:: wikimiki.org ::

Dione (måne)

Dione (måne)

Dione er planeten Saturns fjerdestørste måne: Den blev opdaget 21. marts 1684, af Giovanni Cassini, og har også betegnelsen Saturn IV. Den må ikke forveksles med småplaneten 106 Dione.

Navngivning

Giovanni Cassini, der opdagede både denne måne og Iapetus, Rhea og Tethys, foreslog selv at kalde dem for Lodicea Sidera ("Ludvigs stjerner") til ære for Ludvig 14. af Frankrig. Men i stedet blev det romertals-betegnelserne Saturn I til Saturn V der vandt udbredelse blandt astronomerne. Navnene på disse måner samt Enceladus og Mimas blev foreslået af John Herschel i hans publikation fra 1847; Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope. Hans navneforslag kommer fra titanerne fra den græske mytologi.

Diones indre

Ligesom de øvrige Saturn-måner består Dione primært af is, men månens relativt høje massefylde tyder på at den må have et ikke ubetydeligt indhold af tungere stoffer, f.eks. klippemateriale. Titans massefylde er noget højere, men det skyldes Titans større masse, som presser dens inderste dele sammen.

Diones overflade

Titans Dione ligner på mange måder Rhea, om end Dione er kendeligt mindre: De har nogenlunde samme bestanddele og varierede terræn. Begge har bunden rotation omkring Saturn, og der er markante forskelle på den side der vender hhv. fremad og bagud i forhold til månens bevægelsesretning. Den side af Dione der vender "fremad", har en jævn, lys farve og talrige kratre, mens den "bagudvendte" side har et usædvanligt netværk af "tågede", lyse streger på en mørk baggrund: Disse streger var længe lidt af et mystrium, men rumsonden Cassinis billeder viste hvad tidligere billeder ikke var tilstrækkelig detaljerede til: Stregerne er talrige små lyse skrænter og kløfter af is, der på mindre detaljerede billeder ser utydelige eller "tågede" ud. De største kratre er op til 100 kilometer i diameter, og disse store kratre findes primært i de områder hvor der i forvejen er flest kratre. I andre områder med færre kratre, er de enkelte kratre mindre end 30 kilometer. Som på Jupiter-månen Callisto er kratrene på Dione ikke helt så skarpe i konturerne som på Månen og Merkur, eftersom Diones is "synker sammen" efterhånden som årmillionerne går. Kategori:Saturns måner ja:ディオネ (衛星)

Planet

En planet er en temmelig stor samlet masse, der evt. kredser omkring en stjerne, men som ikke er massiv nok til selv at producere fusionsenergi og udsende lys, varme og anden elektromagnetisk stråling. Omkring en planet kan der ofte kredse en eller flere måner. Indtil for nylig kendte man kun til ni planeter, allesammen i vores eget solsystem. Ved udgangen af år 2002 kendte man til over 100 planeter der kredser omkring stjerner i andre solsystemer; de såkaldte exo-planeter. De ni planeter i vores solsystem er (startende tættest på solen):
- Merkur
- Venus
- Jorden
- Mars
- Jupiter
- Saturn
- Uranus
- Neptun
- Pluto
- 2003 UB313 (muligvis tiende planet)

Se også

- Småplanet (asteroide)
- Exo-planet
- Måne (himmellegeme)
- Månen

Eksterne henvisninger

- [http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/nineplanets.html De Ni Planeter] Kategori:Astronomi Kategori:DK5 52.43 als:Planet ja:惑星 ko:행성 ms:Planet simple:Planet th:ดาวเคราะห์ zh-min-nan:He̍k-chheⁿ

Måne

En måne er et større objekt i kredsløb om en planet. Solsystemets planeter og måner: # Merkur (ingen måner) # Venus (ingen måner) # Jorden #
- Månen # Mars #
- Phobos #
- Deimos # Jupiter #
- Metis, Adrastea, Amalthea og Thebe #
- Io #
- Europa #
- Ganymedes #
- Callisto #
- Leda, Himalia, Lysithea, Elara, Ananke, Carme, Pasiphae og Sinope # Saturn #
- Pan og Atlas #
- Prometheus og Pandora #
- Epimetheus #
- Janus #
- Mimas #
- Enceladus #
- Tethys, Telesto og Calypso #
- Dione og Helene #
- Rhea #
- Titan #
- Hyperion #
- Iapetus #
- Phoebe # Uranus #
- Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Belinda og Puck #
- Miranda #
- Ariel #
- Umbriel #
- Titania #
- Oberon #
- Uranus XVI og Uranus XVII #
- Uranus XVIII # Neptun #
- Naiad, Thalassa, Despina og Galatea #
- Larissa #
- Proteus #
- Triton #
- Nereid # Pluto #
- Charon

Eksterne henvisninger

- [http://www.maecker-web.de/moon/ Moon Phases]
- [http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/nineplanets.html De Ni Planeter]
- [http://www.tycho.dk/astronomi/ Tycho Brahe Planetarium - Astronomi]
- [http://www.rummet.dk/ rummet.dk] Kategori:Astronomi Kategori:Måner Kategori:DK5 52.43 th:ดาวบริวาร

Giovanni Cassini

Giovanni Domenico Cassini (8. juni 1625 - 14. september 1712) var en italiensk astronom og ingeniør. Cassini blev født i Perinaldo i den daværende republik Genova. Han opdagede Jupiters store røde plet samt mange af Saturns måner. Cassini, Giovanni ja:ジョヴァンニ・カッシーニ

Iapetus (måne)

Iapetus er planeten Saturns tredjestørste måne: Den blev opdaget den 25. oktober 1671 af Giovanni Domenico Cassini, og kendes desuden som Saturn VIII.

Navngivning

Cassini foreslog selv at kalde Iapetus og de tre andre Saturn-måner han opdagede; Dione, Rhea og Tethys, for Lodicea Sidera ("Ludvigs stjerner"), til ære for Ludvig 14. af Frankrig, men de næste knap 200 år nummererede astronomerne blot de enkelte måner med romertal. I 1847 foreslog John Herschel i sin publikation Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope at navngive de dengang syv kendte Saturn-måner efter titanerne fra den græske mytologi, hvoraf denne måne fik navn efter titanen Iapetos.

Overfladetræk

Cassini bemærkede, at han kun kunne se den "nye" måne når den stod vest for Saturn, og gættede ganske rigtigt på at den måtte være temmelig mørk på den side der vendte mod Jorden når Iapetus stod øst for Saturn. Dette blev endeligt bekræftet med billeder fra Voyager- og Cassini-rumsonderne, som viste at mens den lyse side tilbagekaster halvdelen af det lys der falder på den, er det kun mellem 3 og 5 procent af lyset der tilbagekastes fra den mørke side. Iapetus består for det meste af is, og det er denne is der ses på den lyse side af månen. Den mørke side er dækket af et tyndt lag af kulstofholdigt materiale; muligvis simple organiske forbindelser der minder om dem man finder i meteoritter og kometer. Det er lidt uklart hvor dette materiale kommer fra; i følge nogle teorier er det støv fra andre af Saturns måner, mens det i andre teorier skabes når sollys og kosmisk stråling nedbryder metan og ammoniak som frigives fra Iapetus indre gennem vulkaner eller ved meteornedslag. Voyager 2 passerede Iapetus den 22. august 1981 og tog billeder i en afstand af næsten en million kilometer: På den mørke side viser billederne ikke ret meget, men på lyse side ses talrige kratre, herunder ét der er 500 kilometer i diameter og med 15 kilometer høje kratervægge. Voyager-billederne viser også en slags "bjergryg" der synes at følge Iapetus' ækvator temmelig præcist, og på de detaljerede billeder som Cassini-rumsonden tog den 31. december 2004 kan man se at bjergryggen fortsætter hen over Iapetus' mørke side. Denne bjergryg er ca. 13 kilometer høj og 20 kilometer bred, og strækker sig næsten hele vejen rundt om månen.

Ekstern henvisning

[http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/iapetus.html De ni planeter: Iapetus] Kategori:Saturns måner ja:イアペトゥス (衛星) ko:이아페투스 (위성)

Rhea (måne)

Rhea er planeten Saturns næststørste måne: Den blev opdaget den 23. december 1672 af Giovanni Domenico Cassini.

Navngivning

Ud over Rhea opdagede Cassine også månerne Dione, Iapetus og Tethys, og han foreslog selv at kalde dem Lodicea Sidera ("Ludvigs stjerner") til ære for Ludvig 14. af Frankrig, men i stedet vandt et nummereringssystem udbredelse, hvorunder Rhea fik betegnelsen Saturn V. De nuværende navne, herunder Rhea, blev foreslået af John Herschel i hans publikation Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope fra 1847: Hans navneforslag stammer fra titanerne fra den græske mytologi.

Rheas indre

Rhea består for det meste af vand-is. Dens massefylde tyder på at den muligvis har en kerne af klippematieriale, som højest udgør en tredjedel af Rheas samlede masse.

Rheas overflade

Ligesom flere andre Saturn-måner har Rhea bunden rotation, hvilket betyder at den dels altid vender samme side mod Saturn, dels at det altid er samme side af Rhea der vender hhv. "fremad" og "bagud" i forhold til månens bevægelse i sin omløbsbane. Og som hos flere af disse måner er der markante forskelle på "for-" og "bagsiden" af Rhea: Mens "forsiden" har en jævn, lys farve og mange kratre, er den modsatte overflade mørkere og med færre kratre, til gengæld ses her et "netværk" af uskarpt markerede, lyse streger. Disse streger, der også ses på andre Saturnmåner med bunden rotation, har vist sig at være utallige små skrænter hvor lyse ismasser er blevet blotlagt. De gamle billeder fra rumsonden Voyager 2 var ikke nær detaljerede nok til at vise disse skrænter, så tidligere teorier gættede på at de lyse streger var udbrudsmateriale fra en tid hvor Rhea stadig indeholdt flydende vand. Landksaberne på Rhea kan groft opdeles i to typer, ud fra tætheden af kratre: Den ene landskabstype har kratre med diametre over 40 kilometer, mens kratrene i den anden landskabstype, primært omkring polerne og ækvator, er mindre. Det tyder på at udbrud af materiale fra Rheas indre på et tidspunkt har "fornyet" store dele af overfladen. Selv om temperaturerne svinger mellem −174 og −220 °C, er overfladens is tilbøjelig til at "flyde sammen" i løbet af millioner af år, og af den grund er kratrene på Rhea ikke nær så skarpt aftegnet som kratrene på "sten-verdener" som f.eks. Månen og Merkur. Kategori:Saturns måner ja:レア (衛星)

Tethys (måne)

Tethys er planeten Saturns femtestørste måne: Den blev opdaget 21. marts 1684, af Giovanni Cassini. Navnet Tethys stammer fra titanen Tethys fra den græske mytologi, og der ud over kendes den også under betegnelsen Saturn III. Cassini, der også opdagede Saturn-månerne Dione, Iapetus og Rhea, kaldte selv de fire måner for Lodicea Sidera; "Ludvigs stjerner", til ære for Ludvig 14. af Frankrig, men disse fire måner samt Titan endte med at blive omtalt som Saturn I til Saturn V, efter samme nummereringssystem som Galileo Galilei indførte med de galileiske måner omkring planeten Jupiter.

Tethys' indre

Tethys er en klode af is, af nogenlunde samme natur som månerne Dione og Rhea. Tethys har en massefylde på 1210 kilogram pr. kubikmeter, hvilket tyder på at den næsten udelukkende består af vand-is.

Tethys' overflade

Tethys er en −187 °C kold verden af is: Overfladen vrimler med kratre, og der er masser af revner i isen. I et mørkt "bælte" der strækker sig tværs over månen er der færre kratre, hvilket tyder på at Tethys' indre har været "geologisk" aktivt, så "udbrud" af materiale indefra har fornyet overfladen i dette område. Den vestlige halvkugle domineres af et enormt krater kaldet Odysseus, med en diameter på 400 kilometer eller to femtedele af hele Tethys' diameter. Da is-overfladen er relativt svag sammenlignet med klippemateriale, er terrænet i og omkring krateret "jævnet ud" på samme måde som kratre på Jupiter-månen Callisto. Det andet dominerende overfladetræk er en enorm dal kaldet Ithaca Chasma; den er 100 kilometer bred, 3 til 5 kilometer dyb, og når med sine 2000 kilometers længde ca. trekvartvejs rundt om hele Tethys. Ifølge én teori er revnen resultatet af en frostsprængning der indtraf, da vandet i Tethys' indre frøs til is, nogen tid efter at overfladen var størknet. Andre mener at den lange dal er skabt af den chockbølge der rullede igennem Tethys efter det meteoritnedslag der skabte Odysseus-krateret.

Andre måner i samme kredsløb

To andre Saturn-måner, Telesto og Calypso, følger samme omløbsbane som Tethys: Telesto ligger ved Lagrange-punktet L₄ i forhold til Tethys-Saturn-systemet, og Calypso ved punktet L₅. Kategori:Saturns måner ja:テティス (衛星)

Romertal

Romertal er et talsystem, som stammer fra Etruskerne ([http://www.mysteriousetruscans.com/language.html se kilde 1]), og som blev overtaget af Romerriget og har dannet grundlag for flere af de latinske bogstaver. Talsystemet er ældre end det romerske alfabet.

Baggrund

Det etruskiske/romerske talsystem dominerede i Europa i næsten 2.000 år. Imidlertid er romertal svære at håndtere, og matematiske beregninger blev generelt foretaget på en "abacus" af græsk abax = "bræt" eller "regnebræt". Før det Hindu-Arabiske talsystem blev taget i brug, optalte, adderede og subtraherede folk med en abacus - en forløber for vore dages regnemaskine, sandsynligvis opfundet af de gamle sumerere i Mesopotamien. Grækerne og romerne brugte småsten eller metalskiver som tælleværk. De flyttede disse på afmærkede brætter for at løse matematiske problemer. Senere blev tælleskiverne trukket på strenge monteret i en ramme. De tidlige abacus'er havde ti tælleskiver pr. streng. Den moderne udgave har en delelinje. Tælleskiver over linjen tæller fem; dem under, en. Det er unødvendigt at håndtere tællere større end fem i værdi. Gennem tiden har det mere bekvemme titalsystem, der opererer med nulfunktionen (dvs. de "arabiske tal") erstattet romertal. I dag bruges romertal til at angive årstal på monumenter og grundsten samt i regentnumre (eksempelvis Frederik IX). De kan også bruges til at nummerere indledningssider i bøger, bindnummer for bøger i flere bind, og timerne på ure. De bruges også til at angive "take-nummeret" på et klaptræ forud for en filmoptagelse.

Regler for romertal

Syv bogstaver betegner tallene i det romerske system: :I=1 :V=5 :X=10 :L=50 :C=100 (Centum) :D=500 :M=1000 (Mille)
- Hvis et lille tal skrives foran et stort tal trækkes tallet fra det store: IV = 5 - 1 = 4
- Hvis et lille tal skrives efter et stort tal lægges tallet til det store: VI = 5 + 1 = 6
- Der må kun stå ét lille tal foran et større tal.
- Der må højst stå tre ens tegn efter hinanden.
- En streg over et tegn tilkendegiver multiplikation med 1.000: V = 5.000 De største mulige romertal med de 7 grundtal henholdsvis uden og med tusindmultiplikator er: :MMMDDDCCCLLLXXXVVVIII = 4.998 og :MMMDDDCCCLLLXXXVVVIIIMMMDDDCCCLLLXXXVVVIII = 5.002.998 Øvrige bogstaver har også været anvendt til at betegne beløb. For eksempel: :O=11 :F=40 :R=80 :Y=150 :H=200 :K=250 :G=400 :Q=500 :N=900 :Z=2000 :P=400 eller 4000 Der foruden har der en gang eksisteret et tegn, der minder om et sammensat CD, (en cirkel med en lodret diagonal) for 1000. Derfor skrives 500 som en halv cirkel = D.

Romertal fra 1 til 109

P Bemærk at nul ikke findes:

	I	II	III	IV	V	VI	VII	VIII	IX
X	XI	XII	XIII	XIV	XV	XVI	XVII	XVIII	XIX
XX	XXI	XXII	XXIII	XXIV	XXV	XXVI	XXVII	XXVIII	XXIX
XXX	XXXI	XXXII	XXXIII	XXXIV	XXXV	XXXVI	XXXII	XXXVIII	XXXIX
XL	XLI	XLII	XLIII	XLIV	VL	XLVI	XLVII	XLVIII	IL
L	LI	LII	LIII	LIV	LV	LVI	LVII	LVIII	LIX
LX	LXI	LXII	LXIII	LXIV	LXV	LXVI	LXVII	LXVIII	LXIX
LXX	LXXI	LXXII	LXXIII	LXXIV	LXXV	LXXVI	LXXVII	LXXVIII	LXXIX
LXXX	LXXXI	LXXXII	LXXXIII	LXXXIV	LXXXV	LXXXVI	LXXXVII	LXXXVIII	LXXXIX
XC	XCI	XCII	XCIII	XCIV	VC	XCVI	XCVII	XCVIII	IC
C	CI	CII	CIII	CIV	CV	CVI	CVII	CVIII	CIX

Kuriosum

Når romertal anvendes på ure, skrives 4 normalt som IIII, ikke som ovenfor IV.

Eksterne henvisninger

- [http://www.mysteriousetruscans.com/language.html Kilde 1: mysteriousetruscans.com: Etruscan Language] Citat: "...The Germanic Runes (the Futharc) are now thought to derive from the Northern Etruscan alphabet, a fact which supports the existence of a vast Etruscan trading network...The Etruscan numbers were represented by the symbols shown above, and were used very much in the same style as Roman numerals. The very term "Roman numerals" is a misnomer, since the prototype number system was originally Etruscan..."
- [http://www.saack.dk/romertal.shtml http://www.saack.dk/romertal.shtml] Nederst på denne side er der en lommeregner, der kan konvertere romertal til arabertal, og omvendt. Kategori:Antikken ja:ローマ数字 ko:로마 숫자 th:เลขโรมัน

Enceladus (måne)

Enceladus er planeten Saturns sjettestørste måne: Den blev opdaget 28. august 1789, af William Herschel, og på Herschels søn John Herschels forslag er den blevet opkaldt efter titanen Enkelados fra den græske mytologi. Der ud over kendes månen også under betegnelsen Saturn-II.

Enceladus' indre

Da rumsonden Cassini ved flere lejligheder passerede tæt forbi Enceladus, påvirkede månens tyngdekraft sondens bevægelse, og herudfra har man beregnet Enceladus' masse til 1,08·10^{20^{kilogram. Sammenholdt med dens størrelse giver dette en massefylde på 1610 kilogram pr. kubikmeter; det er kendeligt højere end andre af Saturns middelstore is-måner, og tyder på at Enceladus indeholder mere jern eller klippemateriale end de øvrige Saturn-måner. Astronomerne regner med at de senere, ud fra nøjere analyser af dataene fra Cassinis passager, kan regne sig frem til et groft "billede" af Enceladus' indre struktur.

Visse overfladedetaljer på Enceladus tyder på at der er flydende materiale under overfladen, men hvis dette flydende materiale er vand, er det lidt af et mysterium hvad der forhindrer dette vand i at fryse til is. Enceladus kredser to gange om Saturn på samme tid som månen Dione kredser én gang, og derved udsættes Enceladus for tidevandskræfter der varmer dens indre op, dog næppe nok til at holde vand flydende. En anden mulig varmekilde er radioaktivt henfald i det eventuelle jern eller klippemateriale der måtte være i Enceladus, om end denne proces i så fald har leveret mere varme tidligere i månens historie end den gør nu. En anden mulig forklaring er, at "det flydende" slet ikke er vand, men noget der smelter ved lavere temperaturer, f.eks. ammoniak, men Cassini-sondens spektrometre for synligt og infrarødt lys har ikke observeret tegn på sådanne stoffer.

Overfladen
Da rumsonden Voyager II passerede Saturn i august 1981, fik man for første gang nærbilleder af bl.a. Enceladus, som kunne fortælle noget om månens geologi. Disse billeder viser mindst fem forskellige landskabstyper; der var regioner med talrige kratre, mens andre områder er helt jævnt terræn uden kratre, bjerge eller lignende — de jævne områder grænser ofte op til områder hvor landskabet domineres af langstrakte furer. De meget få kratre i de jævne regioner tyder på at landskabet her er ungt i geologisk forstand, dvs. mindre end 100 millioner år gammelt. Enten har Enceladus aktive vulkaner der udspyr vand, som siden hen flyder ud og fryser til nye, glatte landskaber, eller også er aktiviteten først ophørt indenfor de sidste 100 millioner år. Den rene, "nye" is der dominerer det meste af overfladen gør Enceladus omtrent helt hvid og giver den Solsystemets højeste albedo; 99% af den solstråling der rammer overfladen, kastes tilbage ud i rummet. Det gør samtidig Enceladus meget kold; overfladetemperaturen er −201°C, eller kun godt 70K.

Cassini-sonden har siden taget mere detaljerede billeder af Enceladus' overflade, og vist at også de jævne terræntyper på Voyager-sondens billeder har talrige, ikke særlig dybe små furer og skrænter. Kraterlandskaberne har også smalle revner der er opstået efter at kratrene blev skabt. I kratrene ligger revnerne i mønstre der er centreret omkring kraterets midte, hvilket tyder på at revnerne hovedsageligt skyldes svagheder i de øverste få hundrede meter af overfladen.

Selv om vandig is permanent holdes langt under frysepunktet er det alligevel en anelse plastisk, så i løbet af årmillionerne "flyder" kratre i Enceladus' is-overflade ud og bliver mindre skarpe i konturen. I den slags "udflydte" kratre ser man tit at bunden af krateret hæver sig som en "bule" midt i krateret.

plastisk
Enceladus viser tegn på pladetektonik; bl.a. gennemkrydses en del kratre af revner, hvor krater-delene på hver sin side af revnen ligger forskudt i forhold til hinanden. Disse revner kan være op til 200 kilometer lange, 5-10 kilometer brede, og op til en kilometer dybe. Disse furer ser ud til at være skabt for geologisk set "kort" tid siden; de er meget skarpe i konturerne, og skærer igennem ældre, mere deformerede landskaber. Revnerne blotlægger materiale med en udpræget blå overflade. Den furede terræntype på Enceladus ligner tilsvarende, lyse, furede områder på Jupiter-månen Ganymedes, men mens Ganymedes' furer er temmelig parallelle, danner furerne på Enceladus meget mere komplekse mønstre.

Atmosfære over sydpolen
Cassini-sonden har afsløret endnu en terræntype omkring Enceladus' sydpol: Det er en meget ung landskabstype med samme blålige formationer af vandig is som ved nyere revner andre steder på Enceladus, blot på et vandret terræn i stædet for op ad de stejle sider i en revne. Man formoder at de blå områder endnu ikke er blevet dækket af støv fra E-ringen i Saturns planetring. Flere instrumenter på Cassini-sonden har sporet en ganske tynd atmosfære af primært vanddamp og brint over dette område: Da Enceladus' tyngdekraft er for svag til at "holde" på en atmosfære, må der være noget der hele tiden fornyer den atmosfære man har fundet omkring sydpolen. Infrarøde målinger viser at Enceladus her er ca. 15, og enkelte steder op til 40 °C varmere end forventeligt, og sammenholdt med den meget unge terræntype giver det astronomerne anledning til at tro at Enceladus' sydpol-region er geologisk aktiv i dag.

Enceladus og Saturns E-ring
Cassini-sonden har også bekræftet formodninger om, at Enceladus er leverandør af materiale til E-ringen i Saturns omfattende system af planetringe: Koncentrationen af støvpartikler er stærkt forhøjet i rummet lige omkring Enceladus. Man mener at nedslag af mikrometeoritter slår mikroskopiske ispartikler løs fra overfladen: Nogle af dem undslipper helt Enceladus, og bliver til hovedbestanddelen i E-ringen. Noget af materialet i ringen falder ned på Enceladus igen, og tilslører nydannede formationer af blålig is.

Kategori:Saturns måner

ja:エンケラドゥス (衛星)

Mimas (måne)
Mimas er en af planeten Saturns måner: den blev opdaget den 17. september 1789 af astronomen William Herschel.

Navngivning
Mimas kendes også under betegnelsen Saturn I (I som i romertallet for én). Navnet Mimas kommer fra den Mimas, som ifølge den græske mytologi er søn af Gaia. Dette navn blev foreslået sammen med navneforslag til de øvrige seks Saturn-måner man kendte på den tid, af Herschels søn John Herschel i dennes publikation fra 1847, Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope.

Fysiske egenskaber
Med en massefylde på blot 1170 kilogram pr. kubikmeter må man formode at Mimas for det meste består af almindelig is, dvs. frossent vand, og kun kan indeholde meget lidt jern og klippemateriale. Mimas påvirkes af tidevandskræfter, som "strækker" månen og gør den "æggeformet" frem for helt rund som en kugle; det ses tydeligt på nogle af de billeder som rumsonden Cassini har taget.

Et af de mest markante overfladetræk ved Mimas er et 130 kilometer stort krater (en tredjedel af Mimas' egen diameter!), som er blevet opkaldt efter opdageren, William Herschel: Kraterkanten er ca. 5 kilometer høj, og hæver sig cirka 10 kilometer over kraterbunden, som domineres af et 6 kilometer højt centralbjerg. Det er resultatet af et meteoritnedslag, som efter al sandsynlighed har været tæt på at udslette Mimas; på den stik modsatte side af månen ses revner der efter al sandsynlighed opstod da chockbølger fra dannelsen af Herschel-krateret rullede igennem Mimas' indre og til sidst blev fokuseret her.

Ved siden af Herschel-krateret har Mimas' overflade talrige andre kratre i størrelsesordenen fra 20 til 40 kilometer, men meget få mindre kratre. Det tyder på at der foregår en eller anden proces som med tiden "udvisker" de mindre kratre.

Mimas og Saturns ringsystem
Mimas' tyngdekraft bidrager til at opretholde den såkaldte Cassini-deling i Saturns system af planetringe; et tilsyneladende "tomt" område mellem den såkaldte A-ring og B-ring. Mimas selv kredser noget længere borte fra Saturn end Cassini-delingen, men dens tyngdefelt vil forstyrre på kredsløbet for ethvert objekt i Cassini-delingen på en sådan måde, at objektets omløbsbane før eller siden vil blive flyttet væk fra Cassini-delingen.

Kategori:Saturns måner

ja:ミマス (衛星)

1847
Århundreder: 18. århundrede - 19. århundrede - 20. århundrede

Årtier: 1790'erne 1800'erne 1810'erne 1820'erne 1830'erne - 1840'erne - 1850'erne 1860'erne 1870'erne 1880'erne 1890'erne

År: 1842 1843 1844 1845 1846 - 1847 - 1848 1849 1850 1851 1852
----
Konge i Danmark: Christian 8. 1839-1848
----
Begivenheder

- 27. juni - Jernbanen mellem København og Roskilde - kongerigets første - indvies. Det danske monarkis første jernbane var oprettet i 1844 mellem Kiel og Altona.

Født

- 1. januar - Rodolfo Amadeo Lanciani, italiensk arkæolog (død 1929).

- 11. februar - Thomas Edison, amerikansk opfinder.

- 3. marts - Alexander Graham Bell, opfandt telefonen (død 1922)

- 2. oktober - Paul von Hindenburg, tysk general og politiker, præsident fra 1925. I 1933 tvinges han til at acceptere Hitler som rigskansler.

Dødsfald

- 4. november - Felix Mendelssohn Bartholdy, tysk komponist og dirigent. 38 år.

- 12. november - William Christopher Zeise, dansk kemiker. 58 år.

Bøger

- Kogebog for småpiger - Anne Marie Mangor (Madam Mangor)

47

ko:1847년

ms:1847

simple:1847

Titan (mytologi)
Titanerne var børn af Gaia og hendes søn Uranos ligesom kykloperne og de hundredarmede. Titanen Kronos kastrerede sin far og vandt derved magten, men da han avlede børn med Thea, gentog historien sig. Børnene revolterede mod deres forældre, og titanerne kom i krig med Kronos' børn, Kroniderne. Der findes andre titaner nævnt i den græske mytologi, ofte er det børn af de oprindelige tolv.

Hvem titanerne har været, ved man ikke. Det har været foreslået, at de er et tidligere gudedynasti, der er blevet fortrængt af et nyere. Lignende historier fra Lilleasien vidner dog om, at historien om generationsslagsmålet har eksisteret andesteds og måske har været et fast motiv i Lilleasiens og Grækenlands mytologier.

Kilder
Hesiod
Den primære kilde til beretningerne om titanerne er Hesiods værk Theogonien. Han beskriver Titanernes undfangelse således:

:"..favnet af Uranos fik hun Okeanos' hvirvlende floddyb
:dertil Koios og Kreios og Japetos og Hyperion,
:Theia og Rheia og Themis og næst efter dem Mnemosyne,
:Foibe med gylden krans og den længselsforvoldende Tethys;
:Men efter dem som den yngste kom Kronos med krogede tanker,
:rædsomst af samtlige børn, og han fyldtes af had til sin fader."

:::Citeret fra Lene Andersens oversættelse.

De fleste andre kilder følger Hesiod ret tæt højst med små variationer: Apollodorus for eksempel har Dione som en 13. titan

Andre kilder

I den orfiske digtning findes der fragmenter der omtaler titanerne.

Titanerne
De oprindelige 12 titaner.

- Okeanos

- Thetys

- Koios

- Krios,

- Hyperion

- Iapetos

- Thea

- Rhea

- Themis

- Foibe

- Mnemosyne

- Kronos.

Andre titaner

- Hekate

- Atlas

- Perses

- Prometheus

Kategori:Græsk mytologi

ja:ティタン

ko:티탄 (신화)

Græsk mytologi
Guder og gudinder

- Afrodite, Apollon, Ares, Artemis, Athene, Boreas, Demeter, Dionysos, Eileithyia, Eos, Eros, Eris, Faeton, Gaia, Hypnos, Hades, Hefaistos, Hekate, Helios, Hemera, Hera, Hermes, Hestia, Hybris, Hypnos, Iris, Kronos, Morfeus, Nemesis, Nereus, Nike, Nyx, Pan, Poseidon, Rhea, Selene, Thanatos, Thetis, Triton, Uranus, Zefyr, Zeus.

Helte

- Achilleus, Ajax, Bellerofon, Charon, Hektor, Herakles, Jason, Odysseus, Orfeus, Peleus, Perseus, Theseus, Ødipus.

Fantastiske væsener

- Karybdis, Chimaira, De hundredarmede, Dryader, Føniks, Gorgonerne, Hydra, Kentaurer, Kerberos, Kraken, Kykloper, Meliader, Mænader, Minotauros, Najader, Nereider, Nymfer, Pegasus, Python, Satyrere, Skylla, Sirener, Sylfider, Tyfon.

Titaner

- Atlas, Koeus, Helios, Hyperion, Iapetos, Kronos, Leto, Metis, Mnemosyne, Phoebe, Prometheus, Rhea.

Sagnkonger

- Agamemnon, Laios, Menelaos, Midas, Minos, Priamos, Sisyfos, Tantalos.

Stednavne

- Elysion, Ilion, Olympen, Styx, Tartaros

Andet

- Erebos, Iliaden, Odysseen, Pandoras æske.

Se også

- De græske guders familietræ

- Græske guder

- Nordisk mytologi

- Romerske gudenavne vs. græske

Links

- [http://www.netspirit.dk/index.php?module=pagemaster&PAGE_user_op=view_page&PAGE_id=587 Netsprit: De græske guder]

- Gudeliste: [http://www.natsunivers.dk/graesk_mytologi.php Græsk mytologi på Nats univers]

- [http://www.natsunivers.dk/gudinder.php Nats univers: Græsk mytologi]

Kategori:Mytologi
Kategori:Græsk mytologi
Kategori:DK5 29.2

ja:ギリシア神話
ko:그리스 신화

Saturns måner
Pr. 2005 har man med sikkerhed kendskab til 48 måner i kredsløb om planeten Saturn, og hertil har man observeret yderligere to små objekter, kaldet S/2004 S 4 og S/2004 S 6, som dog kan vise sig at være én og samme måne.

Teknisk set er også de myriader af små is- og stenpartikler der danner Saturns system af planetringe også "måner", og der findes ikke nogen skarp grænse mellem en meget lille måne og en meget stor ring-partikel. Derfor vil man aldrig kunne fastslå et endeligt antal af Saturn-måner.

Oversigt
Tabellen herunder omfatter de i skrivende stund 48 kendte måner samt de to omtalte, ikke bekræftede objekter, sorteret i stigende orden efter deres omløbsbaners halve storakser, og dermed også efter stigende omløbstid:

Opdagelse
Før rumfartens tidsalder kendte man til 9 måner i kredsløb om Saturn, hvoraf matematikeren og fysikeren Christiaan Huygens opdagede Titan som den første, og de næste fire, Dione, Iapetus, Rhea og Tethys, blev opdaget af den italiensk-franske astronom og ingeniør Giovanni Domenico Cassini. I 1789 kunne William Herschel føje Enceladus og Mimas til listen.

Herschels søn, John Herschel, fremsatte i 1847 i sin publikation Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope forslag til navne på de syv måner man kendte på dette tidspunkt; navne der var hentet i den græske mytologi.

I 1848 blev Hyperion opdaget af hhv. William Lassell samt William Cranch Bond og Geroge Phillips Bond, uafhængigt af hinanden, og i 1905 fandt Charles Dillon Perrine månen Elara.

Da de to rumsonder i Voyager-programmet i 1980 passerede Saturn, sendte de billeder tilbage til Jorden som afslørede ikke mindre end ni nye måner. Og inden Cassini-rumsonden ankom til Saturn-systemet i sommeren 2004 og indtil videre har fundet 8 af månerne i ovenstående tabel, var en systematisk eftersøgning efter Saturn-måner blevet indledt fra jordbaserede observatorier og havde afsløret 12 hidtil ukendte måner i store afstande fra Saturn. Og fra Mauna Kea-observatoriet har et andet hold astronomer ved systematisk eftersøgning fundet andre 12 måner.

Månen Themis
I 1905 mente William H. Pickering, der syv år forinden havde opdaget Phoebe, at have fundet endnu en Saturn-måne, som han kaldte Themis (måne). Siden har det vist sig at Pickering tog fejl; månen Themis findes ikke.

Grupperinger
Selv om grænserne ikke er helt skarpe, kan man inddele Saturns måner i forskellige kategorier:

Ringenes hyrdemåner
En hyrde-måne er en måne der kredser lige indenfor eller lige udenfor en af saturns planetringe, og med deres svage tyngdekraft påvirker omløbsbanen for de partikler i ringene som de kommer i nærheden af. Blandt andet skaber disse måners indflydelse zoner i ringsystemet hvor partiklerne ikke kan opholde sig stabilt over længere tid, og disse zoner ser vi som smalle mellemrum, eller "gab" i ringsystemet. For Saturns vedkommende er Atlas, Pan, Pandora, Prometheus, S/2004 S 3, S/2005 S 1 og den eller de måner der indtil nu kendes som S/2004 S 4 og S/2004 S 6.

De co-orbitale måner
To af Saturns måner, Janus og Epimetheus, har næsten ens omløbsbaner; den ene fuldfører et omløb en kende hurtigere end den anden, og "burde" således med jævne mellemrum indhente den anden. Men når de kommer tilpas tæt på hinanden, udøver deres svage tyngdekræfter et træk i dem, som får dem til at bytte omløbsbaner en gang hvert fjerde år. Indtil nu er dette det eneste kendte tilfælde af to himmellegemer der bytter baner på denne måde.

De indre store måner
Dione, Enceladus, Mimas og Tethys færdes alle indenfor den ganske tynde E-ring omkring Saturn, og henregnes til en gruppe for sig. Navnet til trods har der vist sig et par udpræget små måner, Methone og Pallene, hvis omløbsbaner ligger i samme interval som de store medlemmer af denne gruppe. Og i samme område finder man den næste gruppe:

Trojanske måner
Ligesom de såkaldte Trojanske asteroider, der samles i to "klynger" omkring lagrange-punkterne L₄ og L₅ i forhold til Jupiters omløb om Solen, så finder man i Saturn-systemet to eksempler på små måner i de samme to lagrange-punkter i forhold til en større månes omløb om Saturn. I lagrange-punkterne for Tethys finder man Telesto (L₄) og Calypso (L₅), og tilsvarende finder man i samme omløbsbane som Dione de to små måner Helene (L₄) og Polydeuces (L₅).

De ydre store måner
Denne gruppe hører til uden for E-ringen, og omfatter fire af Saturns største måner; Hyperion, Iapetus, Rhea og Titan. Hyperion, det mindste medlem af gruppen, er temmelig iregulært formet.

Inuit-gruppen
Inuit-gruppen består af fem måner med nogenlunde samme afstande og hældningsvinkler i forhold til Saturn: Dens "medlemmer" er Kiviuq, Ijiraq, Paaliaq, Siarnaq og S/2004 S 11. Med undtagelse af den sidste har månerne i denne gruppe navne efter skikkelser fra den inuitiske mytologi.

Den nordiske gruppe
Igen en gruppe af måner der knyttes sammen af nogenlunde ens afstande og hældninger i forhold til Saturn. Den nordiske gruppe omfatter 18 måner, nemlig Mundilfare, Narfe, Phoebe, Skade, Suttung, Trym, Ymer, samt månerne med de midlertidige betegnelser fra S/2004 S 7 til S/2004 S 10 og S/2004 S 12 til S/2004 S 18. Alle disse måner har retrograd omløb, hvilket vil sige at de populært sagt "kredser den gale vej" rundt om Saturn. De navne der gives til måner i denne gruppe, stammer fra den nordiske mytologi.

Den galliske gruppe
Denne gruppe omfatter de tre måner Albiorix, Erriapo og Tarvos. Igen knyttes de sammen som gruppe af omtrent ens omløbsbaner.

Se også

- Jupiters måner

- Neptuns måner

- Plutos måner

- Uranus' måner

Kategori:Saturns måner

ja:土星の衛星

Titan (måne)
Titan er planeten Saturns største måne, og den næststørste måne i vores solsystem, kun overgået af Jupiter-månen Ganymedes. Den blev opdaget, iøvrigt som den første Saturn-måne, den 25. marts 1655 af den hollandske astronom Christiaan Huygens.

Navngivning
Huygens kaldte sin opdagelse for Saturni Luna (latin for "Saturns måne"; kan også skrives som Luna Saturni), men senere opdagede Giovanni Domenico Cassini yderligere fire måner omkring Saturn, nemlig Dione, Iapetus, Rhea og Tethys. I de følgende næsten 200 år endte det med at man simpelthen nummererede Saturn-månerne med romertal som det også blev gjort for Jupiters måner.

De "moderne" navne på Saturns måner, herunder Titan, stammer fra titanerne fra den græske mytologi: De blev foreslået af John Herschel i hans publikation fra 1847; Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope.

Udforskning af Titan
1847
Titan har, som den eneste måne i solsystemet, en tæt atmosfære, som indtil for nylig har hindret udforskningen af selve overfladen. Da rumsonden Voyager I passerede Saturn, valgte man at lade den gå tæt forbi Titan i håbet om at få detaljerede billeder af overfladen, i stedet for en nærpassage af selve Saturn som ville gøre det muligt at lade sonden fortsætte til planeterne Uranus og Neptun sådan som dens søsterfartøj Voyager 2 gjorde. Men desværre skuffede billederne fælt, idét atmosfæren udviskede alle overfladetræk, og i stedet viste Titan som en omtrent ensfarvet skive.

Rumsonden Cassini medbragte et landingsfartøj, kaldet Huygens, som den 14. januar 2005 trængte ned igennem den tætte Titan-atmosfære og bremsede sit fald ved hjælp af tre faldskærme, landede blødt på overfladen, og sendte detaljerede billeder af overfladen tilbage. Dertil har Cassini-rumsonden bl.a. med sine infrarøde kameraer "kigget igennem" atmosfæren og afsløret en varieret overflade med mørke og lyse træk.

Titans fysiske egenskaber
Titan er større end planeten Merkur, men har dog mindre masse. Tidligere troede man at Titan var en kende større end Jupiter-månen Ganymedes, og dermed solsystemets største måne, men det har siden vist sig at Titans tykke atmosfærelag har medvirket til en overvurdering af dens egentlige størrelse.

Ligesom de fleste andre af Saturns måner består Titan af en blanding af vand-is og klippemateriale. Man formoder den har en en kerne af klippemateriale, ca. 3400 kilometer i diameter, omgivet af lag af forskellige former for is, og det er muligt at centeret i denne klippe-kerne stadig er varmt.

På grund af Titans størrelse presses dens centrale dele sammen under vægten af de ydre lag, hvilket forøger massefylden for materialet i kernen.

Atmosfæren
massefylde
Som den eneste måne i vort solsystem har Titan en tæt, veludviklet atmosfære: Trykket ved overfladen er halvanden gang så højt som vi kender det ved Jordens overflade. Denne atmosfære består for 95 procents vedkommende af kvælstof, og dertil metan og en smule helium, samt betydelige spor af en lang række forskellige molekyler som etan, diacetylen, metylacetylen, cyanoacetylen, acetylen, propan, carbondioxid, carbonmonoxid, cyanogen og cyanbrinte. Titan har ikke i sig selv noget magnetfelt, og bevæger sig til tider udenfor Saturns magnetfelt, og derved udsættes atmosfæren for solvinden, som kan ionisere og evt. helt "bortføre" molekyler fra de øverste atmosfærelag. Solens ultraviolette stråling nedbryder metan-molekyler i den øverste atmosfære, og man mener at de mange kulbrinteforbindelser er resultatet af kemiske reaktioner mellem de sønderdelte molekyler. Disse mere komplekse molekyler danner en tæt, orange smog i Titan-atmosfæren.

Titan-overfladens temperatur er nede omkring −180 °C, så det er forsvindende lidt vand der fordamper fra overfladen og bliver en del af atmosfæren. De spredte skyer der ses rundt omkring, består sandsynligvis af metan, etan eller andre simple, organiske forbindelser. Man har konstateret nedbør fra disse skyer; ind imellem "regner" det med en kulbrinteblanding der kan beskrives som flydende naturgas. Ifølge en endnu ikke bekræftet teori er Titan-overfladen dækket af et lag af et tjære-agtigt stof kaldet tholin, som stammer fra nedbøren og smoggen.

Den tykke atmosfære blokerer også for meget af det sollys der når Titan: På overfladen er der et svagt, diffust lys, som ikke kaster skygger.

Kryovulkanisme
skygge
Fund af isotopen Argon-40 i atmosfæren tyder på at Titan har en vis kryovulkanisme, dvs. aktive vulkaner der udspyr vand-is og ammoniak. Man har på nærbilleder også fundet en vulkan der udspyr metan, og det menes nu at denne vulkanaktivitet er en væsentlig kilde til metan i atmosfæren.

Overfladetræk
På kort over Titans overflade har man indplaceret flere store, mørke og lyse regioner, herunder et lyst område på størrelse med Austalien som formelt har fået navnet Xanadu, og andre steder findes mørke områder af tilsvarende størrelse. De er blevet observeret med Hubble-teleskopet og fra Keck-teleskopet og Very Large Telescope, men man ved endnu ikke præcis hvad der danner hhv. mørke og lyse landskaber. Helt frem til efter Huygens-sondens landing gættede man på at visse områder var "have" af flydende metan eller etan, men den teori er nu blevet afkræftet af observationer fra både Cassini og Huygens. Huygens-sonden landede på et af de mørke områder, og modsat hvad man havde forventet, er dette område ikke flydende eller "klægt" som tjære. Et "penetrometer" ombord i Huygens målte rystelserne som følge af landingen, og på baggrund af dets målinger gættede man først på at sonden var landet i enten løst sand, vådt ler, eller måske en overflade af tyktflydende tjære, dækket af sand. Konklusionen er nu, at Huygens landede i en slags "sand" af ispartikler, evt. oven i en af de lidt større isblokke der ses på billederne fra landingsstedet.

Til gengæld viser billederne fra Hygens nedstigning et landskab gennemkrydset af "floder" og "afløbs-kanaler" der fører ud til de mørke regioner. Og billederne fra Huygens landingssted viser isblokke der er delvis "slebet runde", muligvis af strømmende væsker, så selv om der endnu ikke er ført bevis for "søer", "have" eller andre større, væske-dækkede områder på Titan, er der meget der tyder på at der enten periodevis er, eller for relativt nylig har været, masser af væske på Titans overflade — måske var Huygens bare så "uheldig" at ankomme på en "tør årstid".

Cassini-rumsonden kortlægger et stykke af Titan hver gang den passerer månen, ved hjælp af radar-højdemålinger og syntetisk aperturradar: De første billeder fra dette arbejde har afsløret en kompleks topologi med såvel kuperede som jævne terræntyper, og man har fundet landskabstræk der tyder på vulkanaktivitet. Andre steder ses strejf af materiale, som synes at være blevet spredt for vinden. Enkelte steder ses noget der ligner kratre, om end de synes at være blevet fyldt op med den føromtalte nedbør af kulbrinte-forbindelser. I skrivende stund (august 2005) har man endnu kun fået kortlagt en del af egnene omkring nordpolen med radar, men terrænet her synes at være temmelig jævnt; ingen steder er der højdeforskelle på mere end 50 meter.

Eksterne henvisninger

- [http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/titan.html De ni planeter: Titan]

- [http://www.iol.co.za/index.php?set_id=1&click_id=31&art_id=qw1118250721223B216 June 08 2005, iol: Methane volcano spotted on Saturn's moon]

Kategori:Saturns måner

ja:タイタン (衛星)
ko:티탄 (위성)

zh-min-nan:Titan (oē-chheⁿ)

Rhea (måne)
Rhea er planeten Saturns næststørste måne: Den blev opdaget den 23. december 1672 af Giovanni Domenico Cassini.

Navngivning
Ud over Rhea opdagede Cassine også månerne Dione, Iapetus og Tethys, og han foreslog selv at kalde dem Lodicea Sidera ("Ludvigs stjerner") til ære for Ludvig 14. af Frankrig, men i stedet vandt et nummereringssystem udbredelse, hvorunder Rhea fik betegnelsen Saturn V.

De nuværende navne, herunder Rhea, blev foreslået af John Herschel i hans publikation Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope fra 1847: Hans navneforslag stammer fra titanerne fra den græske mytologi.

Rheas indre
Rhea består for det meste af vand-is. Dens massefylde tyder på at den muligvis har en kerne af klippematieriale, som højest udgør en tredjedel af Rheas samlede masse.

Rheas overflade
Ligesom flere andre Saturn-måner har Rhea bunden rotation, hvilket betyder at den dels altid vender samme side mod Saturn, dels at det altid er samme side af Rhea der vender hhv. "fremad" og "bagud" i forhold til månens bevægelse i sin omløbsbane. Og som hos flere af disse måner er der markante forskelle på "for-" og "bagsiden" af Rhea: Mens "forsiden" har en jævn, lys farve og mange kratre, er den modsatte overflade mørkere og med færre kratre, til gengæld ses her et "netværk" af uskarpt markerede, lyse streger. Disse streger, der også ses på andre Saturnmåner med bunden rotation, har vist sig at være utallige små skrænter hvor lyse ismasser er blevet blotlagt. De gamle billeder fra rumsonden Voyager 2 var ikke nær detaljerede nok til at vise disse skrænter, så tidligere teorier gættede på at de lyse streger var udbrudsmateriale fra en tid hvor Rhea stadig indeholdt flydende vand.

Landksaberne på Rhea kan groft opdeles i to typer, ud fra tætheden af kratre: Den ene landskabstype har kratre med diametre over 40 kilometer, mens kratrene i den anden landskabstype, primært omkring polerne og ækvator, er mindre. Det tyder på at udbrud af materiale fra Rheas indre på et tidspunkt har "fornyet" store dele af overfladen.

Selv om temperaturerne svinger mellem −174 og −220 °C, er overfladens is tilbøjelig til at "flyde sammen" i løbet af millioner af år, og af den grund er kratrene på Rhea ikke nær så skarpt aftegnet som kratrene på "sten-verdener" som f.eks. Månen og Merkur.

Kategori:Saturns måner

ja:レア (衛星)

Krater
Et krater er en cirkelformet sænkning eller lavning på overfladen af planeter, måner, småplaneter eller andre himmellegemer.

ja:クレーター

Rumsonde
En rumsonde er et ubemandet, videnskabeligt, undersøgende rumfartøj. En rumsonde kan vende tilbage til jorden, hvis den er programmeret til det, men kan også være på en envejs-mission f. eks. Voyager-sonderne, som er på vej ud af vores solsystem efter at have besøgt de fleste planeter.

Kategori:Astronomi
Kategori:Rumfartøjer
Kategori:Ubemandede fartøjer

Cassini (rumsonde)
Cassini er moderskibet i rummissionen Cassini-Huygens. Cassini undersøger Saturn, dens ringe og dens måner. Sonden er opkaldt efter en italiensk astronom af samme efternavn.

Diameter
Diameteren er tværmålet af en cirkel, en korde gennem cirklens centrum (eller længden af denne korde). Diameter bruges også om kugle, cylinder og lignende.

Se også

- Korde, sekant, tangent og punkt.

Kategori:Geometri

ja:径

Jupiters måner
Planeten Jupiter har i skrivende stund (august 2005) 63 kendte måner, hvoraf næsten tre fjerdedele er opdaget siden 1999. I tabellen herunder står de i rækkefølge efter stigende afstand til Jupiter, og dermed også efter stigende omløbstid. I kategorien "Jupiters måner" kan man finde dem i alfabetisk rækkefølge.

Opdagelse
Galileo Galilei fandt de første fire Jupitermåner i løbet af nogle få nætter i februar måned 1610, og disse måner kaldes under ét for de galileiske måner. Galilei tildelte månerne romertal i stedet for navne ligesom planeterne har; den måne vi idag kalder Io blev kaldt Jupiter-I, Europa hed Jupiter-II, Ganymedes Jupiter-III og Callisto Jupiter IV. Dette system bruges den dag i dag, parallelt med de navne fra den græske mytologi som Internationale Astronomiske Union først formelt vedtog i 1975.

De næste fire århundreder opdagede man ni "nye" måner omkring Jupiter, samt fik et kort "glimt" af en tiende, Themisto, som dog "forsvandt" igen, da man ikke fik nok information om dens omløbsbane til at kunne spore den. Den blev "genopdaget" i 2000. Rumsonden Voyager 1 passerede Jupiter den 5. marts 1979, og ved dens hjælp opdagede man tre nye måner; Adrastea, Metis og Thebe. Inklusiv den forsvunde Themisto havde man nu observeret ialt 17 måner om Jupiter, og det tal forblev uændret indtil 1999, hvor man fandt hvad der nu kendes som jupitermånen Callirrhoe.

Da et hold astronomer under ledelse af Scott S. Sheppard og David C. Jewitt fra Hawaiis Universitet begynde at lede systematisk efter små måner omkring Jupiter, fandt de 10 "nye" måner indenfor knap to uger. De gentog succesen godt et år senere, og fandt denne gang yderligere 11 måner. I 2002 fandt de "kun" én hidtil ukendt måne, Arche, men da man fortsatte eftersøgningen i fem dage i februar 2003, fik man bekræftet intet mindre end 23 nye Jupitermåner!

Grupperinger
Efter Voyager-rumsonden kendte man formelt 16 Jupitermåner, plus den "forsvundne" Themisto, og disse 16 måner havde baner der naturligt inddelte dem i fire grupper, hvoraf de føromtalte galileiske måner er én gruppe, men de mange nyligt opdagede måner tegner et noget mere kompliceret billede. Med Themisto og Carpo som de eneste undtagelser kan Jupiters måner sorteres i seks grupper:
# Amalthea-gruppen, der består af fire små måner i snævre kredsløb indenfor 200.000 kilometer fra Jupiters centrum.
# De galileiske måner, med baneradier fra 400.000 til 2 millioner kilometer.
# Himalia-gruppen; en gruppe af måner med næsten ens omløbsbaner, 11-12 millioner kilometer fra Jupiter.
# Ananke-gruppens medlemmer ligger lidt mere spredt ca. 21 millioner kilometer fra Jupiter: Deres omløb er retrograde, dvs. de populært sagt "kredser den gale vej" rundt om Jupiter, iøvrigt i relativt "stejle" vinkler i forhold til Jupiters ækvator.
# Carme-gruppen er lidt mere samlet, men igen med retrograde omløb i stejle vinkler i forhold til Jupiters ækvator
# Pasiphae-gruppen er en ikke særlig skarpt afgrænset gruppering for de alleryderste Jupitermåner.

Især Himalia-gruppen får nogle astronomer til at gætte på at månerne i visse grupper i virkeligheden er "brudstykker" af større himmellegemer der engang er enten kollideret eller revet i stykker af tidevandskræfterne i Jupiters tyngdefelt.

Med undtagelse af Thebe bærer alle Jupitermåner med retrograde omløb et navn der ender på bogstavet E.

Se også

- Neptuns måner

- Plutos måner

- Saturns måner

- Uranus' måner

Kategori:Jupiters måner

als:Liste der Jupitermonde

ja:木星の衛星と環

Månen
:Denne side handler om Jordens drabant. Se måne for andre måner i solsystemet. Se måne (flertydig) for andre betydninger af måne.

Månen er Jordens største drabant. Den har intet andet formelt navn end "Månen" selv om den engang imellem betegnes som Luna (Latin for måne) for at adskille den fra typebetegnelsen "måne". Ordet 'måned' er afledt af 'måne'.

De to sider
Månen vender altid den samme side mod Jorden. Den side, som vi kan se, kaldes for "forsiden" og den side af Månen, der vender væk fra Jorden, kaldes for "bagsiden". På grund af libration (svingninger) kan vi dog se ca. 59% af overfladen fra Jorden.

Forsiden er dækket af omkring 30.000 kratere med en diameter på mindst 1 kilometer. Det største krater på Månen, og det største kendte krater i hele solsystemet er Sydpol-Aitken bassinet. Dette krater er placeret på bagsiden, nær ved sydpolen, og er omtrent 2.240 km i diameter og 13 km dybt. Disse kratere blev skabt af de mange himmellegemer, der blev sendt afsted, da solen havde opnået sin hovedserie, hvilket har forårsaget stærk stråling. Denne stråling har så sendt alt det overskydende stof (det der ikke blev dannet planeter af) væk. Grunden til at jorden ikke er overdækket med kratere er jordens pladetektonik.

Månen og himmelkuglen

I forhold til fiksstjernehimmelen foretager Månen et fuldt omløb på omkring fire uger - dette kaldes Månens sideriske omløbstid. I løbet af en time flytter Månen sig et stykke på himlen svarende til dens vinkeludstrækning set fra Jorden på omkring 0,5º.

Månen forbliver altid indenfor et bånd, kaldet for
Dyrekredsen, som strækker sig omkring 8º på begge sider af ekliptika. Månen krydser ekliptika ca. hver anden uge, hvilket sker i månebanens såkaldte knudepunkter. En betingelse for at sol- eller måneformørkelse kan indtræffe, er at Månen befinder sig i nærheden af et knudepunkt. Tiden som forløber mellem to på hinanden følgende passager af det opstigende knudepunkt betegnes Månens drakonitiske omløbstid.

Vores viden om Månen

I oldtiden troede man mange steder, at Månen jagtede Solen og omvendt, de blev oftest beskrevet som bror og søster. I nogle kulturer er månen en mand, i andre en kvinde. Månen mentes især at have indflydelse på frugtbarhed og fødsler. Man mente også at månen havde stor indflydelse på ens sind. Det kan man fx se i ordet månesyge, og det engelske ord lunatic som kommer af luna.

I middelalderen mente nogle at det var en "perfekt kugle", og andre at der var have på månen. Så sent som i 1920'erne mente man at Månen havde en atmosfære, i det mindste i populære science fiction fortællinger. I 1969 blev Neil Armstrong og Buzz Aldrin de første mennesker, der landede på Månen.

Svarende til betegnelserne geografi og geologi for studiet og beskrivelsen af Jorden, taler man om Månens selenografi og selenologi (dannet af Selene, den græske månegudinde).

Se også

- tidevand

- Måneillusionen

- Theia (planet)

Eksterne henvisninger

- [http://www.tycho.dk/astronomi/ Tycho Brahe Planetarium - Astronomi]

- [http://www.cozmo.dk/ WWW.COZMO.DK - Astronomi - Fysik - Universet - Filosofi - Kosmos - Stjerner]

- [http://www.dr.dk/videnskab/praes/univers/pluto.shtm DR: Universet fra A-Z - Pluto og kometerne]

- [http://hofs.dk/~astronominet/solindex.php AstronomiNET, Guide til Solsystemet: Tryk på det himmellegeme du ønsker information om], [http://www.astronominet.dk AstronomiNET hovedadresse]

- [http://www.rumfart.dk/ Dansk Selskab for Rumfartsforskning]

- [http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/help.html På dansk: The Nine Planets Glossary]

- [http://www.rummet.dk/ rummet.dk]

- Google: [http://directory.google.com/Top/Science/Astronomy/ Astronomy]

- Google: [http://directory.google.com/Top/Kids_and_Teens/School_Time/Science/Astronomy_and_Space/ School time: Astronomy and Space]

- [http://www.ing.dk/apps/pbcs.dll/article?AID=/20030703/NATUR/107040031/0/BYGGERI Ing.dk, 03.07.2003: Insekter navigerer med polariseret lys] Citat: "...skarabæen, Scarabaeus Zambesianus der lever i Sydafrika, eftergør biers og vikingers trick blot under langt vanskeligere forhold - i månelys...."

- [http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/325290.stm 22 April, 1999, BBC News: Prehistoric Moon map unearthed]

Kategori:Måner
Kategori:Solsystem
Kategori:DK5 52.44

ja:月
ko:달

ms:Bulan (satelit)

simple:Moon

th:ดวงจันทร์

zh-min-nan:Go̍eh-niû

Merkur (planet)
Merkur er den planet, der er tættest på solen og den ottende største i vores solsystem. Planeten er mindre i diameter end Jupiters måne Ganymedes og Saturns måne Titan, men har større masse end disse.
Planeten blev opkaldt efter den romerske gud Merkur, fordi planeten bevæger sig så hurtigt i sin bane, og han var gudernes budbringer.

Mosaikbillede af Merkur i tabellen til højre blev taget af Mariner 10 under dens vej mod planeten den 29. marts 1974. Mosaikken består af 18 billeder taget med 42 sekunders mellemrum under en 13 minutters periode, mens rumskibet var 200.000 kilometer (cirka 6 timer før dens nærmeste punkt) fra planeten.

Merkur har mindst været kendt siden sumerernes tid (3. årtusind f.Kr.). Sumererne kaldte den for Ubu-idim-gud-ud. De tidligste detaljerede registreringer blev foretaget af babylonerne. Den fik to navne af grækerne: Apollo som morgenstjerne og Hermes som aftenstjerne. De græske astronomer vidste imidlertid godt, at de to navne refererede til samme himmellegeme. Heraklit indså endog, at Merkur og Venus kredser i bane om Solen - ikke om Jorden.

Da Merkur altid holder sig ret tæt ved Solen, kan den kun iagttages kort før solopgang eller kort efter solnedgang. Den er da ofte synlig gennem en almindelig prismekikkert, eller for den sags skyld med det blotte øje - således i Sydeuropa. I Danmark er Merkur yderst vanskelig at observere.

Besøg af mennesker
Merkur har kun været besøgt af ét rumfartøj, Mariner 10. Den passerede Merkur tre gange i 1973 og 1974. Kun 45% af overfladen blev kortlagt, men afstanden til Solen er desværre for kort til, at den kan blive ordentligt afbildet af Hubble-rumteleskopet, uden at instrumenterne skades.

Fremtidige missioner
I august 2004 opsendte NASA en rumsonde med navnet Messenger til Merkur. Rumsonden vil foretage adskillige forbiflyvninger af Jorden, Venus og Merkur, før den endelig går i kredsløb om Merkur i 2011.

ESA planlægger en mission kaldet BepiColombo. Det er et ambitiøst projekt med to satelliter i kredsløb omkring Merkur. Den mission er dog stadig kun på tegnebrættet, men forventes at blive opsendt i 2012.

Merkurs bane
Merkurs bane er stærkt excentrisk; ved perihelium er den kun 46 millioner km fra Solen imod 70 millioner km ved aphelium. Periheliumpunktet i Merkurs bane flytter sig, omend meget langsomt, rundt om Solen. Astronomerne i det 19. århundrede lavede omhyggelige observationer af Merkurs baneparametre, men kunne ikke ud fra Newtons mekanik forklare, hvad der skete. Forskellene mellem de observerede og de beregnede værdier var små, men de gav alligevel forskerne alvorlig hovedpine i flere årtier. Mange mente, at det var en anden planet (som de kaldte Vulcan), som måske fandtes i nærheden af Merkur, der forårsagede uoverensstemmelsen. Sandheden viste sig at være langt mere dramatisk: Einsteins Generelle relativitetsteori! Dens korrekte forudsigelser af Merkurs banebevægelse var en vigtig faktor i den tidlige accept af relativitetsteorien.

Merkurs rotationstid
Indtil 1962 troede man, at "dagen" (rotationstiden) på Merkur var lige så lang som "året" (omløbstiden), noget som ville indebære, at den samme side altid vendte mod Solen, ligesom Månen gør til Jorden. Dette blev modbevist i 1965 ved hjælp af såkaldte doppler-radar-observationer. Vi ved nu, at Merkur roterer tre gange i løbet af to af sine år. Merkur er det eneste legeme i solsystemet, som har en bane/rotations-resonans med et forhold, der afviger fra 1:1. Dette, sammen med Merkurbanens excentricitet, ville bevirke nogle bizarre effekter for en observatør, der stod på Merkurs overflade. Ved nogle breddegrader ville man se Solen stå op og sagte blive større og større, mens den nærmede sig zenit. I zenit ville Solen standse op, gå i modsat retning en kort stund for så at lave et nyt stop. Til slut ville den krybe sagte mod horisonten igen, mens den blev mindre og mindre. Imens ville stjernerne bevæge sig tre gange så hurtigt over himlen som Solen! Observatører andre steder på Merkur ville se andre, men tilsvarende mærkværdige bevægelser.

Temperatur
Temperaturvariationerne på Merkur er de mest ekstreme i Solsystemet. De svinger mellem -180 og +340. Temperaturen på Venus er ganske vist lidt højere, men den er til gengæld meget stabil.

Struktur
Merkur minder på mange måder om månen: Dens overflade er fuld af kratere og meget gammel, den har ingen pladetektonik. På den anden side er Merkurs massefylde meget større end månens (5,43 g/cm³ mod 3,34 g/cm³). Merkur er den næstmest kompakte af de store legemer i solsystemet kun overgået af jorden. Faktisk er Jordens tæthed delvis forårsaget af sammenpresning som følge af tyngdekraften; havde det ikke været for denne, ville Merkur have større tæthed end Jorden. Dette tyder på, at Merkurs tætte jernkerne er relativt større end Jordens, den omfatter antagelig store dele af planeten som sådan. Merkur har derfor kun en relativt tynd silikat-skorpe og -kappe.

Merkurs indre domineres af en stor jernkerne med en radius, der varierer mellem 1.800 og 1.900 km. De ydre "skaller" af silikater (analoge til Jordens kappe og skorpe) er kun 500-600 km tykke.

Merkurs atmosfære
Merkur har faktisk en atmosfære. Den er meget tynd og består af atomer, som af solvinden er revet løs fra overfladen. Fordi Merkur er så varm, flygter disse atomer hurtigt ud i rummet. Til forskel fra den stabile atmosfære på Jorden og på Venus, bliver Merkurs atmosfære stadig fornyet.

Merkurs overflade
Overfladen er fuld af bratte skråninger, nogle er hundredvis af kilometer brede og op til tre kilometer høje. Nogle skærer gennem kraterringe og andre formationer, hvilket indikerer at de blev dannet ved sammentrykning. Det anslås, at overfladen er "krympet" med omtrent 0,1% (svarende til cirka 1 km af planetens radius) siden dannelsen.

Caloris Bækkenet
Caloris Bækkenet er én af de største formationer på Merkur. Det er omtrent 1.300 km i diameter. Det formodes at ligne de store "have" (maria) på månen. Ligesom disse blev Caloris Bækkenet antagelig dannet af et stort nedslag tidligt i solsystemets historie.

Dette nedslag var sandsynligvis også ansvarligt for det mærkelige landskab på den stik modsatte side af Merkur.

Udover det kraterbelagte terræn har Merkur store områder med relativt jævn overflade. Nogle er måske resultatet af tidlig vulkansk aktivitet, mens andre kan skyldes aflejring af ophvirvlet materiale efter nedslag.

Vulkansk aktivitet
En ny analyse af Mariner-data har produceret foreløbige beviser for nylig vulkansk aktivitet på Merkur, men vi behøver alligevel flere data for at få dette bekræftet.

Utroligt nok har radarobservationer af Merkurs nordpol (et område som ikke blev kortlagt af Mariner 10) påvist spor af vand-is i de beskyttende skygger i enkelte kratere.

Merkur har et svagt magnetfelt, hvis styrke er omtrent 1% af Jordens.

Kilder/henvisninger

- Tabel fra engelsk wikipedia

- http://www.solarviews.com/eng/mercury.htm

- Astronominet.dk

- [http://messenger.jhuapl.edu/ Messenger (NASA)]

- [http://bepicolombo.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=30 BepiColombo (ESA)]

Kategori:Astronomi
Kategori:Planeter
Kategori:Solsystem
Kategori:DK5 52.43

ja:水星
ko:수성

ms:Utarid

simple:Mercury (planet)

th:ดาวพุธ

Kategori:Saturns måner
Denne kategori indeholder artikler om planeten Saturns måner.
Kategori:Måner

ko:분류:토성의 위성

Helsinki Accords
The Helsinki Accords is the Final Act of the Conference on Security and Cooperation in Europe held in Helsinki in 1975 between the United States and Canada, the Soviet Union and the countries of Europe, including Turkey but not Albania and Andorra. The civil rights portion of the agreement provided the basis for the work of Helsinki Watch, an independent NGO created to monitor compliance to the Helsinki Accords (which later evolved into several organizations). While these provisions applied to all signatories the focus of attention was on their application to the Soviet Union and its associates, Bulgaria, Czechoslovakia, East Germany, Hungary, Poland and Romania.

Text of the Civil Rights Section
"The participating States will respect human rights and fundamental freedoms, including the freedom of thought, conscience, religion or belief, for all without distinction as to race, sex, language or religion.

They will promote and encourage the effective exercise of civil, political, economic, social, cultural and other rights and freedoms all of which derive from the inherent dignity of the human person and are
essential for his free and full development.

Within this framework the participating States will recognize and respect the freedom of the individual to profess and practice, alone or in community with others, religion or belief acting in accordance with
the dictates of his own conscience.

The participating States on whose territory national minorities exist will respect the right of persons belonging to such minorities to equality before the law, will afford them the full opportunity for the actual
enjoyment of human rights and fundamental freedoms and will, in this manner, protect their legitimate interests in this sphere.

The participating States recognize the universal significance of human rights and fundamental freedoms, respect for which is an essential factor for the peace, justice and well-being necessary to ensure the
development of friendly relations and co-operation among themselves as among all States.

They will constantly respect these rights and freedoms in their mutual relations and will endeavour jointly and separately, including in co-operation with the United Nations, to promote universal and effective
respect for them.

They confirm the right of the individual to know and act upon his rights and duties in this field.

In the field of human rights and fundamental freedoms, the participating States will act in conformity with the purposes and principles of the Charter of the United Nations and with the Universal Declaration of Human Rights. They will also fulfil their obligations as set forth in the international declarations and agreements in this field, including inter alia the International Covenants on Human Rights, by which
they may be bound."

See also

- Helsinki Committee for Human Rights

- Helsinki Citizens' Assembly

- Human Rights Watch

- Organization for Security and Cooperation in Europe

External links

- [http://www1.umn.edu/humanrts/osce/basics/finact75.htm Full text of the Final Act, 1975 Conference on Security and Cooperation in Europe]

- [http://www.csce.gov/helsinki.cfm United States Helsinki Commission]

Category:Cold War treaties
Category:History of Helsinki

Doda i Virgin poker Parkiet Stockholm hotel Nurkowanie}}

:: RELATED NEWS ::