:: wikimiki.org ::

Espectre

Espectre

En física un espectre és la descomposició d'una ona composta en ones simples de longitud d'ona característiques. En el cas de la llum l'espectre és un compost heterogeni de raigs de diferent longitud d'ona que es difracten en angles distints i provoquen una impressió visual diferent. L'any 1666 Newton va aconseguir la descomposició de la llum en els 7 colors. En 1814 Joseph von Fraunhofer va analitzar l'espectre solar i va descobrir les 754 ratlles fosques o linies de Fraunhofer i va ser el primer en mesurar la longitud d’ona específica de cada banda. El 1862 Angstrom va aconseguir l’anàlisi química de l´'espectre i va establir la unitat de longitud d'ona que porta el seu nom. El 1911 i 1913 els descobriments de Rutherford i Bohr van permetre explicar el fet de l'existència de diferents bandes de color en l’espectre solar: Els àtoms tenen nivells d'energia i produeixen un tipus de longitud d'ona específica. El nombre i el tipus d'àtoms d'un element corresponen a un color , és a dir, a una determinada banda de l’espectre. De fet l'espectre solar a més dels tipus d'àtoms que constitueixen la matèria solar, també indica el tipus d'ions, de radicals i d'àtoms que formen l'espai que es troba entre el Sol i la Terra. Categoria:Física

Ona

]] Una ona és una perturbació que es propaga. A més de la radiació electromagnètica, que es pot propagar en el buit, les ones es propaguen a través d'un medi a través del qual poden transferir energia sense que les partícules es vegin desplaçades de manera permanent. En canvi, cada punt oscil·la al voltant d'una posició fixa.

Exemples d'ones

- Ones marines: perturbacions que es propaguen per l'aigua (veure també tsunami).
- Ones sonores: una ona mecànica que es propaga per l'aire, un líquid o fins i tot un sòlid, d'una freqüència detectable per l'oïda.
- Ones sísmiques (causants dels terratrèmols) són similars (n'hi ha de tipus S, P i L).
- La llum, la ràdio, raigs-x, microones... formen la radiació electromagnètica.

Propietats Característiques

Totes les ones tenen un comportament comú sota cert nombre de situacions. Totes les ones poden experimentar: Reflexió - quan una ona canvia la direcció de propagació, degut a l'impacte amb un material reflexant.
- Refracció - canvi de direcció de les ones degut a que penetren a un nou medi.
- Difracció - l'expansió cap als costats de les ones, per exemple quan han passat per un forat petit.
- Interferència - la suma de dues ones que entren en contacte entre elles.
- Dispersió - la descomposició d'una ona (depenent de la freqüència).

Ones longitudinals i transversals

Ones transversals son aquelles en les quals el moviment de les partícules és perpendicular a la direcció de propagació de les ones; exemples són ones a una corda i ones electromagnètiques. Les ones longitudinals waves are those with vibrations along the wave's direction of travel; examples include sound waves.

Polarització

Les ones transversals poden ser polaritzades. Les ones no polaritzades poden oscil·lar en qualsevol direcció del pla perpendicularment a la direcció de propagació, mentre que les ones polaritzades oscil·len només en la direcció perpendicular a la línia de propagació.

Descripció física d'una ona

Les ones es poden descriure usant un nombre de variables estàndard que inclouen: freqüència, longitud d'ona, amplitud i període. L'amplitud d'una ona és la mesura de la magnitud de la màxima oscil·lació en el medi durant un cicle, i es mesura en les unitats depenent del tipus d'ona. La forma de la variació de l'amplitud s'anomena l'envolvent de l'ona. El periode (T) és el temps necessari per a completar una oscil·lació completa de l'ona. La freqüència (f) és quants períodes existeixen per unitat de temps (per exemple, per segon) es mesura en hertz. Quan les ones s'expressen matemàticament, també s'usa la la freqüència angular (ω, radians/segon); està relacionada amb la freqüència f per la relació: ω=(2·π)f (on pi és el nombre del mateix nom) L’equació d’ones En general, no totes les ones són sinuidals. Un exemple d’ona no-sinudal és un puls that que es propaga per una corda en el terra. En general, qualsevol funció de x, y, z, i t que és una solució no trivial a l'equació d'ones. L'equació d'ones és una equació diferencial que descriu el pas d'una ona harmònica per un medi. L'equació té diferents formes depenent de com es transmet l'ona, i en quin medi. Categoria:Física ja:波

Llum

El mot llum (raig de llum) es refereix a la porció de l'espectre electromagnètic visible per l'ull humà, però també pot incloure altres formes de radiació electromagnètica. Les 3 característiques bàsiques de la llum són brillantor (o amplitud), color (o freqüència), i polarització (o angle de vibració). Degut a la dualitat ona-partícula, la llum presenta propietats tant d'ones com de partícules. La llum visible és aquella porció de l'espectre radioelèctric entre longituds d'ona entre aproximadament 400 nm i 800 nm (a l'aire). La llum també es pot caracteritzar per la seva freqüència. La freqüència f i la longitud d'ona l segueixen la relació: v = lf On l és la longitud d'ona, f la freqüència, i v la velocitat de la llum. Si la llum viatja en el buit, llavors v = c, i així: c = lf Tota la llum es propaga a una velocitat finita. Fins i tot els observadors en moviment uniforme mesuren sempre el mateix valor de c, la velocitat de la llum en el buit, com c = 299,792,458 m/s; de tota manera, quan la llum passa a través d'un medi transparent com aire, aigua o vidre, la seva velocitat es redueix, i pateix refracció. L'estudi de la llum i la seva interacció amb la matèria s'anomena òptica. La observació i estudi de fenòmens òptics com els arcs de Sant Martí ofereix informació sobre la natura de la llum, a més de recreació. Les diferents longituds d'ona s'interpreten al cervell humà com colors, des del vermell a les longituds d'ona més grans (freqüències més baixes) fins al violeta (freqüències més altes). Les freqüències creixents es poden veure com taronja, groc, verd, blau, i, convencionalment, blau indi. La mesura de la llum, les següents quantitats, i unitats s'usen per a mesurar la llum.
- Brillantor (o temperatura)
- Il·luminació o lluminositat (unitat del SI : lux)
- Flux lluminós (unitat del SI : lumen)
- Intensitat lluminosa (unitat del SI : candela) Categoria:Òptica Categoria:Electromagnetisme ja:光 ko:빛 ms:Cahaya simple:Light th:แสง

1814

Esdeveniments:

- 25 de març – Veneçuela, els patriotes veneçolans triomfen a San Mateo.
- 28 de maig - Barcelona, es retiren les tropes franceses, que l'han ocupat a l'anomenada Guerra del Francès.

Naixements:

- 16 de desembre - Reus (el Baix Camp): Joan Prim, militar i polític català.

Necrològiques:

Pàgines que s'hi relacionen

- Calendari d'esdeveniments
- Taula anual del segle XIX ---- Un any abans / Un any després Categoria:Segle XIX ko:1814년 ms:1814 simple:1814 th:พ.ศ. 2357

1862

Esdeveniments:

- 5 de maig - Puebla de Zaragoza (Puebla, Mèxic): el general Zaragoza, enfront de l'excèrcit liberal mexicà, derrota a les tropes intervencionistes franceses que feien costat als conservadors (batalla de Puebla).

Naixements:

Necrològiques:

- 27 de setembre - Barcelona: Bonaventura Carles Aribau, escriptor català.

Pàgines que s'hi relacionen

- Calendari d'esdeveniments
- Taula anual del segle XIX ---- Un any abans / Un any després Categoria:Segle XIX ko:1862년 ms:1862 simple:1862 th:พ.ศ. 2405

1911

Esdeveniments:

:
- Països Catalans
- :
- Món
-

Naixements:

:
- Països Catalans
- :
- Món
-
- 3 de desembre, Milà - Nino Rota, compositor italià.

Necrològiques:

:
- Països Catalans
- :
- Món
-

Pàgines que s'hi relacionen

- Calendari d'esdeveniments
- Taula anual del segle XX Categoria:Segle XX ja:1911年 ko:1911년 ms:1911 simple:1911 th:พ.ศ. 2454

1913

Pàgines que s'hi relacionen:

- Calendari d'esdeveniments
- Taula anual del segle XX ---- Un any abans / Un any després Categoria:Segle XX ja:1913年 ko:1913년 ms:1913 simple:1913 th:พ.ศ. 2456

Rutherford

Ernest Rutherford (30 d'agost de 1871 - 19 d'octubre de 1937), és anomenat el pare de la física nuclear, per les seves investigacions en aquesta branca. Va ser guardonat amb el Premi Nobel de Química l'any 1908 El 1997 l'element químic Rutherfordi va ser anomenat així en honor seu. També existèixen cràters a la Lluna i a Mart amb el seu nom. Rutherford, Ernest Rutherford, Ernest Rutherford, Ernest ja:アーネスト・ラザフォード

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

Categoria:Física

La Física (del grec φύσις (fysis), "natura") és la Ciència que estudia la Natura. Categoria:Ciències Experimentals als:Kategorie:Physik ja:Category:物理学 ko:분류:물리학 ms:Kategori:Fizik th:Category:ฟิสิกส์

Lugworm

The Lugworm ia a large marine worm of the phylum Annelida much used as bait by anglers. Lugworms vary considerably in size a colour, but are generally brown, or very dark, almost black. In length, they can measure up to a foot or so. They are found in sand and gravel in the intertidal zones of beaches, and reveal their presence by a depressed breathing hole close to a "cast" of excreted sand.

spalacze t�uszczu WAKACJE katpar Reklama Parkiet

:: RELATED NEWS ::

Perzija
Pêrzija je država, ki so jo stari Perzijci osnovali pod kraljem Ahaimnesom (okoli 700 do 675 pr. n. št.) iz vladarske rodbine Ahemenidov. Njihovo priseljevanje iz evrazijskih step v Perzijo ali

Otočje Kerguelen
Otočje Kerguelen leži v južnem Indijskem oceanu na položaju 49° 20' južne zemljepisne širine in 70° 20' vzhodne zemljepisne dolžine. Glavni otok Kerguelen s povr

US Army Special Forces

Uradno ime

Specialne sile Kopenske vojske Združenih držav

Druga imena

Zelene baretke

Veja oboroženih sil

Kopens

1. konjeniška divizija (ZDA)
: Za druge 1. divizije glej 1. divizija.

Uradno ime

1. konjeniška divizija

Druga imena

Prva ekipa
Odejna divizija

Veja slovenski urednik;
- 3. julij 1957. Anton Grošelj je bil 1990 med udeleženci ustanovnega zbora SDZ Grosuplje. Pri delu stranke je sodeloval predvsem kot odgovorni urednik glasila Demokrat, za katerega je prispeval tudi n

Rolkarski film
Rolkarski filmi so filmi z rolkarsko vsebino. Dolgi so od 15 do 60 minut, povprečno 30. So najpomembnejši način promocije poklicnih rolkarjev in podjetij, ki jih sponzorirajo. V rolkarskih filmih rolkarji prikažejo svoje trike in slog življenja. Rolkarski filmi so sestavljeni iz delov rolkarjev, ki so po navadi dolgi okoli 3-5 minut (dolžino ene pesmi). Drugače so sestavljeni turnejski in dokumentarski f