms nord-americans van descobrir dos planetes més grans que Júpiter a les òrbites de dues estrelles similars al Sol, 47 Ursae Maioris i 70 Virginis. Categoria:Astronomia als:Planet ja:惑星 ko:행성 ms:Planet simple:Planet th:ดาวเคราะห์ zh-min-nan:He̍k-chheⁿ

Sistema Solar

El Sistema Solar és el conjunt de tots els astres que orbiten al voltant del Sol i que, per tant, hi estan gravitatòriament lligats. Està format per 9 planetes, almenys 156 satèl·lits i desenes de milers de planetes menors o planetoides, asteroides, meteoroides i cometes. A més, també hi ha el que s'anomena medi interplanetari, format per gas i pols. Tot aquest conjunt està situat en un dels braços de la galàxia Via Làctia, girant al voltant del seu centre des de 26.000 anys-llum de distància i a una velocitat de 220 km/s.

Cossos del Sistema Solar

Els planetes que formen part del Sistema Solar són (ordenats de menys a més distància al Sol): Mercuri, Venus, la Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà, Neptú i Plutó. Els satèl·lits estan repartits entre les òrbites de diversos planetes de la forma següent: 1 a la Terra, 2 a Mart, 63 a Júpiter, 47 a Saturn, 27 a Urà, 13 a Neptú i 3 a Plutó. Mercuri i Venus no en tenen cap. Aquestes xifres estan contínuament subjectes a canvi degut al descobriment de nous satèl·lits. El satèl·lit més conegut és, naturalment, la Lluna, satèl·lit de la Terra. Altres satèl·lits importants són Ganimedes a Júpiter, Tità a Saturn i Tritó a Neptú. Els meteoroides són petites roques de no més de 10 metres de diàmetre que estan escampades per tot el Sistema Solar. Els planetes menors o planetoides són objectes més grans que els meteoroides però més petits Mercuri (4880 km de diàmetre) i també estan escampats per tot el Sistema Solar. Tècnicament, els asteroides són una classe de planetes menors, encara que a vegades asteroide i planetoide s'utilitzen com a sinònims. Les seves òrbites es concentren en una zona anomenada el Cinturó d'asteroides, situada entre les òrbites de Mart i Júpiter. Els més importants són: (1) Ceres, (2) Pal·les i (4) Vesta. Alguns asteroides tenen els seus propis satèl·lits naturals que s'anomenen satèl·lits d'asteroides. Un exemple és (243) Ida amb el seu asteroide Dàctil. Els objectes trans-neptunians són una altra classe de planetes menors les òrbites dels quals són més llunyanes que la de Neptú. Es concentren majoritàriament en una zona anomenada Cinturó de Kuiper. Alguns exemples de membres d'aquest grup són 2003 UB313 i Quaoar. S'ha suggerit que Plutó pot pertànyer també a aquest grup. Els cometes són enormes blocs de gel i roca amb òrbites molt excèntriques. El més famós dels cometes és el cometa Halley. Finalment, es creu que pot existir una zona molt llunyana anomenada Núvol d'Oort que seria la font d'on provenen els cometes. De moment, l'únic astre descobert que podria pertànyer a aquest grup és Sedna.

Distàncies

Quan parlem de distàncies dins del Sistema Solar les unitats de longitud que fem servir per mesurar distàncies terrestres es queden petites. Per questions pràctiques s'ha definit una unitat anomenada Unitat astronòmica (UA) de forma que 1 UA és igual a la distància mitjana entre el Sol i la Terra, és a dir, uns 150 milions de km. km Distàncies mitjanes (semieix major de l'òrbita) entre el Sol i els planetes:
- Mercuri: 0,39 UA
- Venus: 0,72 UA
- Terra: 1 UA
- Mart: 1,52 UA
- Cinturó d'asteroides: entre 2,3 i 3,3 UA
- Júpiter: 5,20 UA
- Saturn: 9,54 UA
- Urà: 19,18 UA
- Neptú: 30,06 UA
- Plutó: 39,48 UA
- Cinturó de Kuiper: entre 30 i 50 UA
- Núvol d'Oort: ?

Òrbites

Les òrbites dels cossos del Sistema Solar estan determinades per les Lleis de Kepler, descobertes per l'astrònom alemany Johannes Kepler entre el 1609 i el 1618. Aquestes lleis són tres i diuen el següent:
- 1a Llei : Els planetes descriuen òrbites el·líptiques, amb el Sol situat en un dels focus. El grau d'allargament d'una el·lipse es mesura amb l'excentricitat, que val 0 si la corba és una circumferència i 1 si és una paràbola. Per a la majoria de planetes l'excentricitat és menor que 0,1 i, per tant, les seves òrbites són pràcticament circulars. Excepcions: Mercuri amb 0,21 i Plutó amb 0,25.
- 2a Llei: La línia que uneix un planeta amb el Sol escombra àrees iguals en temps iguals. És a dir, el planeta es desplaça més ràpidament quan està en el periheli que quan està en l'afeli. Com que les òrbites dels planetes són quasi-circulars aquest efecte no es nota gaire. És molt més evident, però, en les òrbites dels cometes, que tenen òrbites molt excèntriques.
- 3a Llei: El quadrat del període orbital d'un planeta és directament proporcional al cub de la seva distància mitjana al Sol. Quant menor és la distància mitjana Sol-planeta, menys tarda aquest en completar la seva òrbita: Mercuri es mou més ràpid que Venus, Venus més ràpid que la Terra,... i així successivament fins a Plutó que tarda 248 anys en donar una volta al Sol. Aquestes lleis no només són vàlides per les òrbites dels planetes al voltant del Sol sinó també per les òrbites dels satèl·lits al voltant dels planetes (per exemple, la Terra i la Lluna). La immensa majoria dels cossos del Sistema Solar orbiten «grosso modo» en un mateix pla, anomenat pla de l'eclíptica. El pla de l'eclíptica és el pla de l'òrbita de la Terra al voltant del Sol. Evidentment, el fet d'haver agafat aquest pla com a pla de refèrencia és per comoditat, en podríem haver agafat qualsevol altre. Lo important és que la inclinació dels plans orbitals dels planetes, tant interiors com exteriors, no difereix massa els uns dels altres. La principal excepció és Plutó, l'òrbita del qual està inclinada 17º respecte a l'eclíptica. Els cometes i molts dels objectes trans-neptunians també tenen òrbites molt inclinades. Aquest és un dels motius pels quals es pensa que Plutó podria no ser un verdader planeta sinó un planetoide. Aquest aplanament dels plans de les òrbites és conseqüència del procés de formació del Sistema Solar: la rotació del núvol protoestel·lar va provocar el seu propi aplanament formant un disc perpendicular a l'eix de rotació del Sol. Els cossos amb òrbites molt inclinades s'haurien format molt aviat en el procés de formació, abans que el disc s'aplanés massa.

Planetes interiors i exteriors

Els planetes del Sistema Solar es divideixen en dos grups: planetes interiors i planetes exteriors. Els planetes interiors, també anomenats terrestres o tel·lúrics, són Mercuri, Venus, la Terra i Mart. Es caracteritzen per tenir una atmosfera gasosa (excepte Mercuri), escorça de roca sòlida, un mantell semi-líquid i un nucli de ferro. Tots tenen cràters d'impacte i molts tenen o han tingut activitat tectònica que ha format muntanyes, valls, volcans,... Són relativament densos (~5 gr/cm³) i petits comparats amb els exteriors. No tenen anells i pocs o cap satèl·lit. Els planetes exteriors, també anomenats jovians, són Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Estan formats majoritàriament per gas, tenen densitats relativament baixes (~1 gr/cm³) i són molt més grossos que els interiors, per això a vegades també se'ls anomena gegants gasosos. La majoria tenen anells i gran quantitat de satèl·lits. Plutó és un cas especial ja que és petit i rocós com un planeta interior però la seva òrbita és llunyana com la d'un planeta exterior. De fet, amb 2.340 km de diàmetre és el més petit dels planetes i és, fins i tot, més petit que el planetoide 2003 UB313, recentment descobert. A més, la seva òrbita és bastant excèntrica i força inclinada respecte a l'eclíptica. Per tot això, en els últims anys s'ha posat en dubte que Plutó hagi de ser classificat com a planeta.

Formació del Sistema Solar

Actualment, la teoria més acceptada pel que fa a la formació del Sistema Solar diu que el Sol i els planetes es van formar al mateix temps. Segons aquesta teoria, el Sistema Solar va començar com un núvol de gas interestel·lar o nebulosa que es va anar contraient degut a la força gravitatòria fins a formar un estel, el Sol i una sèrie de cossos més petits, els planetes. El procés va començar fa uns 4.600 milions d'anys. La nebulosa, que devia tenir unes 100 UA de diàmetre, va ser perturbada per alguna cosa, potser l'explosió d'una supernova no molt llunyana i va començar a contraure's. Tot el material es va anar comprimint, formant una bola de gas en el centre. La nebulosa, com tota la galàxia, estava en rotació i la seva velocitat de rotació va anar augmentant a mesura que es contreia. Això va fer que la nebulosa s'aplanés formant el disc d'acreció, perpendicular al seu eix de rotació. El centre del disc, on el material estava més comprimit, es va començar a escalfar formant una bola de gas calent anomenada protoestel. Lluny del centre del disc, es van formar partícules sòlides; primer metalls com el ferro i el níquel, i després roques com el silici, i a la part més exterior, gel d'aigua, d'amoníac i de metà. A poc a poc, el refredament progressiu va deixar que es formessin petites partícules que, gràcies a la gravetat, es van anar ajuntant formant planetesimals. Amb el temps els planetesimals van anar colisionant entre sí, formant cossos més grans, els planetes. Els planetes més grans van atreure gran quantitat de gas i per això van aconseguir unes denses atmosferes com la de Júpiter. Els satèl·lits i els anells es van formar a partir de discs creats al voltant dels primitius planetes. En cert moment del procés, el nucli del protoestel es va escalfar prou com per donar lloc a reaccions termonuclears de fusió, generant gran quantitat de calor. En conjunt, tot el procés devia durar uns 100 milions d'anys.

Exploració del Sistema Solar

Altres sistemes planetaris

Des de 1992 s'han descobert planetes que orbiten altres estrelles. Aquests sistemes planetaris no es poden anomenar «sistemes solars» ja que la paraula «solar» prové de Sol. Quan parlem d'un d'aquests sistemes planetaris hem de fer-ho afegint el nom de l'estrella corresponent després de la paraula «sistema»; per exemple, Sistema 55 Cancri.

Dades dels principals cossos del Sistema Solar

Vegeu també

Origen dels noms dels planetes

Enllaços externs

- [http://www.solarviews.com Solarviews]
- [http://www.michaelschultz.de/index_en.html Michael Schultz (Sistema Solar)] Animació interactiva (Zoom en 145 passos i efectes temporals) Categoria:Astronomia ja:太陽系 ko:태양계 ms:Sistem suria nb:Solsystem simple:Solar system th:ระบบสุริยะ

Òrbita

En física, l'òrbita és el camí que un objecte recorre a l'espai al voltant d'un altre objecte, sota la influència d'una força centrípeta. En particular, especialment en astronomia i astrofísica, hom s'acostuma a referir als camins recorreguts pels cossos celests sota influència de la gravetat. Dos cossos en mútua atracció gravitatòria descriuen òrbites el·líptiques, parabòliques o hiperbòliques seguint les lleis de Kepler, que es poden derivar a partir de la llei de la gravitació de Newton. Al sistema solar, els planetes segueixen òrbites aproximadament el·líptiques, i de baixa excentricitat, al voltant del Sol. Les òrbites no són exactament el·líptiques degut a la influència dels altres cossos del sistema solar, als efectes de marea, i, en menor mesura, a les correccions de relativitat general. Les òrbites parabòliques o hiperbòliques estan resevades als cometes, que també poden seguir òrbites el·líptiques d'elevada excentricitat. L'òrbita el·líptica d'un cos queda totalment determinada amb sis quantitats anomenades elements orbitals. Orbita simple:Orbit th:วงโคจร

Etimologia

L'etimologia és la ciència que estudia l'origen i l'evolució de les paraules. Utilitzant textos antics, els etimologistes proven de saber quan i com una paraula va ser incorporada o va evolucionar cap a l'idioma actual, i quines transformacions ha experimentat.

Relacionat

Joan Coromines i Vigneaux Categoria:Lingüística ja:語源 zh-min-nan:Gí-goân-ha̍k

Grec

El grec pertany a la gran família de llengües derivades d'una llengua avantpassat comú coneguda com a indoeuropeu. La llengua grega de l'antiguitat es parlava no només a l'Antiga Grècia peninsular, sinó també a les colònies, cosa que va donar lloc als distints dialectes que en coneixem. El grec modern és parlat per uns 14.000.000 de persones, i és la llengua oficial de Grècia i part de Xipre.

Dialectes del grec antic

- Jònic: Es parlava a Eubea, a les illes Cíclades i a la regió d'Àsia Menor que comprèn Esmirna, Efes i Milet. Aquest dialecte és la base de la llengua d'Homer, Hesíode i Heròdot.
- Eòlic: Es parlava a la part nord de la costa d'Àsia Menor, a l'illa de Lesbos, a Tessàlia i Beòcia.
- Dòric: Abastava el nord-oest de Grècia, el Peloponès, la part sud de la costa d'Àsia Menor, les illes de Creta i Rodes i la Magna Grècia .
- Àtic: Parlat a Atenes i els seus voltants. La llengua grega tal com la coneixem actualment té el seu origen en aquesta època, encara que ha sofert grans transformacions en els seus mes de tres mil anys d'història, des del grec micènic de l'edat del bronze fins al grec demòtic contemporani.

Demòtic

El grec que sovint s'estudia com a model de llengua de l'antiguitat és el que correspon al dialecte àtic, ja que literàriament va arribar a superar tots els altres dialectes, principalment en els segles V aC i IV aC. En aquest dialecte van escriure els grans autors de la literatura grega: els poetes tràgics Èsquil, Sòfocles i Eurípides, el poeta còmic Aristòfanes, els historiadors Tucídides i Xenofont, el filòsof Plató i els oradors Lísies, Demòstenes i Escairis.

La llengua comuna

A partir de la unificació de Grècia sota Filip de Macedònia, el dialecte àtic, lleugerament alterat pel contacte amb els altres dialectes, es va imposar com a llengua literària a tot Grècia i es va estendre amb les conquestes d'Alexandre el Gran a tot l'Orient. El dialecte resultant es va anomenar "llengua comuna" o "Koiné" (de Κοινή, comú). Hi van escriure, entre altres, el filòsof Aristòtil, l'historiador Polibi i el moralista Plutarc. Va ser durant molts segles la lingua franca de l'imperi Romà (època durant la qual el Nou Testament va aparèixer, escrit en aquesta llengua i fent que la denominació "grec del Nou Testament" no sigui inusual avui dia). Durant el període bizantí la llengua grega va perdre el seu antic caràcter, per l'evolució de les seves formes i per la barreja d'elements estranys, i va donar origen al grec modern. De l'alfabet grec va evolucionar l'alfabet llatí. Categoria:Grec als:Griechische Sprache ja:ギリシア語 ko:그리스어 ms:Bahasa Greek simple:Greek language th:ภาษากรีก

Cinturó de Kuiper

El Cinturó de Kuiper és una àrea del sistema solar que s'exté des de l'interior de l'òrbita de Neptú (a 30 UA) fins a 50 UA del Sol, amb una inclinació homogènia amb l'eclíptica. La frontera exterior del cinturó de Kuiper no està definida de manera arbitraria, tot el contrari, a partir d'una certa distància s'observa una desaparició real i sobtada d'objectes. Aquesta zona de vegades s'anomena forat de Kuiper o singlera de Kuiper. La causa es desconeix però una posible explicació seria la presència d'un objecte de la mida de la Terra o Mart que escombraria les restes.

Orígens

El primer astrònom que va suggerir l'existència d'aquest cinturó va ser Frederick C. Leonard el 1930 i Kenneth E. Edgeworth el 1943. El 1951 Gerard Kuiper va ser una altre astrònom que va postular sobre l'existència d'aquest cinturó. Finalment, l'any 1992, es va descobrir el (15760) 1992 QB₁, primer objecte que formava part d'aquest cinturó. Des de llavors el cinturó es va anomenar cinturó de Kuiper.

Nom

S'han proposat noms alternatius per a reconeixer el mèrit d'altres astrònoms. Alguns grups de científics recomanen fer servir nom de Objecte transneptunià per a evitar controvèrsies, però en aquest cas sembla incloure els objectes situats més enllà del límit de 50 UA.

Objectes del cinturó de Kuiper

Descoberts fins ara

(15760) 1992 QB₁ S'han descobert més de 800 objectes del cinturó de Kuiper o KBO (KBO de l'anglès Kuiper Belt Object) tots a partir de 1992. Els més grans són Plutó i Caront, però des de l'any 2000 s'han identificat altres objectes de similar mida. (50000) Quaoar, discobert el 2002 és més gran que qualsevol asteroid. Ixion, descobert el 2001 i Varuna es pensa que han de tenir una mida similar a Quaoar. I molts altres de més petits. La clasificació exacta d'aquest objectes no està clara perque probablement són molt diferents dels asteroides del cinturó d'asteroides. Però el 15 de març del 2004 el JPL va anunciar el descobriment d'un cos de grans dimensions molt més allunyat que Plutó a qui van denominar Sedna. L'objecte 90337 Sedna podria ser major que Caront pero encara no està clar que es pugui classificar a Sedna com un objete del cinturó de Kuiper ja que alguns astrònoms el consideren un cos massa llunyà, i representant per tant del límit inferior del núvol d'Oort. En este cas, 2000 CR105 pertanyeria també a aquesta classe. La sorpresa va arribar el 29 de juliol de 2005 quan s'anuncia el descobriment de tres nous objectes: 2003 UB313, 2005 FY9 i 2003 EL61, ordenats de major a menor. 2003 UB313 revela ser inclús major que el propi Plutó pel que se li ha dit com el desè planeta arribant-lo a considerar com el llegendari Planeta X.

Trajectòries orbitals

Amb la definició actual els KBO han d'estar a dintre del 30-50 UA del Sol. Alguns KBO que viatgen periòdicament a l'interior de l'òrbita de Neptú estan en resonància orbital 1:2, 2:3 (plutinos), 2:5, 3:4, 3:5, 4:5, o 4:7 amb Neptú. La regió central està formada per objectes semblants a QB1. I la regió exterior hi ha objectes amb òrbites molt excéntriques anomenats scattered disk object o SDO. No s'ha de confondre el cinturó amb el Núvol d'Oort, el qual no està limitat al pla del sistema solar i està encara molt més lluny.

Mida i composició

La majoria de KBO són troços de gel amb matèria orgànica (detectada amb espectroescopia). Tenen, per tant, la mateixa composició queels cometes. No es fàcil estimar el diàmetre dels KBO. Pels objectes amb òrbita molt ben coneguda (com Plutó o Caront), els diàmetres es poden mesusrar per ocultació. Per als KBO grans els diàmetres es poden estimar amb mesures térmiques (d'infraroigs).

Descobertes més importants

Els KBO coneguts més grans són, en funció del diàmetre mesurat:

Enllaços externs

En català:
- [http://www.astrogea.org/asteroides/kuiper_c.htm Astrogea] En anglès:
- [http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/kb.html Dave Jewitt's page @ University of Hawaii]
- [http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/kb/gerard.html The belt's name]
- [http://www.boulder.swri.edu/ekonews/ The Kuiper Belt Electronic Newsletter]
- [http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnos.html Wm. Robert Johnston's TNO page]
- [http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/OuterPlot.html Minor Planet Center: Plot of the Outer Solar System], illustrating Kuiper gap
- [http://www.newscientist.com/channel/space/mg18524911.600 13 Things That Do Not Make Sense - The Kuiper Cliff] Categoria:Planetes menors ja:エッジワース＝カイパー・ベルト ko:카이퍼 대 ms:Lingkaran Kuiper th:แถบไคเปอร์

Planeta

Plutó (planeta)

Plutó és el novè planeta del Sistema Solar, el més xicotet i el que més s'allunya del Sol. Va ser descobert el 18 de febrer de 1930 per Clyde William Tombaugh (1906-1997) des de l'Observatori Lowell a Flagstaff, Arizona, però està tan lluny de la Terra que fins al moment se n'ha obtingut molt poca informació. És l'únic que encara no ha estat visitat per cap nau terrestre.

Òrbita

Generalment, Plutó és el planeta més llunyà, però la seva òrbita és molt excèntrica, i durant 20 dels 249 anys que tarda en recórrer-la, està més a prop del Sol que Neptú. Va aconseguir la màxima aproximació al Sol el setembre de 1989 i va continuar dins l'òrbita de Neptú fins al mes de març de 1999. Ara s'allunya i no tornarà a creuar l'òrbita fins al mes de setembre del 2226. L'òrbita de Plutó també és la més inclinada, amb 17º. Per això no hi hi ha perill que es trobe amb Neptú. Quan les òrbites s'encreuen ho fan prop dels extrems de manera que, en vertical, els separa una enorme distància.

Atmosfera

Plutó té una fina atmosfera, formada per nitrogen, metà i monòxid de carboni, que es congela i cau sobre la superfície a mesura que s'allunya del Sol. La temperatura (superficial mitjana) és de -223ºC (la temperatura pot variar molt entre el punt de l'òrbita més proper al Sol i el més llunyà. La diferència és de més de 2.500 milions de km).

Satèl·lits

Caront, l'únic satèl·lit de Plutó, té unes característiques molt especials. Té 1.205 quilòmetres de diàmetre (força gran en relació a Plutó) i orbita a una distància mitjana del planeta de 19.640 quilòmetres. Fou descobert el 1978. Amb el temps, la gravetat ha frenat les rotacions de Caront i Plutó, pel que ara presenten sempre la mateixa cara l'un a l'altre. La rotació d'esta parella és única en el Sistema Solar. Las seva rotació és gairebé la d'un sòlid rígid, format per dues masses unides per una barra rígida i que giren al voltant d'un centre situat en la barra, més pròxim a Plutó, que té 7 vegades més massa que Caront. Se sol dir que constituïxen un planeta doble. Per la seua densitat, Plutó pareix fet de roques i gel. En canvi, el seu satèl·lit és molt lleuger. Esta diferència fa pensar que es van formar separadament, i després es van ajuntar. Sembla que alguns astrònoms tenen la teoria de que Plutó és tan petit perquè podria haver estat un antic satèl·lit del planeta Neptú. D'aquesta manera, durant els primers moments de la formació del Sistema Solar, amb la quantitat de xocs que hi havia, hagués estat llançat violentament a una òrbita diferent. El 31 d'octubre de 2005, el Telescopi Espacial Hubble va detectar que possiblement dos cossos més orbiten al voltant de Plutó. Les [http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/hubble_pluto.html llunes candidates] s'han anomenat, provisionalment S/2005 P1 i S/2005 P2 i s'han detectat a uns 43.000 km de Plutó, és a dir, de dues a tres vegades més lluny que Caront.

Planeta o asteroide?

La reduïda grandària de Plutó sovint ha portat a que molts científics no es referisquen a ell com un autèntic planeta. Inclús es va arribar a considerar incloure'l en la llista d'asteroides, assignant-li el número 10.000. Finalment es va abandonar la idea i l'asteroide 1951 SY va rebre aquest número i va ser batejat amb el convenient nom de Myriostos.

Exploració de Plutó

Fins ara cap sonda espacial ha visitat Plutó. Ni tan sols les Voyager, que han recorregut milers de milions de quilòmetres i ara ja es troben als límits del Sistema solar, van poder passar a prop de Plutó. És per això que no tenim imatges d'alta resolució del planeta, com ara les d'Urà i Neptú. Totes les imatges obtingudes fins ara han estat fetes per telescopis terrestres. Però això pot canviar si el dia 11 de gener de 2006 el llançament de la sonda Pluto New Horizons de la NASA es pot realitzar amb èxit. Aquesta sonda viatjarà fins a Plutó on es preveu que hi arribi al juliol del 2015. Un cop allà estudiarà les característiques de Plutó, Caront i els dos nous satèl·lits recentment descoberts. També intentarà descobrir-ne de nous.

Enllaços externs

- [http://pluto.jhuapl.edu/ Pàgina de la Pluto New Horizons]
- [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/plutofact.html NASA/NSSDC: full de dades de Putó] Categoria:Planetes ja:冥王星 ko:명왕성 ms:Pluto simple:Pluto (planet) th:ดาวพลูโต

Alfa Centauri

Alfa Centauri (α Cen / α Centauri) és l'estrella més brillant de la constel·lació del Centaure i la quarta de tot el cel nocturn. Per a la majoria d'observadors de l'hemisferi nord es troba massa al sud per poder veure-la, però és una de les estrelles més destacades per als observadors de l'hemisferi sud, ja que marca una de les direccions de la Creu del Sud. És el sistema estelar més proper al nostre sistema solar, a una distància de només 4,2–4,4 anys llum, i en realitat es tracta d'un sistema triple, format per Alfa Centauri A, Alfa Centauri B i Proxima Centauri. El seu nom propi és Rigil Kentaurus, derivat de l'àrab Al Rijl al Kentaurus, que significa "el peu del centaure", però és més habitual nomenar-la amb la seva designació de Bayer.

Components del sistema

designació de Bayer Alfa Centauri és un sistema triple. Consisteix en dues estrelles principals, Alfa Centauri A i Alfa Centauri B (que formen un sistema binari) situades a una distància de 4,36 anys llum, i una nana roja anomenada Proxima Centauri situada a 4,22 anys llum. Alfa Centauri A és semblant al Sol, amb el mateix tipus espectral (G2 V), però una mica més brillant i més gran. Alfa Centauri B és més feble i de tipus espectral K1 V. Ambdues s'orbiten mútuament en una el·lipse d'excentricitat e = 0,52. Proxima Centauri per la seva banda, és una nana roja situada a unes 13.000 U.A. d'Alfa Centauri (0,21 a.ll.) i possiblement està en òrbita al voltant del sistema doble principal amb un període d'uns 500.000 anys. Vistes des de la Terra, Proxima està separada uns 2° del sistema principal, on A i B es veuen separades només per un angle de 40". Categoria:Estrelles ja:ケンタウルス座アルファ星

Estrela

Un estel és un aparell lleuger que es pot envolar amb l'ajuda del vent; vegeu estel (joguina). Estel també és un nom propi femení. En Astronomia un estel també pot ser un asteroide, un planeta, una estrella, un cometa o un astre.

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