:: wikimiki.org ::

Heliocentrisme

Heliocentrisme

El model heliocèntric o heliocentrisme (Hèlios = déu grec del Sol i kentros = centre) és el model cosmològic segons el qual el Sol és el centre del món (univers) i tots els cossos celestes orbiten al seu voltant. Va ser proposat per primera vegada a l'Antiga Grècia, com a resposta al model geocèntric, i va evolucionar a través dels anys i de diferents filòsofs que el van defensar. Durant els segles XVI i XVII, després de ser ressuscitat per Nicolau Copèrnic, va ser motiu d'una important disputa amb el model geocèntric. Finalment, l'heliocentrisme es va imposar.

Del model geocèntric al heliocèntric

Els primers filòsofs que van especular sobre l'estructura de l'Univers van ser els grecs, entre els quals destaca la cosmologia aristotèlica. El sistema que plantejava Aristòtil era el geocèntric, és a dir, amb la Terra en el centre i els altres cossos celestes girant al seu voltant. Cal ressaltar que en temps encara més antics, per exemple en els pobles mesopotàmics, això ja era tingut en compte. Mes tard, Claudi Ptolomeu va plantejar un model de l'Univers molt semblant al d'Aristòtil. La seva teoria deia que la Terra roman en el centre mentre els planetes, la Lluna i el Sol descriuen complicades òrbites al voltant d'ella. A Ptolomeu li preocupava que el model funcionés des del punt de vista matemàtic, i no tant que expliqués la realitat sobre el moviment planetari. El seu model va ser admès durant catorze segles fins que van ser acceptades les teories de Copèrnic.

Evolució del model heliocèntric

Aristarc de Samos

Aristarc va ser el primer filòsof que va defensar un sistema heliocèntric, aproximadament cap al 200 aC. Tot i que la seva teoria s'acostava més a la realitat que cap altra, no va tenir gaire èxit doncs el sistema geocèntric es trobava completament arrelat en la societat de l'època.

Nicolau Copèrnic

Copèrnic es considera el primer científic que va proposar, demostrar i defensar un model heliocèntric. Va revolucionar l'astronomia i la ciència en general al postular que la Terra i els altres planetes es mouen en òrbites circulars al voltant del Sol (excepte la Lluna que gira al voltant de la Terra). Adoptà la revolucionària idea d'una Terra en moviment que, a més, gira sobre si mateixa, mentre el Sol roman immòbil. La seva idea era tan revolucionària que buscà suport en els filòsofs grecs com Aristarc. El seu motiu central era el càlcul correcte de les posicions planetàries i per a això no dubtà a trencar amb una tradició de més de 2000 anys d'una Terra en repòs. Aquest model no s'adaptava satisfactòriament si no s'introduïen unes corbes anomenades epicicles, amb el que resultava gairebé tan complicat com el model ptolemaic. No obstant, explicava de forma més senzilla les irregularitats dels planetes (moviment retrògrad, canvis de lluentor, etc.). Va publicar les seves idees, pòstumament, el 1543, en el llibre De Revolutionibus Orbium Coelestium.

Giordano Bruno

Un cop conegut el model heliocèntric i l'enorme distància entre la terra i les estrelles de la qual parlaven per primera vegada els astrònoms de l'època, Bruno va arribar a la conclusió que les distàncies cosmològiques són infinites. Així, l'Univers és infinit i el Sistema Solar és un més d'altres sistemes semblants o majors, el nombre dels quals és il·limitat. Segons això el nostre sol no ocupa un lloc privilegiat en l'Univers, doncs és un Univers infinit mancat de centre.

Galileu Galilei

Cap a l'any 1610, Galileu va construir un telescopi i l'enfocà al firmament. Va ser el primer en adonar-se de la veritable magnitud de l'Univers. Va observar estrelles mai vistes fins llavors. Va descobrir els quatre satèl·lits de Júpiter i va constatar que giren al voltant d'aquest planeta i que per tant la Terra no és el centre de tots els moviments dels cossos celestes; va descobrir els cràters de la Lluna i les taques solars, el que posava en dubte que els astres estiguessin composats per un èter immutable diferent dels elements terrestres. A més va descobrir les fases de Venus. Per a les seves explicacions, que gairebé li van costar la vida, va adoptar el model heliocèntric de Copèrnic, però va seguir suposant òrbites circulars per als planetes.

Tycho Brahe

Brahe va proposar un model geoheliocèntric, segons el qual la Terra està en el centre de l'Univers però tots els altres planetes (excepte la Lluna) giren al voltant del sol, i aquest al voltant de la Terra.

Johannes Kepler

Kepler va col·laborar amb l'astrònom Tycho Brahe durant els últims anys de vida d'aquest últim. Brahe li va llegar un completíssim catàleg estel·lar amb anotacions dels moviments dels planetes, sobretot de Mart. A partir d'aquestes dades i de les seves pròpies teories Kepler es va adonar que les teories de Brahe no encaixaven amb una suposada òrbita circular, encara que sí amb un model heliocèntric. Així doncs, Kepler va arribar a la conclusió que els planetes giren entorn al Sol descrivint òrbites el·líptiques en comptes de circulars i el Sol se situa en un dels focus de l'el·lipse. Va enunciar llavors les lleis sobre el moviment dels planetes:
1. Tots els planetes descriuen òrbites el·líptiques amb el Sol situat en un dels focus.
2. La recta que uneix un planeta amb el Sol abarca àrees iguals en temps iguals.
3. El quadrat del període del moviment d'un planeta és directament proporcional al cub de la distància mitja del planeta al Sol.
Aquestes lleis són vàlides per al moviment dels planetes al voltant del Sol i per al moviment dels satèl·lits al voltant d'un planeta.

Isaac Newton

Newton va definir les lleis de tipus matemàtic iniciades per Galileu. Els seus estudis van abastar un gran nombre de disciplines. Va aplicar les lleis de la dinàmica a l'estudi dels fenòmens naturals per a elaborar la seva explicació de la realitat. Va suposar que el fet que la Lluna giri al voltant de la Terra en lloc de sortir projectada en línia recta es deu a la presència d'una força que l'empeny cap a la Terra i la fa descriure una circumferència. Va anomenar a aquesta força gravetat i va suposar que actuava a distància, doncs no hi ha res que connecti físicament la Terra i la Lluna. Newton va demostrar que la mateixa força que fa caure un objecte sobre la Terra, manté a la Lluna en la seva òrbita. A partir de les lleis de Kepler, va deduir la llei de la gravitació universal: tot parell de partícules s'atreuen amb una força inversament proporcional al quadrat de la seva distància i directament proporcional al producte de les seves masses. Categoria:Sistema Solar ja:地動説

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

Antiga Grècia

Antiga Grècia, Grècia Clàssica o Civilització Hel·lènica és el conjunt de territoris i colònies de cultura i llengua gregues de l'antiguitat i, per extensió, de la seua cultura. L'Antiga Grècia és la base de la cultura occidental, sobre la que ha influit i segueix influint sempre ja sigui indirectament (a través de la cultura romana) o directament (sobretot a partir del Renaixement). L'antiga Grècia no ocupava només el territori de la Grècia moderna, sinó també:
- altres àrees poblades pels grecs en l'antiguitat: Xipre, la costa Egea de Turquia (aleshores coneguda per Àsia Menor), la Magna Grècia (Sicília i el sud de la Península Itàlica).
- assentaments i colònies en les actuals Albània, Bulgària, Egipte, Sud de França, Líbia, costa mediterrània de la Península Ibèrica i Ucraïna.
- l'Imperi Persa després de les conquestes d'Alexandre el Gran.

Història

No hi ha un acord universal sobre el principi i la fi de l'Antiga Grècia: generalment, l'ús comú es refereix al període abans de l'Imperi Romà, però de vegades els historiadors fan servir altres perioditzacions. Respecte al principi, alguns autors inclouen a l'Antiga Grècia les civilitzacions Minoica i Micènica (entre vora 1600 aC i 1100 aC). Altres consideren que aquestes civilitzacions eren tan diferents de la cultura clàssica grega posterior, que s'han de considerar diferents, i fan començar l'Antiga Grècia vora el 1000 aC o després, amb els Jocs Olímpics del 776 aC (els primers dels que es té constància històrica). Sobre la fi de l'Antiga Grècia, molts autors consideren el període fins a la mort d'Alexandre Magne (el 323 aC) com a l'Antiga Grècia pròpiament dita, mentre que posteriorment, especialment amb la influència romana, ja parlen d'un període "Hel·lenístic" independent. Sovint es divideix la història de l'Antiga Grècia en els tres períodes següents: #Període Arcaic (des de la fundació dels primers estats grecs). Al principi hi ha l'edat heroica que coneixem per la mitologia grega, després un període del qual en sabem molt poc i finalment l'època pròpiament històrica. #Període Clàssic (des de les Guerres Mèdiques). Hi destaquen les Guerres Mèdiques, la Guerra del Peloponès i les Guerres Macedòniques (dirigides primer per Filip II de Macedònia i després pel seu fill Alexandre el Gran). #Període Hel·lenístic (des de la mort d'Alexandre el Gran fins a la conquesta de Grècia per part de Roma).

Economia

A diferència de les grans civilitzacions orientals, de caràcter essencialment continental i agrícola, la civilització grega va ser bàsicament marítima i comercial. La geografia de Grècia hi va jugar un paper fonamental, ja que el relleu accidentat dificultava els conreus. Agricultura: Malgrat aquestes dificultats, durant l'època clàssica, l'agricultura grega es va adaptar al relleu existent, i a les valls, on l'aigua era més abundant, s'hi conreava blat i hortalisses, mentre que a les terres dels pendents de les muntanyes s'hi cultivaven la vinya i l'olivera, de la qual s'obtenia oli, un producte fàcilment comerciable. També s'hi plantaven figueres. Ramaderia: Entre les oliveres i aprofitant les pastures de muntanya hi havia ramats de cabres i ovelles. Comerç: La Grècia del segle VIII aC. era una societat eminentment rural, on la principal riquesa era la propietat de la terra, però a partir de l'any 700 aC. Grècia començà una colonització bàsicament comercial al llarg de la Mediterrània.

Bibliografia

- Heròdot, Històries
- Tucídides, Història de la guerra del Peloponès

Vegeu també

- Història de Grècia antiga: Alexandre el Gran
- Art grec:
- Arquitectura grega
- Escultura grega
- Ceràmica grega
- Poesia grega: Homer, Píndar, Sòfocles, Aristòfanes
- Mitologia grega
- Filosofia grega: Sòcrates, Plató, Aristòtil
- Ciència grega: Hipòcrates
- Grècia moderna Categoria:Antiga Grècia Categoria:Història ja:古代ギリシャ

Model geocèntric

La teoria geocèntrica (del grec geo: terra; kentros: centre) col·loca la Terra immòbil en el centre del món (univers) i els planetes, inclòs el Sol, girant al voltant d'ella. Esta teoria va ser formulada per Aristòtil al segle IV aC i completada per Claudi Ptolomeu en el segle II en la seua obra L'Almagest, on va introduir els anomenats epicicles i deferents. Es va mantenir vigent fins al segle XVI quan Nicolau Copèrnic la va posar en dubte i va proposar, en lloc seu, la teoria heliocèntrica. Després d'una intensa disputa que va durar anys, i on van participar d'una banda matemàtics i filòsofs com Galileu i Kepler i de l'altra l'Església Catòlica, va ser finalment reemplaçada per la teoria heliocèntrica. Categoria:Sistema Solar ja:天動説

Nicolau Copèrnic

Nicolau Copèrnic (Torun 19 de febrer de 1473 - Frauenburg 24 de maig de 1543) va ser un astrònom polonès. Tambe conegut com a Mikolaj Kopernik (en polonès) o Nicolaus Copernicus (en llatí). Copèrnic és considerat el fundador de l'astronomia moderna, per tal com donà les bases que permeteren a Isaac Newton de culminar la revolució astronòmica —en passar d'un univers geocèntric a un cosmos heliocèntric— i de capgirar irreversiblement la visió del cosmos prevalent fins aleshores.

Estudis i primeres investigacions

Estudià a la universitat de Cracòvia (1491-94) sota el mestratge del matemàtic Wojciech Brudzewski. Viatjà per Itàlia i s'inscriví a la universitat de Bolonya (1496-1499), on estudià dret, medicina, grec i filosofia, i treballà com a assistent de l'astrònom Domenico da Novara. Novara és un dels primers científics que posa en qüestió el sistema geocèntric de Claudi Tolomeu. L'interès de Copèrnic per la geografia, i l'astronomia fou estimulada pel seu professor. Ells dos observaren nombroses ocultacions, eclipsis de lluna, així com la ocultació de l'estel Aldebaran el 9 de març de 1497 a Bolonya El 1500 anà a Roma, on donà un curs de matemàtiques i astronomia, i el 1501 tornà a la seva pàtria i prengué possessió d'una canongia de la catedral de Frauenburg, càrrec obtingut gràcies a l'ajut del seu oncle Lucas Watzelrode. Malgrat el seu càrrec, decideix acabar els seus estudis de medicina. Per tant, tornà a Pàdua (1501-1506) per estudiar dret i medicina; féu, però, una breu estada a Ferrara (1503), on obtingué el grau de doctor en dret canònic. Després torna a Polònia, i construeix un observatori a Frauenburg (avui Frombork), on fa les seves recerques d'astronomia. Durant set anys escriu Hypothesibus Motuum Coelistium a se Contitutis Commentariolus (conegut amb el títol de Commentariolus), curt tractat d'astronomia, que acaba cap al 1515, i que no serà publicat fins al segle XIX. És en aquesta obra on anuncia els seus principis de l'astronomia heliocèntrica, que revolucionarà la comunitat científica del seu temps. Reinstal·lat definitivament al seu país (1512), atengué l'administració de la diòcesi d'Ermland, exercí la medicina, ocupà certs càrrecs administratius i dugué a terme el seu immens i cabdal treball en el camp de l'astronomia. La seva obra mestra, De Revolutionibus Orbium Coelestium, fou escrita al llarg d'uns vint-i-cinc anys de treball (1507-1532), però moltes de les idees bàsiques i de les observacions que conté circularen a través de l'opuscle commentariolus (no editat fins el 1878), que, malgrat la seva brevetat, és d'una gran precisió i claredat. Aquesta obra magistral, (De Revolutionibus) de la qual va sorgir el pensament científic modern i la imatge de l'Univers més acceptada fins al principi del segle XX, no serà publicada fins al 24 de maig de 1543, poc abans de la seva mort, per un impressor de Nuremberg.

La teoria heliocèntrica copernicana

El sistema de Copèrnic descansa sobre l'observació de que la Terra volta al torn seu, una volta cada dia, la qual cosa explica el moviment diürn de l'esfera celest. Postula, igualment que la Terra dona una volta al Sol (heliocentrisme) cada any. Afirma també que els altres planetes fan el mateix en torn al Sol. Copèrnic avança igualment que la Terra oscil·la sobre el seu eix, la qual cosa explicaria la precessió. La teoria de Copèrnic ataca la de Ptolomeu, i a la cosmologia, a la física, fins i tot a la filosofia d'Aristòtil. Així mateix, les Escriptures ensenyaven la immobilitat de la Terra i el moviment del Sol. Copèrnic conserva, de totes maneres, alguns elements de l'antic sistema. La idea de les esferes sòlides, o l'esfera dels fixes. El nou sistema proposat per Copèrnic té certes avantatges sobre el del seu predecessor. Explica, entre altres, el moviment diari del Sol, i dels estels per la rotació terrestre. També explica el moviment del Sol durant l'any. Igualment explica el moviment retrògrad dels planetes exteriors, Mart, (Júpiter, Saturn). La seva teoria pren en compte també, els planetes interiors, (Venus, i Mercuri). Copèrnic avança també una teoria sobre l'ordre dels planetes, les seves distancies, i, per consegüent, el període orbital. Copèrnic contradiu a Ptolomeu, dient que com més gran és l'òrbita d'un planeta, més gran es el temps que caldrà per que faça una revolució completa al Sol. òrbita Copèrnic havia estudiat els escrits dels filòsofs grecs cercant-hi referències al problema del moviment terrestre, especialment els pitagòrics i Aristarc de Samos, el qual establí per primera vegada la teoria heliostàtica. Les hipòtesis fonamentals de la Teoria Copernicana són: 1.- El món (univers) és esfèric. 2.- La Terra també és esfèrica. 3.- El moviment dels cossos celests és regular, circular i perpetu o compost per moviments circulars. :Distingeix diversos tipus de moviments: ::3.1.- Moviment diürn: Causat per la rotació de la Terra en 24 hores i no de tot l'univers. ::3.2.- Moviment anual del Sol: Causat per la translació de la Terra al voltant del Sol en un any. ::3.3.- Moviment mensual de la Lluna al voltant de la Terra. ::3.4.- Moviment planetari: Causat per la composició del moviment propi i el de la Terra. La retrogradació del moviment dels planetes no és més que aparent i no un moviment vertader i és a causa del moviment de translació de la Terra al voltant del Sol. 4.- El cel és immens respecte a la magnitud de la Terra. 5.- L'ordre de les òrbites celestes. Després de criticar l'ordre que l'astronomia tolemaica assignava als planetes, dóna l'ordre correcte del seu allunyament del Sol. És indubtable que 2.000 anys de teoria geocèntrica no van acabar pel sorgiment aïllat de Copèrnic sinó per una necessitat social inspirada en els nous aires del Renaixement i del neoplatonisme que es respiraven.

La revolució copernicana

El que es coneix com a revolució copernicana és la seva formulació de la teoria heliocèntrica, segons la qual, la Terra i els altres planetes giren al voltant del Sol. Cal centrar el valor real de la seva obra en el fet de reimposar teories ja rebutjades pel sentit comú i de donar-los una estructuració coherent i científica. La ruptura bàsica que representava per a la ideologia religiosa medieval la substitució d'un cosmos clos i jerarquitzat, amb l'home com a centre, per un univers homogeni i infinit, situat al voltant del Sol, féu dubtar Copèrnic de publicar la seva obra per tal d'evitar problemes més que previsibles amb l'Església, i no fou fins el 1543 que aparegué la primera edició del De Revolutionibus Orbium Coelestium, com ja s'ha dit, feta a Nuremberg amb la supervisió del seu deixeble Georg Joachim Rheticus. Copèrnic, Nicolau Copèrnic, Nicolau ja:ニコラウス・コペルニクス ko:니콜라우스 코페르니쿠스 th:นิโคเลาส์ โคเปอร์นิคัส

Grec

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

Dialectes del grec antic

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

Demòtic

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

La llengua comuna

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

Claudi Ptolomeu

Claudi Ptolemeu (en grec: Klaudios Ptolemaios; circa 85 - circa 165, altres autors diuen c.100-c.170) va ser un astrònom, geògraf i matemàtic grecoegipci, anomenat comunament Ptolemeu o Tolemeu. Va viure i va treballar a Alexandria, Egipte (es creu que en la famosa Biblioteca d'Alexandria). Va ser astròleg i astrònom, activitats que en eixa època estaven íntimament lligades. És autor del tractat astronòmic conegut com Almagest (en grec Hè Megalè Syntaxis, El gran tractat). Es va preservar, com tots els tractats grecs clàssics de ciència, en manuscrits àrabs (d'ací el seu nom) i només disponible en la traducció en llatí de Gerard de Cremona en el segle XII. Hereu de la concepció de l'Univers donada per Plató i Aristòtil, el seu mètode de treball va diferir notablement del d'aquestos, perquè mentres Plató i Aristòtil donen una cosmovisió de l'Univers, Ptolomeu és un empirista. El seu treball va consistir a estudiar la gran quantitat de dades existents sobre el moviment dels planetes a fi de construir un model geomètric que explicara les dites posicions en el passat i fóra capaç de predir les seves posicions futures. La ciència grega tenia dos possibilitats en el seu intent d'explicar la naturalesa: l'explicació realista, que consistiria a expressar de forma rigorosa i racional el que realment es dóna en la naturalesa; i l'explicació positivista, que consistiria en expressar de forma racional l’aparent, sense preocupar-se de la relació entre el que es veu i el que en realitat és. Ptolomeu afirma explícitament que el seu sistema no pretén descobrir la realitat, sent només un mètode de càlcul. És lògic que adoptara un esquema positivista, perquè la seva teoria geocèntrica s'oposa flagrantment a la física aristotèlica: per exemple, les òrbites del seu sistema són excèntriques, en contraposició a les circulars i perfectes de Plató i Aristòtil. Ptolomeu va catalogar molts estels, assignant-los una brillantor i magnitud, i va establir normes per a predir els eclipsis. La seva aportació fonamental va ser el seu model de l'univers: creia que la Terra estava immòbil i ocupava el centre de l'Univers, i que el Sol, la Lluna, els planetes i les estreles, giraven al seu voltant. A pesar d'això, per mitjà de la tècnica de l'epicicle-deferent, la invenció del qual s'atribuïx a Apol·loni, tracta de resoldre amb prou èxit els dos grans problemes del moviment planetari: #La retrogradació dels planetes i el seu augment de brillantor, mentres retrograden. #La distinta duració de les revolucions siderals. Les seves teories astronòmiques van influir en el pensament astrònom i matemàtic científic fins al segle XVI. Va aplicar els seus estudis de trigonometria a la construcció d'astrolabis i rellotges de sol. I també va aplicar l'estudi de l'astronomia al de l'astrologia, creant els horòscops. Totes estes teories i estudis estan escrits en la seua obra Tetrabiblon. Va ser també un bon òptic i geògraf. En el camp de l'òptica va explorar les propietats de la llum, sobretot de la refracció i la reflexió. La seva obra Òptica és un bon tractat sobre la teoria matemàtica de les propietats de la llum. Una altra gran obra seva és la Geografia, que descriu el món de la seva època. Utilitza un sistema de latitud i longitud, pel que va servir d'exemple als cartògrafs durant molts anys. Una de les ciutats descrita en esta obra és La Meca, en la Península Aràbiga, a la que anomena Makoraba. El món de la música tampoc va ser ignorat per Ptolemeu. Va escriure un tractat de teoria musical anomenat Harmònics. Categoria:Astrònoms

Enllaç extern

- [http://baldufa.upc.es/baldufa/parti/a0/a0a0/a0a0b2/a0a0b2.htm Plana sobre Claudi Ptolemeu] Categoria:Matemàtics Categoria:Geògrafs Categoria:Antiga Grècia ja:クラウディオス・プトレマイオス ko:클라우디오스 프톨레마이오스 th:ทอเลมี

Lluna

La Lluna és l'únic satèl·lit natural de la Terra. El seu diàmetre és de 3.475 km i orbita a una distància mitjana de 384.400 km. La seva massa és molt menor que la terrestre, i l'acceleració de la gravetat és aproximadament 1/6 de la de la Terra. La seva superfície està plena de cràters i posseix una atmosfera molt tènue. Vist des de la Terra, és l'objecte més brillant després del Sol. El 21 de juliol de 1969 els astronautes de l'Apollo 11 van ser els primers homes en trepitjar la seva superfície.

Característiques orbitals

Revolució sideral i sinòdica

La Lluna tarda 27d 7h 43m 11,5s en girar en torn de la Terra si considerem el gir respecte al fons estel·lar (revolució sideral), però 29d 12h 44m 2,9s si el considerem respecte al Sol (revolució sinòdica), i açò és perquè en aquest lapse la Terra ha girat al voltant del Sol. (vegeu mes). Esta última revolució regeix les fases de la Lluna, eclipsis i marees lunisolars. Com que la Lluna tarda el mateix temps a donar una volta sobre si mateixa que entorn de la Terra, ens presenta sempre la mateixa cara. Açò se deu al fet que la Terra, per gravetat, ha frenat completament a la Lluna. La majoria dels satèl·lits presenten aquest fet respecte als seus planetes. Així fins a l'època de l'exploració espacial (Lunik 3) va ser impossible veure la cara oculta de la Lluna, que presenta una dissimetria respecte a la cara visible. El Sol il·lumina sempre la meitat de la superfície lunar, que no té perquè coincidir amb la cara que veiem, produint les fases de la Lluna.fases de la Lluna La immobilització de la Lluna respecte a la Terra s'ha produït perquè la gravetat terrestre actua sobre les irregularitats del globus lunar de manera que en el transcurs del temps la part visible té 4 km menys de radi que la part no visible, estant el centre de gravetat lunar desplaçat del centre lunar 1,8 km cap a la Terra.

Libració lunar

fases de la Lluna L'òrbita de la Lluna descriu una el·lipse al voltant de la Terra. La distància entre els dos astres és variable així com també la velocitat orbital. Degut a efectes gravitatoris, el període de rotació lunar està sincronitzat amb el seu període orbital de manera que la Lluna sempre mostra la mateixa cara cap a la Terra, d'això se'n diu rotació sincrònica. Però, atès que la rotació lunar és uniforme i la seva translació no, perquè segueix les lleis de Kepler, es produïx una libració en longitud que ens permet veure un poc de la superfície lunar a l'est i a l'oest de la part que normalment està encarada cap a la Terra. A més, el pla de l'òrbita lunar està inclinat uns 5º respecte a l'eclíptica, pel que es produïx una libració en latitud que ens permet veure alternativament un poc més allà dels pols nord i sud de la Lluna. Per ambdós moviments, el total de superfície lunar vista des de la Terra aconsegueix un 59% del total. Cada vegada que la Lluna creua l'eclíptica, si la Terra i el Sol estan sensiblement alineats (Lluna plena o Lluna nova) es produirà un eclipsi de Lluna o un eclipsi de Sol. Donada la complexitat del moviment, els nodes de la Lluna no estan fixos sinó que donen una volta cada 18,6 anys. L'eix de l'el·lipse lunar no està fix i l'apogeu i perigeu donen una volta completa cada 8,85 anys. La inclinació de l'òrbita varia entre 5º i 5º 18'.

Moviment de translació

Per què la Lluna ix aproximadament 3/4 hora més tard cada dia? Açò s'explica fàcilment coneixent l'òrbita de la Lluna al voltant de la Terra. La Lluna completa una volta al voltant de la Terra aproximadament una vegada al mes. Aquest moviment fa que la Lluna avanç al voltant de 12 graus en el cel cada dia. Si la Terra no rotara, veuríem la Lluna creuant la bóveda celest d'oest a este durant dos setmanes, i després estaria dos setmanes absent (durant les quals la Lluna seria visible en el costat oposat del globus). No obstant, la Terra completa un gir cada dia (la direcció de gir és també cap a l'est). Així, cada dia li porta a la Terra al voltant de 50 minuts més per a estar de front amb la Lluna novament (la qual cosa significa que nosaltres podem veure la Lluna en el cel.) El gir de la Terra i el moviment orbital de la Lluna es combinen, de tal forma que l'eixida de la Lluna es retarda de l'orde de 50 minuts cada dia. Per a notar el moviment de la Lluna en la seva òrbita, cal tenir en compte la seva ubicació en el moment de la Posta de Sol durant alguns dies. El seu moviment orbital la portarà a un punt més cap a l'est en el cel en el crepuscle cada dia.

Els eclipsis

Es deuen a una extraordinària casualitat el Sol és 400 vegades més gran però està 400 vegades més lluny de manera que ambdós tenen aproximadament la mateixa grandària angular. La Lluna en un eclipsi lunar pot contenir fins a tres vegades el seu diàmetre dins del con d'ombra causat per la Terra. Al contrari en un eclipsi de Sol la Lluna a penes tapa al Sol (eclipsi total) i en determinades part de la seva òrbita, quan està mes distant no arriba a tapar-lo, deixant una franja anul·lar (eclipsi anul·lar). La complexitat del moviment lunar dificulta el càlcul dels eclipsis i s'ha de tenir present en la periodicitat en què estos es produïxen (Període Saros).

Característiques físiques

La Lluna té 3.475 km de diàmetre, la seva superfície és de 37.700.000 km² i el seu volum, 21.860.000 km³.

Composició

L'escorça de la Lluna està composta per una varietat d'elements primaris, incloent urani, tori, potassi, oxigen, silici, magnesi, ferro, titani, calci, alumini e hidrogen.

Superfície

hidrogen La superfície lunar es divideix en dos grans zones clarament diferenciades pel seu albedo. Les parts més clares s'anomenen terrae i són terres altes literalment cobertes de cràters. Les parts més fosques s'anomenen maria (mars, en llatí) i són grans extensions de lava basàltica que fa mils de milions d'anys va cobrir antigues conques d'impacte. En els terrae lunars, és impossible afegir-hi un nou cràter sense destruir-ne part d'un altre, de tan saturada que n'està la superfície. Des de la Terra se'n poder observar uns 30.000 de 1 km de diàmetre o més, però n'hi ha molts més de més petits. Alguns tenen centenars o milers de milions d'anys d'edat. La falta d'atmosfera, d'efectes meteorològics, i de processos geològics recents han permès que molts d'ells s'hagin preservat durant tant de temps. El cràter lunar més gran, que també és el més gran del sistema solar, forma la conca d'impacte Pol Sud-Aitken. Aquest cràter està localitzat a la cara oculta, prop del pol sud, i té uns 2.240 km de diàmetre i 13 km de profunditat. Els maria es troben gairebé exclusivament a la cara visible. Aquesta assimetria es deguda, probablement, a la sincronització entre la rotació i l'òrbita de la Lluna. Aquesta sincronització exposa el costat ocult a més impactes d'asteroides i deixa que els maria de la cara visible es mantinguin pràcticament inalterats durant milions d'anys. A sobre de l'escorça lunar es troba una capa de pols de roca anomenada regolit. L'escorça i el regolit es troben distribuïts de forma irregular per la superfície lunar. La profunditat de l'escorça varia entre els 60 km de la cara visible i els 100 km de l'oculta, el regolit, en canvi, medeix de 3 a 5 m en els maria i de 10 a 20 m en els terrae.

Atmosfera

La Lluna té una atmosfera quasi insignificant, a causa de la baixa gravetat, incapaç de retindre àtoms de gas en la seva superfície. La totalitat de la seva composició encara es desconeix. El programa Apollo va identificar àtoms d'Heli i Argó, i més tard, observacions des de la Terra afegiren ions de Sodi i Potassi l'any 1988. La major part dels gasos en la seua superfície provenen del seu interior. Hi ha un temor que la massa dels gasos de les naus que han aterrat en la lluna hagen creat una pol·lució. Encara que estos gasos ja han d'haver desaparegut, encara hi ha una preocupació que queden restes que impedisquen investigar sobre l'atmosfera real de la Lluna. Com que no hi ha atmosfera, no hi ha res que freni els meteorits que arriben de l'espai i per això hi ha tants cràters. L'absència d'aire, i en conseqüència de vents, impedeix que s'erosione la superfície que transport terra i arena, allisant i cobrint les seves irregularitats. A causa de l'absència d'aire no es transmet el so.

La Terra i la Lluna

La Lluna per la seva grandària és el sisè satèl·lit del Sistema Solar. No obstant si s'adopta com a criteri de comparació amb quocient de masses amb el seu planeta resulta que Ganimedes és 1/12500 de la massa de Júpiter, Tità és 1/4700 la massa de Saturn i la Lluna és 1/81,3 la massa de la Terra. D'aquesta manera caldria considerar el sistema Terra-Lluna com un sistema binari. Esta és la raó per la qual els moviments del sistema són molt mes complexos que si la Lluna tinguera molta menys massa i que per a calcular la posició de la Lluna amb certa exactitud faça falta tenir en compte uns 1500 termes.

Les marees

La Terra amb la seva força de gravetat ha deformat la Lluna i en reciprocitat la Lluna i el Sol frenen a la Terra en la seva rotació i eleven la superfície marina dues vegades al dia produint les marees. Ja que el sistema Terra-Lluna pot considerar-se aïllat, s'ha de conservar el moment cinètic del sistema i si la Terra es frena en el seu gir, la Lluna el compensa allunyant-se 3,8 cm cada any, com han demostrat les mesures de distància mitjançant làser, possibles gràcies als reflectors que els astronautes van deixar a la Lluna durant les missions Apollo.

Origen de la Lluna

Geoquímics de la Universitat de Michigan han determinat amb molta precisió l'edat de la nostra Lluna, i han arribat a la conclusió de que es va formar fa entre 4.500 i 4.520 milions d'anys, molt probablement com a resultat d'una col·lisió entre la Terra i un altre planeta de la mateixa mida o més gran que Mart. Aquesta hipòtesi, que s'ha fet molt famosa, es coneix com la Teoria del Gran Xoc.

L'exploració lunar

Mart El Programa Lunik de l'antiga Unió Soviètica va tenir per objectiu arribar amb naus no tripulades a la Lluna. El Lunik 3 va aconseguir fotografiar la cara oculta, el Lunik 9 va aconseguir posar-se suaument sobre la seva superfície, el Lunik 10 va orbitar per primera vegada la Lluna. Dos vehicles Lunokhod van aconseguir passejar-se per la seva superfície i després de l'aterratge de l'Apollo 11 tripulat, la nau Lunik 16 va portar uns pocs grams de pols lunar a la Terra. El programa Ranger americà estavellava les seves naus contra la Lluna per a aconseguir amb les seves càmeres fotos detallades. Només les Ranger 7, 8 i 9 van aconseguir el seu objectiu. El va succeir el programa Surveyor que després del Lunik 9 va aconseguir aterratges suaus de naus no tripulades. El programa Lluna Orbiter va posar naus no tripulades en òrbita lunar per a cartografiar-la i ajudar al Programa Apollo a posar un home a la Lluna amb l'Apollo 11 el 21 de juliol de 1969. Les naus americanes Clementine, Lunar Prospector i l'europea Smart 1 han representat un retorn a la Lluna abandonada des de 1973. Intenten detectar la presència de vapor d'aigua mesclat amb pols lunar, procedent de cometes que s'han estrellat a la Lluna en cràters on mai no arriba la llum solar.

Pàgines que s'hi relacionen

- Missions Lunars
- Programa Apollo
- Fase lunar ---- Si quan es parla de "la lluna" es sol fer referència al satèl.lit de la Terra, en general, una lluna pot ser un satèl·lit_natural de qualsevol planeta. Tenen llunes, apart de la Terra, els següents planetes del Sistema Solar:
- Mart: 2 (Fobos i Deimos).
- Júpiter: 63.
- Saturn: 47
- Urà: 27
- Neptú: 13
- Plutó: 3 Caront Categoria:Lluna ja:月 ko:달 ms:Bulan (satelit) simple:Moon th:ดวงจันทร์ zh-min-nan:Go̍eh-niû

Aristarc de Samos

Aristarc (310 aC - 230 aC) era un astrònom i matemàtic grec, nascut a Samos, Grècia. Ell és la primer persona que proposa el model heliocèntric del Sistema Solar, col·locant el Sol, i no la Terra, en el centre de l'univers conegut. Aristarc va ser un dels molts savis que va fer ús de l'emblemàtica Biblioteca d'Alexandria en la qual s'hi reunien les ments més privilegiades del món clàssic. En aquell moment la creença òbvia era pensar en un sistema geocèntric. Els astrònoms de l'època veien que els planetes i el Sol donaven voltes diàriament. La Terra, per a molts, havia de trobar-se en el centre de tot. Els plantejaments del reconegut Aristòtil fets uns pocs anys abans no deixaven lloc a dubtes i venien a reforçar la dita tesi. La Terra era el centre de l'univers i els planetes, el Sol, la Lluna i les estreles es trobaven en esferes fixes que giraven entorn a la Terra. Però existien certs problemes a eixes afirmacions. Alguns planetes com Venus i, sobretot, Mart descrivien trajectòries errants en el cel. És a dir, a vegades es movien avant i arrere. Açò era un problema en si mateix perquè la tradició aristotèlica deia que tots els moviments i les formes del cel eren cercles perfectes. Abans que Aristarc, Heràclides va trobar una possible solució al problema al proposar que els planetes podrien orbitar el Sol i este al seu torn la Terra. Açò ja va ser un gran bot conceptual però inclús era un model parcialment geocèntric. Les seves idees astronòmiques no van ser ben rebudes i van ser rebutjades. El paradigma que dominava era la Teoria geocèntrica de Aristòtil i desenvolupada per Ptolemeu. Va caldre esperar a Copèrnic quasi 2000 anys més tard perquè triomfara el model heliocèntric. Per desgràcia del seu model heliocèntric només ens queden les citacions de Plutarc i Arquimedes. Els treballs originals probablement es van perdre en un dels diversos incendis que va patir la biblioteca de Alexandria.

Heliocentrisme

- Més informació en: Teoria heliocèntrica L'únic treball d'Aristarc que ha sobreviscut fins al present, De les grandàries i les distàncies del sol i de la lluna, es basa en una cosmovisió geocèntrica. Sabem per citacions, no obstant, que Aristarc va escriure un altre llibre en el qual va avançar una hipòtesi alternativa del model heliocèntric. Arquimedes va escriure: :"el teu, rei Gelon, estàs assabentat que el univers és el nom donat per la majoria dels astrònoms a l'esfera el centre de la qual és el centre de la terra, mentres que el seu radi és igual a la línia recta entre el centre del sol i el centre de la terra. Esta és la descripció comuna com l'has sentit d'astrònoms. Però Aristarc ha tret un llibre que consisteix en certes hipòtesis, on apareix, com a conseqüència de les suposicions fetes, que l'univers és moltes vegades major que el univers acabat de mencionar. Les seves hipòtesis són que les estreles fixes i el sol romanen immòbils, que la terra gira al voltant del sol en la circumferència d'un cercle, el sol jau en el centre de l'òrbita, i que l'esfera de les estreles fixes, situada amb quasi el mateix centre que el sol, és tan gran que el cercle en el qual ell suposa que la terra gira guarda tal proporció a la distància de les estreles fixes quant el centre de l'esfera té a la seua superfície." Aristarc va creure així que les estreles estaven infinitament llunyanes, i va veure açò com la raó per la qual no hi havia paral·laxi visible, és a dir, un moviment observat d'unes estreles en relació amb altres en tant la terra es mou al voltant del sol. Les estreles estan, de fet, molt més llunyanes que el que va ser assumit en èpoques antigues, que és el perquè la paral·laxi estel·lar només és perceptible amb els millors telescopis. Però el model geocèntric va ser assumit com una explicació més simple i millor de la carència de paral·laxi. El rebuig de la visió heliocèntrica era segons pareix absolutament fort, com el passatge següent de Plutarc suggerix (En la faç de la Lluna-De facie in orbe lunae , c. 6): :"Cleantes, un contemporani d'Aristarc, va pensar que era el deure dels Grecs processar Aristarc de Samos amb el càrrec d'impietat per posar en moviment la Llar de l'univers [ és a dir la terra ]. . . suposant que el cel roman en repòs i la terra gira en un cercle oblic, mentres que trencada, al mateix temps, sobre el seu propi eix."

Crítiques dels seus contemporanis als moviments de la Terra

Esta nova representació del sistema astronòmic va ser, en l'antiguitat, severament criticada. La idea que la Terra es movia resultava inacceptable i pareixia estar en contradicció amb el sentit comú i amb les observacions quotidianes. A més la hipòtesi es contraposava directament a les doctrines filosòfiques clàssiques, segons les quals la Terra havia de tenir un paper especial respecte als altres cossos celests i el seu lloc havia de ser el centre d'Univers. Estos filòsofs afermaven, basant-se en la teoria aristotèlica, que els cossos pesats es mouen naturalment cap al centre de la Terra. Una altra implicació de la teoria dels moviments naturals d'Aristòtil era que el greu, una vegada arribat el seu lloc natural es parava. Les conseqüències d'esta teoria arribava a conclusions en part vertaderes i en part falseges. Es deduïa, per exemple, que la Terra havia de tenir forma esfèrica. però també es deduïa que la Terra romania del tot immòbil en el centre de l'Univers. Els científics antics s'adonaven que si la Terra gira sobre el seu eix cada 24 hores, la velocitat d'un punt donat sobres la superfície de la Terra ha de ser molt alta. Com podrien, llavors, els núvols o els projectils que es desplaçaven per l'aire superar la velocitat i el moviment de la Terra? Mai es podria realitzar cap moviment cap a l'est perquè la Terra s'avançaria sempre. L'argument principal dels astrònoms es basava clarament en la fracassada observació del fenomen del paral·laxi anual de les estreles: si la Terra gira al voltant del Sol hauria d'haver-hi algunes variacions en les posicions relatives de les estreles, observades des de diferents punts de l'òrbita terrestre. Si les coses eren com a Aristarc afirmava havia de verificar-se un desplaçament de les estreles fixes en el curs d'un any, però els astrònoms grecs no havien notat gens paregut en les seves observacions. Aquest fet podia explicar-se de dos formes: 1.La Terra no gira al voltant del Sol. 2.La Terra gira al voltant del Sol, però les estreles estan tan lluny que el desplaçament és tan xicotet que no pot ser apreciat a simple vista. Estes segones hipòtesis era la correcta. Però emprant els millors instruments per a observar les estreles, el paral·laxi anual no va poder ser descobert fins a 1838, amb les investigacions de Bessel. Aristarc va tenir la suficient imaginació com per a sostindre que les estreles podien estar immensament lluny, cosa que ha confirmat plenament la ciència. El sistema d'Aristarc amb els seus moviments circulars, fallava en el que es considera el més important: "salvar" els fenòmens, és a dir, proporcionar una predicció prou exacta. I no explicava el mes senzill com era la desigual duració de les estacions. És cert que Aristarc no va haver de ser l'únic que creia en la seva hipòtesi però, en els textos antics s'han esborrat els noms dels seus sacrílegs seguidors. A l'únic a què es recorda és a Seleuc , un astrònom babiloni, que va viure un segle després d'Aristarc i que va reprendre la teoria heliocèntrica amb bases argumentades.

Distància al Sol

Aristarc va argumentar que el Sol, la Lluna, i la Terra formen un triangle recte en el moment del quart creixent o minvant. Estimava que l'angle (oposat al catet major) era de 87°. Va usar una correcta geometria, però dades d'observació inexactes, Aristarc va concloure erròniament que el Sol estava 19 vegades més lluny que la Lluna. El Sol està realment 390 vegades més lluny. Va precisar que la Lluna i el Sol tenen quasi igual radis angulars aparents i per tant els seus diàmetres han d'estar en proporció amb les seues distàncies a la Terra. Va concloure així que el sol era 19 vegades més gran que la Lluna, quan en realitat és 390 vegades major.

La grandària i distància de la Luna

geometria Aristarc va observar la Lluna movent-se a través de l'ombra de la Terra durant un eclipsi lunar de màxima duració, a fi que la Lluna passara pel centre de l'ombra de la Terra. Aristarc va determinar per primera vegada la grandària lunar comparada amb el de la Terra i la distància a la Lluna. Per això va esbrinar que el temps que tardava la Lluna a ocultar-se per l'ombra de la Terra era aproximadament el doble que el temps que durava l'eclipsi total de Lluna, pel que el diàmetre de l'ombra era unes dos vegades la grandària del diàmetre lunar: S=2r. Va estimar amb això, veurem després com, que el diàmetre de la Terra era d'unes 3 vegades el diàmetre de la Lluna. Si usem el càlcul de Eratòstenes que la Terra té 40.000 quilòmetres de circumferència (entre 40.000 km i 47000 km), obtindríem per a la grandària de la Lluna 14.000 quilòmetres de circumferència. La Lluna té una circumferència d'uns 11.000 quilòmetres. A més el temps que tardava la Lluna a ocultar-se en l'ombra de la Terra era aproximadament d'1 hora és a dir que la Lluna avançava en el cel en 1 hora el seu propi diàmetre. Com se sabia que la Lluna tardava 29,5 dies a donar la volta a la Terra, resultava que feien falta 708 diàmetres lunars per a formar el cercle complet. Així que la distància lunar era de 225,4 vegades el radi lunar. Vist d'una altra manera la grandària angular del diàmetre lunar seria: :
- 2r=

\frac

=30,5' La grandària angular de la Lluna és una miqueta més de mig grau, i la Lluna dista 225,4 vegades el radi lunar: :
-

\frac=\frac

En la configuració d'Aristarc, reflectida en la imatge, el problema consistix en avaluar el radi lunar r i la distància a la Lluna R en funció del radi de la Terra r_t. 500px De la semblança dels triangles rectangles ABC i ADE es compleix: :
-

\frac =\frac =\frac

Per una propietat de les fraccions: :
-

\frac =\frac =\frac =\frac

resulta, aplicat a la configuració d'Aristarc que: :
-

\frac =\frac

amb el que resulta que el radi de la Terra r_t és: :
- r_t=

\frac \cdot r

el que justifica que per a Aristarc el radi de la Terra és quasi tres vegades el radi lunar. El valor correcte amb les dades actuals és: :
-

\frac

=3,66. D'altra banda la distància de la Lluna R mesura per Aristarc és: :
- R=

\frac \cdot 225,4

=79 r_t quan avui sabem que el valor correcte per a la distància és de 60 vegades el radi de la Terra. fraccions fraccions fraccions ja:アリスタルコス

Copèrnic

Estudis i primeres investigacions

La teoria heliocèntrica copernicana

La revolució copernicana

Astronomia

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

Branques de l'astronomia

L'Astronomia es troba dividida en quatre grans branques:
- Astronomia de posició: Té com a objecte situar en la esfera celeste la posició dels astres mesurant determinats angles respecte a uns plans fonamentals. És la branca més antiga d'esta ciència. Descriu el moviment dels astres, planetas, satèl·lits i fenòmens com els eclipsis, trànsits dels planetes pel disc del Sol. També estudia el moviment diürn i el anual del Sol i les estreles. Inclou la descripció de cada un dels planetes, asteroides i satèl·lits del Sistema solar. Són tasqu