:: wikimiki.org ::

Estrella (astronomia)

Estrella (astronomia)

Una estrella o estrela és una esfera de plasma en un equilibri semblant al equilibri hidrostàtic, que genera energia mitjançant un procés de fusió nuclear.Les estrelles (excepte el sol) apareixen com a punts brillants en el cel nocturn, i fan pampallugues per efecte de l'atmosfera terrestre. Les estrelles emeten llum de tots els colors, la barreja dels quals fa que el veiem blanc. Tanmateix,en moltes estrelles es poden apreciar certes tonalitats cromàtiques, sobre tot les vermelles, com és el cas de Betelgeuse o bé d’Antares. El Sol és clarament groguenc. Això és degut a que la nostra estrella emet més llum groga no pas d’altres colors.

Temperatura d'un estel

Els astrònoms calculen la temperatura de les estrelles segons el color que tenen. Les blaves són més calentes que les grogues, i les grogues són més calentes que les vermelles. Després de molts estudis, entre els que cal destacar els de la nord-americana Annie J. Cannon de l’observatori de Harvard a Boston, s’ha establert la següent classificació de les estrelles segons el seu espectre:
- Color blau, com I Cephei
- Color blanc-blau, com Spica
- Color blanc, com Vega
- Color blanc-groc, com Proció
- Color groc, com la nostra estrella, el Sol
- Color taronja, com Arcturus
- Color vermell, com Betelgeuse
La temperatura de superfície d'una estrella, és a dir, la de la superfície que emet la llum que nosaltres veiem, és molt menor (ex: 8.000 graus Kelvin en el Sol) que la del nucli del estel, on pot arribar a varies desenes de milions de graus. Pel que fa a la mida, una estrella, pot arribar a ser tan petita com la Terra. Aleshores s’anomena nana blanca. Quan es fa encara més petita ja no s’anomena estrella, llavors és un púlsar, que és la resta d’una estrella. Perquè ens hem poguem fer una idea, el Sol és una estrella mitjana.

Vida d'un estel

Les estrelles, però, no són eternes, també tenen la seva vida i la seva extinció. L'evolució d'una estrella sol ser la següent, #Es forma l'estel a partir d'un núvol de gas i pols. #Es fa gegant. Es produeixen reaccions nuclears. Masses de gas i pols es condensen al seu entorn (protoplanetes). #En la seva seqüència principal tenim l'estel amb planetes. L'estel segueix estable mentre es consumeix la seva matèria. #L'estel comença a dilatar-se i refredar-se. #Creix, engolint els planetes, fins convertir-se en un Gegant Roig. #Es torna inestable i comença a dilatar-se i encongir-se alternativament fins que explota. #Es transforma en una Nova. Llença materials cap a l'exterior. #El que resta, es contreu considerablement. #Esdevé una Nana. Es fa molt petita i densa i brilla amb llum blanca o blava, fins que s'apaga. categoria:Estrelles categoria:Astronomia ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

Energia

]] En Física, l'energia és una quantitat escalar continguda en qualsevol sistema físic. L'energia d'un sistema físic també és la seva capacitat per realitzar un treball. En el sistema internacional, es mesura en Joules. Se sol representar amb la lletra E. =Concepte= E L'energia, en general, és una quantitat abstracta que no es pot visualitzar fàcilment. En Física, existeixen moltes equacions que permeten calcular quanta energia i de quin tipus conté un sistema determinat. Un dels principis de la Física clàssica és el de la conservació de l'energia: lenergia no es crea ni es destrueix, només es transforma. Per exemple, un cos que es deixa anar des d'una certa alçada transforma la seva energia potencial en cinètica, però la seva energia total roman constant durant la caiguda. Avui dia, gràcies a la Teoria de la relativitat, sabem que l'energia es pot transformar en massa, i a l'inrevés, d'acord a la famosa equació d'Einstein: $E=mc^2$ . Així, el principi de conservació s'aplica conjuntament a la massa i a l'energia. L'energia d'un sistema determina la quantitat de treball físic que pot fer. En el cas més senzill, l'aplicació d'una força a través d'una distància uni-dimensional, l'energia necessària és $E=\int f(x)\, dx$ , essent f(x) la quantitat de força que cal aplicar en cada punt. En la pràctica, normalment no es pot utilitzar fàcilment tota l'energia emmagatzemada en un sistema per produir treball. En l'exemple del cos en caiguda lliure, l'energia potencial es transforma fàcilment en energia cinètica, però l'energia interna del cos (energia química i atòmica) no es transforma. La calor es relaciona amb l'energia cinètica interna d'un cos, però no és estrictament una forma d'energia, sinó un treball, ja que es relaciona amb el moviment translacional aleatori dels àtoms o molècules que formen un cos. =Tipus d'energia=
- Energia cinètica: És la que posseeix un cos per raó del seu moviment.
- Energia potencial:És la capacitat d'un cos per realitzar treball en raó de la seva posició en un camp de forces
- Energia química: L'energia química és un tipus d'energia potencial, que es pot alliberar mitjançant el trencament o formació d'enllaços químics.
- Energia d'ionització: La mínima necessària per ionitzar un àtom o molècula.
- Energia elèctrica: És un tipus d'energia potencial relacionat amb la posició d'una càrrega elèctrica en un camp elèctric.
- Massa: D'acord amb la Teoria de la Relativitat, la massa i l'energia es poden intercanviar. Se sol anomenar energia atòmica o nuclear l'obtinguda per la fusió o fissió dels nuclis atòmics
- Energia electromagnètica o radiant: És l'existent en un mitjà físic, causada per ones electromagnètiques, mitjançant les quals es propaga directament sense desplaçament de la matèria. Categoria:Física Categoria:Magnitud física Categoria:Energia Categoria:Física clàssica ja:エネルギー ko:에너지 ms:Tenaga simple:Energy th:พลังงาน

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

Terra

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

Composició i estructura

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

La hidrosfera

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

L'atmosfera

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

La Terra en el Sistema solar

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

La Lluna

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

La biosfera

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

Pàgines relacionades

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

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

Antares

Antares (α Sco / α Scorpii / alfa Scorpii) és l'estrella més brillant de la constel·lació de l'Escorpí i una de les més brillants del cel. Juntament amb Aldebaran, Spica i Regulus és una de les quatre estrelles més brillants situades a la vora de l'eclíptica. Es tracta d'una gegant de classe amb un radi aproximat igual a la distància entre el Sol i Mart i està situada a uns 520 anys llum del Sistema Solar. Antares té una companya blava de classe B (Antares B) situada a unes 550 U.A. (equivalent a uns 2,7″ des de la Terra) i que l'orbita amb un període de 878 anys. Tot i ser de 5a magnitud, és difícil d'observar a causa de la resplandor d'Antares A, però es pot veure a ull nu durant ocultacions lunars. De fet, es va descobrir durant una d'aquestes ocultacions el 13 d'abril de 1819. El nom d'Antares deriva del grec ανταρης "enfrontat a Ares" (és a dir, enfrontat a Mart), a causa de la semblant coloració rogenca d'Antares i del planeta Mart. Aquesta coloracio n'ha fet un objecte d'inetrès per a moltes societats al larg de la història; molts dels antics temples egipcis estan orientats de manera que la llum d'Antares tingui un paper en les cerimònies que s'hi celebraven. Antares també rep a vegades el nom de Cor Scorpii (literalment "el cor de l'escorpí"). Categoria:Estrelles ja:アンタレス

Vega

Vega (Alfa de Lira) és el primer estel de la constel·lació de Lira, culminant al zènit a les latituds mitjanes de l'hemisferi nord, durant l'estiu. És un estel proper a només 25 anys llum de distància i, juntament amb Arcturus i Sírius, un dels estels més brillants en la proximitat del Sol. Vega és un vèrtex del Triangle Estival. La seva classificació espectral és A0V (Sírius, una A1V, és lleugerament menys potent) i està dins de la seqüència principal, mentre té lloc la fusió d'hidrogen en heli en el seu nucli. Donat que estels més potents usen el seu combustible de fusió més ràpidament que els petits, la vida de Vega és només de 1.000 milions d'anys, una desena part que la del Sol. Vega també és tres vegades més massiva que el Sol i crema amb una potència cinquanta vegades superior. Vega té un disc de pols i gas al voltant, descobert pel satèl·lit IRAS a mitjan anys 1980. Això significa que hi ha planetes o planetes en formació. El disc protoplanetari és, com es pot endevinar pel seu nom, un precursor de la formació de planetes però pot persistir molt després de la formació dels planetes si no hi ha planetes gasosos gegants com Júpiter. Cap a l'any 14.000, Vega serà l'estrella que indicarà el Nord, en lloc de l'estrella polar (Polaris), a causa de la precessió dels equinoccis. Els astrònoms professionals han usat Vega per a la calibració d'escales fotomètriques de brillantor absoluta. Quan la magnitud de l'escala es va fixar, va resultar que Vega estava a prop de la magnitud zero. Així, es va decidir que la magnitud aparent de Vega seria, per definició, zero a totes les longituds d'ona. Actualment ja no es segueix aquest patró i Vega ja no està calibrada com a punt de magnitud zero. Vega té un espectre electromagnètic relativament pla a la regió visual (longituds d'ona de 350-850 nanòmetres, que l'ull humà pot observar). El flux de Vega decau ràpidament a l'infrarroig. Categoria:Estrelles ja:ベガ

Sol

Característiques

Naixement i mort del Sol

Estructura del Sol

Nucli solar

Zona radiant

Zona convectiva

Fotoesfera

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

Vent solar

Energia solar

Precaucions necessàries per a observar el Sol

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

Simbolisme

Pàgines que s'hi relacionen

Arcturus

Arcturus, l'alfa de la constel·lació Bootes, és la quarta estrella més brillant del cel amb magnitud -0.05. La seva classe espectral és K1.5 IIIpe gegant vermella; les lletres "p" i "e" volen dir "peculiar" i "emissió", que indica que l'espectre de la radiació emesa és inusual i ple de línies d'emissió. Això no és tan inusual en el cas de gegants vermelles, però Arcturus és un cas particularment acusat d'aquest fenomen. És 110 cops més lluminosa que el Sol, però això és subestimar la seva potència ja que la majoria de la "llum" emesa està a l'infrarroig; la potència total emesa és aproximadament 180 vegades la del Sol. Segons el satèl·lit Hipparcos, Arcturus està a 36,7 anys llum (11.3 pàrsecs) de la Terra, relativament a prop. Les observacions precises fetes per aquest observatori orbitant han afegit dues dades al nostre coneixement. En primer lloc, és lleugerament variable, aproximadament 0,04 magnituds cada 8,3 dies. Es creu que la superfície oscil·la lleugerament, una característica comuna d'estels gegants vermells. En el cas d'Arcturus, això va ser un descobriment interessant ja que és sabut que quant més vermell (més a prop de la classe espectral M o fins i tot a dins) és un gegant, més variable serà. Casos extrems com Mira pateixen oscil·lacions de centenarss de dies; Arcturus no és molt vermella i és un cas límit entre variabilitat i estabilitat amb el seu període curt i rang petit. LHipparcos també va indicar que Arcturus podria ser un estel binari, amb una companya vint vegades més feble que la primària i orbitant molt a prop. Nogensmenys, els estudis més recents semblen indicar que només és un sòl estel. El nom de l'estel deriva del Grec Antic Arktouros que vol dir "Guardià de l'Ós". És una referència al fet que és l'estel més brillant de la constel·lació de Bootes, el Caçador, que està a prop de les Osses Major i Menor, Ursa Major i Ursa Minor. Una manera senzilla de trobar Arcturus és seguir l'arc del mànec de l'Ossa Major. Prolongant la línia, també es pot trobar Spica (α Virginis). Categoria:Estrelles ja:アルクトゥルス

Betelgeuse

Betelgeuse, anomenada també alfa d'Orió, és una gran estrella vermella a la constel·lació d'Orió. És la dotzena estrella més brillant del cel, una supergegant vermella, i és un dels vèrtexs del triangle hivernal. Marca l'espatlla dreta del gegant mitològic Orió (el caçador), encara que nosaltres la veiem a l'esquerra i a la part superior de la constel·lació, dominant el cel hivernal. La seva proximitat (427 anys-llum), combinada amb la seva gradària, fan que sigui una de les poques estrelles de les quals es pot obtenir una imatge del seu disc (vegeu la imatge a la part inferior). El nom és una corrupció de l'àrab يد الجوزا, yad al-jawzā, o "la ma de qui està al centre", que durant l'Edat Mitjana i el Renaixement, en les traduccions al llatí, es convertí en Betelgeuse.

Principal característiques

Betelgeuse és de gran interés astronòmic. Va ser una de les primeres estrelles de les quals es va poder mesurar el seu diàmetre per mètodes interferomètrics i es va trobar que el diàmetre era variable, entre 290.000.000 km i 480.000.000 km. En el màxim diàmetre, l'estrella s'extendria més enllà de l'òrbita de Mart si ocupés el lloc del Sol. Betelgeuse, a més, és una variable semirregular, de tipus SRc Els astrònoms prediuen que Belegeuse patirà una supernova de tipus II. Les opinions sobre quan tindrà lloc aquest fet són variables. Alguns consideren que la variabilitat de l'estel està provocada pel fet de que l'estel està a la fase de cremar carbó, i que per tant la supernova tindrà lloc en els propers mil anys aproximadament. Altres creuen que encara li queda molta vida, però existeix consens en considerar que una supernova serà un esdeveniment astronomic espectacular, però no serà cap amenaça pel Sistema Solar, donada la immensa distància que ens separa. Durant la supernova Betelgeuse brillaria 10.000 vegades més, amb una llum comparable a la de la Lluna creixent (alguns prediuen una magnitud aparent igual a la de la Lluna plena), que duraria alguns mesos. Es veuria com un punt brillant, amb la lluminositat de la Lluna i el color d'una bombeta d'incandescència, visible de dia. Sistema Solar Sistema Solar] Categoria:Estrelles ja:ベテルギウス