:: wikimiki.org ::

Forat Negre

Forat negre

En astronomia, un forat negre és un astre o objecte celeste la densitat del qual és tal, que la força de gravetat que exerceix no deixa escapar ni tan sols la llum. D'ací el nom. Existeixen almenys tres classes de forats negres (per origen). Una classe són els primordials, creats d'hora en la història de l'Univers. Les seves masses poden ser variades, i cap ha estat observat. També existeixen forats negres supermassius, amb masses de diversos milions de masses solars. Aquests es formen en el mateix procés que dóna origen a les components esfèriques de les galàxies. Finalment, una altra classe són els forats negres de massa solar. Un d'aquests es forma quan una estel de massa 2.5 major que la del Sol es converteix en supernova i explota. El seu nucli es concentra en un volum molt petit que cada vegada es va reduint més. La densitat és tan gran que la força gravitatòria crea un horitzó d'esdeveniments del qual res pot escapar, ni tan sols la llum. Per aquest motiu se'ls anomenen "negres". La matèria que cau a un forat negre usualment forma un disc d'acreció. L'ergoesfera és la part que queda per fora de l'horitzó d'esdeveniments, de la qual, en teoria, encara es pot escapar. L'horitzó d'esdeveniments és la superfície]] que marca el límit des del qual ja no es pot escapar. Una singularitat és un punt infinitament petit de densitat i gravetat infinites que arriba a un volum nul i a un radi zero. Aquests infinits i zeros el que realment demostren és que la relativitat general no és adequada per descriure'ls, i que probablement es necessita una teoria quàntica de la gravetat. Si el forat negre és adimensional es tracta d'un forat negre de Swarzschild i si és unidimensional d'un forat negre d'Einstein. Una evolució d'aquests darrers són els forats de cuc, que, en teoria, poden ser portes en l'espai-temps que podrien comunicar dos punts llunyans de l'Univers o del temps. Es creu que en el centre de la majoria de les galàxies (entre elles la Via Làctia) hi ha forats negres supermassius, encara que la majoria són actualment inactius. Malgrat la impossibilitat física d'escapament d'un forat negre, aquests acabaran evaporant-se per l'existència de l'anomenada radiació de Hawking. Cal dir que fins ara no hi ha proves directes de l'existència dels forats negres, però és compatible amb les teories actuals de la física, i l'astrofísica, encara que hi alguns físics que no estan d'acord amb la seva existència. Categoria:Forats negres Categoria:Relativitat ja:ブラックホール ko:블랙홀 ms:Lubang gelap simple:Black hole th:หลุมดำ

Astre

Un astre és un cos celeste, cos que pot individualitzar-se dels altres en l'Univers. Principals tipus d'astres:
- Satèl·lit
- Planeta
- Asteroide o planetoide
- Estel o estrella
- Estel o estrella de neutrons
- Forat negre Pàgines que s'hi relacionen:
- El sistema solar
- Les galàxies
- Astronomia Categoria:Astronomia

Densitat

Vegi's també densitat de població ---- La densitat, de símbol ρ (lletra rho de l'alfabet grec), i a vegades abreviada com a d, és la relació que existeix entre la massa i el volum d'un cos. La densitat és directament proporcional al valor de la massa i inversament proporcional al volum del cos. Fórmula general: :ρ = m / V Les unitats de mesura en el Sistema Internacional és el quilogram per metre cúbic (kg/m³). Però per motius històrics i pràctics, normalment es mesura en grams per centímetre cúbic (g/cm³). Densitat de l'aigua a 3.98 °C = 1000 kg/m³ = 1 g/cm³

Densitat d'algunes substàncies

Substància	Densitat en g/cm³
Iridi	22.65
Osmi	22.61
Platí	21.45
Or	19.30
Urani	19.05
Mercuri	13.58
Pal·ladi	12.023
Plom	11.34
Plata	10.49
Coure	8.92
Ferro	7.87
Estany	7.31
Diamant	3.50
Alumini	2.70
Magnesi	1.74
Aigua de mar	1.025
Aigua	1.000
Alcohol etílic	0.790
Gasolina	0.730
Aerogel	0.003
Aire	0.0012

Densitat d'un punt P d'un medi continu

La densitat en un medi continu és una magnitud, escalar, no fonamental, definida en cada punt material. Sigui P un punt material d'un medi continu. Sigui una successió de volums materials, de volum Vi (decreixents) i de massa mi, tals que tots continguin el punt P en el seu interior. Anomenem densitat del punt P al límit de la succesió dels quocients

mi/Vi

quan Vi tendeix a 0 (recordeu que en un medi continu no s'hi contemplem les mol·lècules subatòmiques ni res).

=\lim

Categoria:Magnitud física Category:Propietats químiques ja:密度

Força

Una força o F és una acció que realitza una perturbació en la quantitat de moviment o direcció d'un mòbil. El concepte de força és descrit per la segona llei de Newton. F = m
- a La unitat del SI per a la força és el Newton (N), que equival a kg·m·s⁻² Segons la tercera llei de Newton, a cada força li correspon una d'idèntica magnitud i sentit oposat. Aquesta llei es coneguda com llei d'acció-reacció.

Tipus de forces

Els físics consideren que hi ha només quatre tipus de forces fonamentals o interaccions fonamentals a la natura, amb les quals es poden explicar tots els fenòmens observats: la força nuclear forta, la força electromagnètica, la força nuclear dèbil i la gravetat. Els altres tipus de forces considerades tradicionalment en física o enginyeria són expressions macroscòpiques de les quatre forces fonamentals. Alguns exemples són la força de fricció o de fregament, la força d'arrossegament o la forces recuperadores que es posen de manifest en molles o pèndols. La pressió és una magnitud física que indica la força aplicada per unitat de superfície.

Forces conservatives i no conservatives

Una força conservativa és aquella força el treball de la qual no depèn del recorregut realitzat, sinó que depèn exclusivament de la posició inicial i final del cos. Són forces conservatives la força gravitatòria, la força elàstica, la força elèctrica...

Forces elementals

- Força nuclear feble, també anomenada senzillament força feble o interacció dèbil
- Força electromagnètica
- Força nuclear forta, també anomenada senzillament força forta o interacció forta
- Força gravitatòria Això és un esborrany, ajudeu-nos a fer-lo créixer fins que es converteixi en un article. categoria:Física categoria:Física clàssica simple:Force (physics)

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

Univers

L'Univers és la totalitat del continu espai-temps en què vivim, juntament amb tota la matèria i energia continguda en ell. A gran escala, es l'objecte d'estudi de la cosmologia, que es basa en la física i l'astronomia, tot i que alguns dels temes d'estudi voregen la metafísica. Avui en dia, els experts no estan d'acord sobre si és possible (en principi) d'arribar a observar la totalitat de l'Univers. Els termes univers conegut, observable o visible, s'utilitzen per referir-se a la part de l'Univers que podem observar. El terme cosmos és l'univers, especialment quan se li considera com un sistema ordenat i harmoniós. De vegades, el terme cosmos es fa servir només per a l'univers observat, mentre que el terme univers es refereix a tot l'existent s'haja descobert o no. En aquest sentit, 'Cosmos' és l'"univers conegut".)

Contingut

La major part de l'univers està format per l'anomenat espai interestelar.Dins d'aquest espai existeixen cúmuls de galàxies, que són grups de galàxies més o menys properes. La nostra galàxia, la Via Làctia, pertany a un d'aquests cúmuls, anomenat grup local, format per unes trenta galàxies, entre les quals hi ha també la Galàxia d'Andròmeda. Al seu temps una galàxia pot contenir de milers a milions de Sistemes solars, a més de Nebuloses, forats negres i tota mena d'astres.

Origen

La majoria de científics estan d'acord que l'univers va començar desprès d'una gran explosió ( el Big Bang), fa 13.7 × 10⁹ anys (amb una precisió de cap a 200 milions d'anys).

Mida

La mida de l'univers és una qüestió oberta. De fet encara no hi ha acord sobre si es finit o infinit. De totes maneres, sí que es pot estimar la mida de l'univers observable, que es finit i consisteix en tot allò que ens podria haver afectat des del Big Bang, tenint en compte la velocitat de la llum. Es calcula que l'univers observable podria ocupar un volum de 5·10³² anys llum cúbics, amb 7·10²² estrelles, organitzades en unes 1010 galàxies. Observacions recents amb el telescopi espacial Hubble indiquen que aquest nombre podria ser superior. Normalment, les referències a l'univers, tant per afeccionats com professionals, solen fer referència per defecte a aquest univers observable o visible. De fet, en contradicció aparent amb les teories de Copèrnic, nosaltres estem situats al centre de l'univers observable. Això és així perquè l'univers visible es precisament tot allò que es troba a una certa distancia de nosaltres, i que pot haver interactuat amb nosaltres durant la història de l'univers.

Forma

Tampoc no se sap amb seguretat la forma de l'univers, però molts científics creuen que l'univers es gairebé pla, finit, però sense límits. És un concepte semblant al de la superfície de la Terra, però en tres dimensions.

Destí

Pel que fa al destí final de l'univers, es consideren dues possibilitats: que es torni a contraure per efecte de la gravetat i acabi implosionant en un punt (el Big Crunch), o que continui expandint-se per sempre, fins arribar a un estat d'entropia màxima. Actualment, té mes pes la segona opció.

Multiplicitat d'universos

Des d'un punt de vista metafísic, hi ha qui ha proposat que el nostre univers només és un d'una col·lecció d'universos independents o paral·lels, que tots plegats formarien un multivers. Com que no hi ha possibilitat científica de comprovar aquesta teoria, el principi de la navalla d'Occam aconsella mantenir la idea d'un sol univers. De fet, la idea dels universos paral·lels es popular sobretot en Ciència-Ficció. Categoria:Cosmologia ja:宇宙 ko:우주 ms:Alam Semesta simple:Universe

Massa solar

La massa solar és una unitat de massa que equival a la massa del Sol, i que val 1,989·10³⁰ Kg. La massa solar és 333.000 vegades la massa de la Terra. categoria:Astrometria categoria:Unitats de massa ja:太陽質量

Galàxia

Una galàxia és un agregat d'uns quants milers de milions d'estrelles i de núvols de gas i pols. Tot indica que al centre de les galàxies hi ha un forat negre supermassiu; tanmateix, és dificilíssim que es pugui detectar a causa de la gran densitat d'estels que hi ha a la part central d'una galàxia. El sistema solar, i per tant també el nostre planeta es troba dins d'una galàxia, la Via Làctia. L'aspecte lletós de la part central de la nostra galàxia observada a ull nu des de la Terra va originar el nom de Via Làctia, és a dir camí de llet. El mot galàxia ve de la paraula grega gàlactos, que també significa llet. Els diferents materials que constitueixen una galàxia (estels i núvols de gas i pols) estan animats d'un moviment de rotació entorn d'un eix amb una velocitat angular que és més elevada com més a prop del centre es troben. En determinades zones de les galàxies d'elevada concentració de pols i gas es produeix el naixement de nous estels. La densitat d'estels (és a dir, la quantitat que hi ha per unitat de volum) també depèn de la distàcia al centre galàctic: és més elevada com més a prop del centre. Tenen un volum de 10 a 100 Kilopàrsec de radi, mentre la seva massa va de 10⁸, i 10¹² masses solars. L'espai que hi ha entre els diferents estels d'una galàxia s'anomena espai interestel·lar i pot ser gairebé buit de matèria o bé ocupat pels gasos o la pols d'una nebulosa. L'espai que hi ha entre les diferents galàxies s'anomena espai intergalàctic i és pràcticament buit de qualsevol mena de matèria. Segons la teoria del Big Bang, l'Univers s'expandeix: les galàxies s'allunyen les unes de les altres, com un pastís que s'infla en posar-lo al forn. A l'Univers hi ha milers de milions de galàxies (una dècima de bilió, en la part observable amb els actuals telescopis, amb els quals actuals podem detactar galàxies situades fins a una distància de deu mil milions d'anys-llum). anys-llum Les galàxies no es troben distribuïdes uniformement per l'espai sinó que formen agrupacions més o menys nombroses anomenades cúmuls de galàxies. La nostra galàxia, la Via Làctia, pertany a un d'aquests cúmuls, anomenat grup local, format per unes trenta galàxies, entre les quals hi ha també la Galàxia d'Andròmeda. Val a dir que els cúmuls de galàxies es concentren alhora en grans conglomerats anomenats supercúmuls. El nostre grup local és a la part externa d'un supercúmul que comprèn gairebé cinc mil galàxies. Edwin Hubble (encara que Hubble sempre s'estimà més parlar de “nebuloses”, mentre que “galàxies” el mot usat per Shapley s'acabà imposant) va ser el primer astrònom que va plantejar l'existència de les galàxies, a les quals va anomenar Universos illa, en adonar-se que algunes nebuloses no eren tals, sinó formacions estelars molt allunyades. Fins aleshores l'única part coneguda de l'Univers era la Via Làctia. També en va proposar la primera classificació, l'any 1926. Actualment (tot i que hi ha classificacions més complexes) es distingeixen quatre tipus de galàxies: #Galàxia el·líptica #Galàxia espiral #Galàxia espiral barrada #Galàxia irregular La nostra galàxia, la Via Làctia, és del tipus espiral.

Enllaç extern

- [http://www.astrored.org Astrored] Categoria:Galàxies ja:銀河 ko:은하 ms:Galaksi simple:Galaxy th:กาแล็กซี

Estel

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.

Massa

La massa és una propietat dels objectes físics que mesura la quantitat de matèria en un objecte. És un concepte fonamental de la mecànica i tots els temes relacionats. En el Sistema Internacional, la massa es mesura en quilograms. Estrictament parlant, la massa es refereix dos conceptes:
- La massa inercial és una mesura de la inèrcia d'un objecte, que és la seva resistència a canviar el seu estat de moviment quan se li aplica una força. Un objecte amb poca massa inercial canvia el seu moviment fàcilment, mentre que un objecte amb gran massa no.
- La massa gravitacional és una mesura de la força d'interacció d'un objecte amb la força gravitatòria. En un mateix camp gravitacional, un objecte amb menor massa gravitatòria experimenta una força menor que un objecte de major massa gravitatòria (aquesta quantitat es confon de vegades amb el pes) Hom ha demostrat experimentalment, amb la màxima precisió amb què es pot mesurar, que la massa inercial i la gravitatòria d'un objecte són iguals, encara que conceptualment es consideren diferents. A continuació, es discuteixen les definicions i implicacions de cadascuna d'aquestes dues magnituds.

Massa inercial

La massa inercial es determina usant la segona i tercera lleis del moviment de Newton. Donat un objecte amb una massa inercial coneguda, podem obtenir la massa inercial de qualsevol altre objecte si aconseguim que tots dos objectes exerceixin una força entre si. Segons la tercera llei de Newton, les forces experimentades per cada objecte tindran la mateixa magnitud. Així podem estudiar com una força actua sobre dos objectes diferents. Suposem que tenim dos objectes, A i B, amb masses inercials m_A (coneguda) i m_B (que volem determinar.) Si suposem les masses constants i aïllem el sistema format pels dos objectes de la resta de l'univers, de manera que les úniques força existents siguin les de A sobre B, que denotarem F_AB, i la força de B sobre A, que denotarem F_BA. Segons la segona llei de Newton, F_AB = m_A·a_A F_BA = m_B·a_B on a_A i a_B són les acceleracions que experimenten A i B, respectivament. Per a continuar, cal assegurar que les acceleracions no siguin zero, és a dir que les forces entre els objectes no siguin nul·les. Això es pot aconseguir, per exemple, fent col·lisionar els dos objectes i fent mesures durant la col·lisió. La tercera llei de Newton estableix que les dues forces són iguals i oposades, és a dir, F_AB = - F_BA. Així, la massa de B (m_B) és igual a: m_B=-m_A (a_A/a_B) Així, mesurant a_A i a_B podem determinar m_B en termes de m_A. S'ha suposat que les massa A i B són constants. Aquesta és una suposició fonamental, la conservació de la massa, i es basa en el fet que suposadament la massa no es pot ni crear ni destruir. En realitat la massa es pot transformar en energia: això és una implicació de la teoria de la relativitat especial. De vegades és útil tractar la massa d'un objecte variant en el temps: per exemple, la massa d'un coet decreix en anar-se cremant el combustible.

Massa gravitacional

Considerem dos objectes A i B amb masses gravitacionals M_A i M_B, separades una distància |r_AB|. La llei de gravitació de Newton estableix que la força d'atracció totes dues serà de magnitud: | F |= G (M_A·M_B) /(|r_AB|·|r_AB|) on G és la constant de gravitació universal. La fórmula anterior es pot reformular de la següent manera: donada l'acceleració g d'una massa de referència (massa = 1) en un camp graviatori (com el de la Terra), la força gravitacional sobre un objecte de massa M té de magnitud: | F | = Mg.

Equivalència de la massa inercial i massa gravitacional

Els experiments han demostrat que les massa inercials i gravitacionals coincideixen, amb un altíssim nivell de precisió. Aquests experiments són essencialment el conegut fenomen, observat per primer cop per Galileu, que un objecte cau amb una acceleració que no depèn de la seva massa (suposant que no existeixi fricció). Suposem que tenim un objecte amb masses inercials i gravitacionals m i M, respectivament. Si la [gravetat és l'única força que hi actua, la combinació de la segona llei de Newton i l'acceleració de la gravetat dóna: a = (m/M)g Llavors, tots els objectes en el mateix camp gravitatori cauen a la mateixa velocitat si i només si la relació entre les massa inercials i gravitacionals és sempre igual a una constant fixa. Podem prendre aquesta constant igual a 1, per definició.

Quant de Massa

Segons Planck la massa té un valor mínim (m_p):

m_p = \sqrt

on m_p és la massa de Planck,

\hbar

és la constant de Plack dividida per 2π, c es la velocitat de la llum en el buit, (en termes de les unitats del SI) G = (6,674215 ± 0,000092) · 10 ^-11 N·m²/kg². aquest quant de massa té un valor de 2,177 · 10 ^-8 kg Vegeu: Unitats de Planck

Enllaç extern

- [http://www.alcyone.com/max/writing/essays/planck-units.html Plana sobre les unitats de Planck] Categoria:Mecànica Categoria:Magnitud física ja:質量 ko:질량 simple:Mass

Supernova

, l'Observarori de raigs-X Chandra i el Telescopi espacial Spitzer.]] Una supernova és una explosió estel·lar que correspon a l'última etapa de l'evolució de determinats estels (estels binaris, i estels massius). Durant aquesta etapa la lluminositat de l'estel pot augmentar en un factor de 10⁸. Cal no confondre aquest fenomen amb el molt menys energètic que es coneix com nova. Les supernoves donen lloc a emissions de radiació electromagnètica intensíssimes que poden durar des de diverses setmanes a diversos mesos. Es caracteritzen per un ràpid augment d'intensitat fins a assolir un pic, per a després decréixer en brillantor de forma més o menys suau fins a desaparèixer completament. Fonamentalment s'originen a partir d'estrelles massives que ja no poden fusionar més el seu nucli, esgotat i incapaç de sostenir-se per la pressió de degeneració dels electrons el que les porta a contreure's sobtadament i generar, en el procés, una gran emissió d'energia. També existeix un altre procés més violent capaç de generar emissions molt més intenes; es produeix quan una nana blanca companya d'una altra estrella, encara activa, agrega suficient massa procedent de la segona com per superar el límit de Chandrasekhar i procedir a la fusió instantània de tot el seu nucli, fet que genera una explosió termonuclear que expulsa gairebé tot el material que la formava. Les supernoves poden alliberar de l'ordre de 10⁴⁴ joules d'energia. Això ha resultat en l'adopció del foe (10⁴⁴ J) com a unitat estàndard d'energia per a l'estudi de supernoves. Les supernoves provoquen l'expulsió de les capes superficials de l'estrella en forma d'enormes ones de xoc, omplint l'espai que les envolta amb elements pesats. Les restes eventualment componen núvols de pols i gas. Quan el front d'ona de l'explosió arriba a altres núvols de gas i pols propers les comprimeix i pot desencadenar la formació de noves nebuloses solars que formin, posteriorment, nous sistemes estel·lars, potser amb planetes, ja que estan enriquides amb els elements procedents de l'explosió. = Tipus de supernoves = Actualment les supernoves es classifiquen d'acord a les línies d'absorció de diferents elements químics que apareixen en els seus espectres. La primera clau per a la divisió és la presència o absència d'hidrogen. Si l'espectre d'una supernova no conté una línia d'hidrogen és classificada com tipus I, altrament es classifica com a tipus II. Dins d'aquests dos grups principals hi ha també subdivisions d'acord a la presència d'altres línies en la corba de llum. Esquemàticament la classificació és la següent:
- Tipus I: Sense línies de Balmer de l'hidrogen :
- Tipus Ia: línia Si II a 615,0 nm :
- Tipus Ib: línia He I a 587,6 nm :
- Tipus Ic: sense línies de l'heli
- Tipus II Amb línies de Balmer de l'hidrogen :
- Tipus II-P: corba amb plateau (meseta) :
- Tipus II-L: corba amb decreixement lineal

Tipus Ia

Tipus Ib i Ic

Tipus II

=Supernoves històriques= A continuació es mostra una llista de les supernoves més importants observades des de la Terra en temps històrics. Les dates que es donen assenyalen el moment en què van ser observades. En realitat, les supernoves van ocórrer molt abans ja que la seva llum ha trigat cents o milers d'anys en arribar fins a la Terra.
- 1006 – SN 1006 – Supernova molt brillant. Referències a Egipte, Iraq, Itàlia, Suïssa, Xina, Japó i, possiblement, França i Síria.
- 1054 – SN 1054 – Originà l'actual nebulosa del Cranc. Se'n tenen referències pels astrònoms xinesos i, possiblement, pels nadius americans.
- 1181 – SN 1181 – Observada per astrònoms xinesos i japonesos. Es produeix a Cassiopea i deixa com a resta l'estrella de neutrons 3C 58.
- 1572 – SN 1572 – Supernova a Cassiopea, observada per Tycho Brahe i descrita al seu llibre De Nova Stella on apareix per primera vegada el terme "nova" (tot i que actualment nova té un significant diferent).
- 1604 – SN 1604 – Supernova a Ophiuchus, observada per Johannes Kepler. És la darrera supernova observada a la Via Làctia.
- 1885 – S Andromedae. Té lloc a la Galàxia d'Andròmeda, descoberta per Ernst Hartwig.
- 1987 – Supernova 1987A al Gran Núvol de Magallanes. Fou la primera oportunitat de posar a proba a través de les observacions directes les teories modernes sobre la formació de les supernoves.
- (?) - Cassiopea A – Supernova a Cassipea, no observada a la Terra, però s'estima que explotà fa uns 300 anys. categoria:Astrofísica Categoria:Estrelles ja:超新星 th:ซูเปอร์โนวา

Nucli

El terme nucli és la part central o més interna d'alguna cosa.
- Biologia: El nucli cel·lular
- Química: El nucli atòmic
- Geologia: El nucli terrestre
- Informàtica: El nucli del sistema operatiu

Densitat

Densitat d'algunes substàncies

Substància	Densitat en g/cm³
Iridi	22.65
Osmi	22.61
Platí	21.45
Or	19.30
Urani	19.05
Mercuri	13.58
Pal·ladi	12.023
Plom	11.34
Plata	10.49
Coure	8.92
Ferro	7.87
Estany	7.31
Diamant	3.50
Alumini	2.70
Magnesi	1.74
Aigua de mar	1.025
Aigua	1.000
Alcohol etílic	0.790
Gasolina	0.730
Aerogel	0.003
Aire	0.0012

Densitat d'un punt P d'un medi continu

mi/Vi

quan Vi tendeix a 0 (recordeu que en un medi continu no s'hi contemplem les mol·lècules subatòmiques ni res).

=\lim

Categoria:Magnitud física Category:Propietats químiques ja:密度

Horitzó d'esdeveniments

Un horitzó d'esdeveniments és una frontera en l'espai-temps per a un observador donat més enllà de la qual ninguna informació, llum inclosa, pot arrivar-hi al observador. L'exemple més famòs n'és un forat negre, el què per a un observador distant i estacionari (com algú que es trobe a la Terra) està envoltat per un horitzó d'esdeveniments. N'és una superficie esfèrica que es troba al radi de Schwarzschild (també anomenat radi gravitacional o radi d'un forat negre). La llum emesa des de dintre de l'horitzó d'esdeveniments mai arrivarà l'observador estacionari que està fora de l'horitzó, d'ahí el nom de forat negre. S'ha d'advertir la dependència de l'observador en el concepte d'horitzó d'esdeveniments. Per exemple, un observador en caiguda lliure cap a un forat negre no experimenta un horitzó d'esdeveniments. L'horitzó d'esdeveniments per a un observador que està a la part de fora realment actua com un horitzó, és a dir, veu com s'aproxima a l'horitzó un objecte que cau, però quan deuria arrivar-hi, no ho fa. Segons les seues observacions l'objecte va cada vegada més a poc a poc cap a l'horitzó al mateix temps que es fa de color roig cada vegada més. A més la intensitat del objecte que cau ràpidament es fa zero. En un temps finit l'observador extern rebrà l'últim fotó de l'objecte que cau. Mai tornarà a veure com l'objecte passa a través de l'horitzó d'esdeveniments. Lhoritzó d'esdeveniments és una cosa distinta de l'horitzó de partícules. Categoria:Forats negres ja:事象の地平面

Llum

Acreció

Acreció és un terme que s'utilitza per a anomenar el creixement d'un cos per agregació de cossos menors. S'utilitza principalment en l'àrea de astronomia i astrofísica per a explicar fenòmens com els discs d'acreixement o l'acreixement d'un planeta a partir de planetesimals. Categoria:Astronomia

Horitzó d'esdeveniments

Densitat

Densitat d'algunes substàncies

Substància	Densitat en g/cm³
Iridi	22.65
Osmi	22.61
Platí	21.45
Or	19.30
Urani	19.05
Mercuri	13.58
Pal·ladi	12.023
Plom	11.34
Plata	10.49
Coure	8.92
Ferro	7.87
Estany	7.31
Diamant	3.50
Alumini	2.70
Magnesi	1.74
Aigua de mar	1.025
Aigua	1.000
Alcohol etílic	0.790
Gasolina	0.730
Aerogel	0.003
Aire	0.0012

Densitat d'un punt P d'un medi continu

mi/Vi

quan Vi tendeix a 0 (recordeu que en un medi continu no s'hi contemplem les mol·lècules subatòmiques ni res).

=\lim

Categoria:Magnitud física Category:Propietats químiques ja:密度

Volum

El volum (V), és la magnitud física que expressa l'espai que ocupa un cos. La unitat de mesura de volum en el Sistema Internacional es el metre cúbic (m³), tot i que el litre (l) i el mil·lilitre (ml) són molt utilitzades.
- 1 metre cúbic equival a 1000 litres. Un litre és un decimetre cúbic (dm³)
- 1 litre equival a 1000 mililitres. Un mililitre és un centimetre cúbic (cm³) La matèria pel fet d'ocupar un lloc en l'espai, té volum.

Fòrmules per a calcular el volum

Cub: s³ (s = longitud d'una aresta)
Esfera: 4 · π · r³ / 3 (r = radi de l'esfera)
Con: π · r² · h / 3 (r = radi del cercle, h = alçada des de la base fins al vèrtex)

Categoria:Magnitud física ja:体積 simple:Volume

Relativitat general

Albert Einstein va publicar entre 1905 i 1916 la seva Teoria de la Relativitat. La primera part del seu estudi es coneix com a Teoria de la Relativitat Especial o Teoria de la Relativitat Restringida. La segona part es coneix com a Teoria de la Relativitat General.

Teoria de la relativitat especial o restringida

El punt de partida és considerar que no hi ha cap punt fix a l'univers, sinó que tot es mou amb tota la resta. Per tant, no hi ha observadors privilegiats: Les lleis de la natura s'han de expressar de manera que siguin les mateixes per a qualsevol observador, sigui quin sigui l'estat de moviment d'aquest. Això és el Principi de Relativitat. El segon pas va ser adonar-se que la velocitat de la llum és invariable, no canvia. (Velocitat de la llum: 299.792.458 metres per segon). Tot això ho dedueix de les equacions per l'electromagnetisme de James Clerk Maxwell. El Principi de Relativitat d'Einstein estableix que la velocitat de la llum és una "llei de la natura": Té el mateix valor per a qualsevol observador, sigui quin sigui el seu estat de repòs o moviment. Aquest fet ja havia estat constatat experimentalment per Michelson a 1881, però va ser Einstein qui li va donar una interpretació física. Les conclusions principals d'aquest primer estudi de la Teoria de la Relativitat són:
- La massa d'un cos augmenta amb la seva velocitat. Per un objecte que viatja a la velocitat v relativa respecte a un observador inercial, la massa relativa ve donada per :

M =

On m és la massa invariant en repòs i c és la velocitat de la llum en el buit. Això sovint s'escriu

M = \gamma m

on γ (el factor de Lorentz) és la quantitat donada per :

\gamma =

- La seva longitud, en el sentit del moviment, disminueix. :

L_1 = L_0 \sqrt

On L₀ és la distància que es mou un mòbil mesurada per un observador estacionari i L₁ és la distància mesurada per un observador que viatja a la velocitat v.
- El temps passa més a poc a poc. Segons l'equació :

T_1 = T_0 \sqrt

On T₀ és el temps mesurat per un observador estacionari i T₁ és el temps mesurat per un observador que viatja a la velocitat v
- La massa és energia i l'energia té massa. Massa i energia estan relacionades per la famosa equació: E=mc² Segons la nostra experiència, això sembla absurd perquè els moviments amb què nosaltres normalment ens enfrontem tenen unes velocitats relatives molt petites i aquests canvis no es poden apreciar. Per exemple:
- Si llancem una pilota tan ràpidament com puguem, el seu canvi respecte a nosaltres, segons les lleis relativistes, serà de només 2 milionèsimes parts de la seva massa.
- En canvi quan els físics, mitjançant un accelerador de partícules atòmiques com ara el ciclotró, acceleren partícules a velocitats de la meitat de la llum o més, i en mesuren les masses, poden observar que han augmentat, d'acord amb les prediccions de la Teoria de la Relativitat.

Teoria de la relativitat general

És més complicada que la Restringida perquè estudia també els moviments no uniformes. Abans de la Teoria de la Relativitat restringida formulada per Einstein, el temps es considerava com una magnitud absoluta, que transcorria igual per a tots els objectes. Per això es considerava, d'una banda, l'espai físic de tres dimensions (longitud-latitud-profunditat) i, d'altra banda, el temps. Com que, segons els resultats de la Teoria de la Relativitat Restringida, el temps depèn de les velocitats relatives dels cossos, Einstein va trobar més convenient de considerar un espai de quatre dimensions (les tres de l'espai geomètric i el temps). Això és el que s'anomena l'espai-temps. Al mateix temps pensava que l'equivalència empírica entre la inèrcia dels cossos (massa inercial) i la seva càrrega gravitatòria (massa gravitatòria) no podia ser casual, per això va postular que la gravetat no era una força com una altra sinó l'expressió de la pròpia inèrcia dels cossos. Einstein va arribar a la conclusió que l'espai-temps és corbat, i que la seva curvatura s'incrementa allà on hi hagi un objecte que tingui massa. Aquesta curvatura és la que fa que els objectes es moguin seguint uns camins determinats. D'aquesta manera la Relativitat General esdevé una teoria de la gravitació (gravetat) més complerta i coherent que la de Newton, la qual queda com un cas particular d'aquella. Com hem indicat, segons la Teoria de la Relativitat, la massa i l'energia són intercanviables. Einstein ho va expressar amb la famosa equació E=mc² on (E) és l'energia, (m) la massa i (c) la velocitat de la llum. L'equació ens diu que es genera molta energia (E) per cada petita quantitat de massa (m) que desapareix (perquè "m" està multiplicat pel quadrat del valor de la velocitat de la llum, "c", que és un nombre molt gran). Aquesta obtenció de grans quantitats d'energia es produeix durant la fusió nuclear, que té lloc, per exemple, en les explosions nuclears, a les centrals energètiques nuclears i, sobretot, al Sol i als estels.

Referències

- Elektrodynamik der begwegten Körper, Annalen der Physik 17 (1905).
- Théorie du champ. L.Landau, E.Lifchitz. Editions Mir. Moscou 1966 Categoria:Gravetat Categoria:Relativitat ja:相対性理論

Conseils généraux

Catégorie:Administration territoriale française Catégorie:Département français Catégorie:Institution française

France

Le conseil général est l'assemblée délibérante d'un département. Les conseillers généraux sont élus au suffrage universel direct uninominal à deux tours, à raison d'un conseiller par canton. Les mandats sont de six ans, avec renouvellement par moitié tous les trois ans. Le conseil général élit en son sein une commission permanente, composée d'un président et de plusieurs vice-présidents, qui est l'exécutif du département. Le président est le chef de l'administration départementale. On compte actuellement 96 départements en métropole et 4 outre-mer, le tout composé de 3 978 cantons.

Compétences

Les principales compétences du conseil général sont :
- l'action sociale
- les routes départementales et les transports par autocar
- les collèges
- la culture (archives départementales et bibliothèque départementale de prêt) La loi du 13 août 2004 relative aux libertés et responsabilités locales a engagé une nouvelle vague de décentralisation. Les conseils généraux se voient à cette occasion attribuer de nouvelles compétences en matière de :
- voirie : gestion des routes nationales
- action sociale : aide aux personnes âgées et aux jeunes
- logement : gestion du fonds solidarité pour le logement et du fonds d'aide à l'énergie
- éducation : recrutement et gestion des personnels techniques, ouvriers et de services (les TOS)
- culture : transferts de certains domaines patrimoniaux.

Histoire

La loi du 22 décembre 1789 prescrit la création dans chaque département d'une assemblée composée de 36 membres élus : le conseil de département. Mais le conseil de département fut supprimé par la loi du 14 frimaire An 2 (4 décembre 1793). Il sera rétabli sous le nom de conseil général par la loi du 28 pluviôse de l'An 8 (17 février 1800). Cependant, les membres n'en sont plus élus mais nommés par le gouvernement. Ce n'est qu'en 1833 que les conseils généraux deviendront à nouveau des corps élus, au suffrage censitaire. L'élection au suffrage universel ne sera instituée qu'après la loi du 3 juillet 1848. Le président de l'assemblée était à l'origine renouvelé chaque année. Depuis la loi du 10 août 1871, le conseil général élit son président lors de chaque renouvellement des conseillers généraux. Le nom de conseil général, difficile à comprendre aujourd'hui, s'explique par le fait que les conseils généraux étaient, avant la loi instaurant les conseils régionaux (décentralisation, 1982), la plus haute assemblée « locale », donc « générale ».

Voir aussi

- Administration territoriale
- Élections cantonales (France)

slots podatki oszust gry zr�czno�ciowe systemy zarz�dzania

:: RELATED NEWS ::

Welding
Welding is a fabrication process that joins materials, usually metals or thermoplastics, by causing coalescence. This is often done by melting the workpieces and adding a filler material to form a pool of molten material that cools to become a strong joint, but sometimes pressure is used in conjunction wit

Vedic
Vedic may refer to: Hindu scriptures:
- The Vedas, the oldest preserved Indo-Aryan texts
- Vedic Sanskrit, their language
- Vedic religion
- Vedic civilization Hindu culture:
- Vedic astrology
- the Ayurveda (Vedic medicine) Maharishi Mahesh Yogi:
-

Who's Afraid of Virginia Woolf?
Who's Afraid of Virginia Woolf? is a play by Edward Albee that opened on Broadway at the Billy Rose Theater on October 13, 1962. The original cast featured Uta Hagen as Martha, Arthur Hill as George, Read More...

Pope Sixtus V
Sixtus V, born Felice Peretti (December 13, 1521 -– August 27, 1590) was pope from 1585 to 1590. Peretti was born at Grottammare, in the Marche. He was reared in poverty; his father was

Robert Schumann
Robert Schumann (June 8, 1810 – July 29, 1856) was a German composer and pianist. He was one of the most famous Romantic composers of the first half of the 19th century. An intellectual as well as an aesthete, his music, more than

Franz Schubert
:Schubert redirects here. For other uses, see Schubert (disambiguation). Schubert (disambiguation) Franz Peter Schubert (January 31, 1797 – November 19, 1828), was an Austrian composer

Aeolian Islands
The Aeolian Islands (Italian Isole Eolie) are a volcanic archipelago in the Tyrrhenian Sea north of Sicily. They are a popular tourist destination in the summer, and attract up to 200,000 visitors annually. The largest island is Lipari<

Franz Joseph Haydn
(Franz) Joseph Haydn, (March 31 or April 1 1732 – May 31 1809) was a leading composer of the Classical period, called the "Father of the Symphony" and "Father of the String Quartet". Although he is still often called "Franz Joseph Haydn", Haydn himself actually never u

Moses Mendelssohn
Moses Mendelssohn (September 6, 1729–January 4, 1786) was a German Jewish philosopher. He was an important Jewish figure of the 18th century, and to him is attri