Home About us Products Services Contact us Bookmark
:: wikimiki.org ::
Miranda

Miranda

Miranda és el més xicotet i interior dels principals satèl·lits d'Urà. Va ser descobert per l'astrònom americà d'origen holandès Gerard Kuiper el 1948.

Nom

El seu nom prové del llatí i significa «la que ha de meravellar-se». Va ser donat en honor del personatge de la filla del mag Pròsper, personatge de l'obra de teatre La tempestat, de William Shakespeare. Támbé s'anomena Urà V.

Característiques físiques

Miranda és un cos quasi-esfèric de 472 km de diàmetre, format en la seva major part per gel d'aigua, sent l'interior possiblement format per roques silicatades i compostos rics en metà. Geològicament, Miranda ha estat el cos més actiu del Sistema Solar. La superfície està travessada per grans canyons de fins a 20 km de profunditat amb regions de terreny esquerdat que indiquen una molt intensa activitat geològica en el passat. Es pensa que esta activitat geològica podria estar relacionada amb efectes de marea produïts per Urà. Una altra teoria, que ara ja no es considera tan vàlida, diu que en el passat Miranda va patir un fort impacte que la va partir en trossos. Amb el temps, el fragments es van tornar a juntar donant-li l'aspecte de cos apedaçat que té actualment. En qualsevol cas, tot pareix indicar que el naixement del satèl·lit va ser extremadament violent, a causa de la seva extraordinària orografia. orografia

Característiques orbitals

La inclinació de l'òrbita de Miranda (4,22º) és inusualment alta per a un cos tan proper al seu planeta. És possible que en algun moment estés en ressonància orbital 3:1 amb Umbriel. La fricció provocada per les forces de marea podria haver causat un escalfament a l'interior del satèl·lit i ser l'origen de l'activitat geològica.

Vegeu també


- Satèl·lits d'Urà

Enllaços externs


- [http://adsabs.harvard.edu//full/seri/PASP./0061//0000129.000.html Kuiper, Gerard P., "The fifth satellite of Uranus", PASP 61 (1949) 129]
- http://www.solarviews.com/es/miranda.htm Categoria:Satèl·lits d'Urà ja:ミランダ (衛星)

Urà (planeta)

Urà és el setè planeta més allunyat del Sol i el tercer en quant a mida. Forma part dels denominats planetes exteriors o gasosos.

Descobriment i exploració espacial d'Urà

Urà va ser el primer planeta descobert que no era conegut en l’antiguitat, encara que sí que havia sigut observat i confós amb estreles moltes vegades. El registre més antic que es troba d'ell es deu a John Flamsteed, qui el va catalogar com l'estrela 34 Tauri en 1690. Sir William Herschel, un músic alemany en la cort del rei Jordi III d'Anglaterra, va descobrir el planeta el el 13 de març de 1781 utilitzant un telescopi construït per ell mateix. Inicialment li va donar el nom de Georgium Sidus (l'estrela de Jordi) en honor al rei que acabava de perdre les colònies britàniques en Amèrica, però havia guanyat una estrela. No obstant, el nom no va perdurar més enllà de Gran Bretanya, i Lalande, un astrònom francès, va proposar anomenar-lo Herschel en honor del seu descobridor. Finalment, Johann Bode va proposar el nom d'Urà en honor al déu grec, pare de Cronos –l'equivalent romà del qual donava nom a Saturn–. Cap a 1827, Urà era el nom més utilitzat per al planeta inclús en Gran Bretanya. El HM Nautical Almanac va seguir anomenant-lo com Georgium Sidus fins a l'any 1850. Fins ara, només una missió espacial, la sonda Voyager 2, s'ha aproximat al planeta. L'acostament va ocórrer en 1986 com un pas breu prop del planeta durant la trajectòria de la sonda cap a Neptú. Les observacions derivades d'aquest acostament van donar com resultat una major comprensió de l'atmosfera del planeta, així com els descobriments d'un gran nombre de llunes i les primeres observacions dels anells d'Urà. El Telescopi Espacial Hubble (HST) ha observat en diverses ocasions el planeta i el seu sistema mostrant l'aparició ocasional de tempestats. El color blavós del planeta prové de l'absorció de la llum roja en l'atmosfera rica en metà.

Característiques físiques

Composició i estructura interna

Urà posseeix un nucli compost de roques i gels de diferent tipus sent estos últims molt més abundants. El planeta compta amb una gruixuda atmosfera formada per una mescla d'Hidrogen i Heli que pot representar fins a un 15% de la massa planetària. Urà (com Neptú) és en molts aspectes un gegant gasós interromput en el seu creixement sense haver acumulat les grans masses de gasos dels planetes gegants interiors Júpiter i Saturn.

Inclinació axial de l'eix de rotació

L'eix de rotació d'Urà està inclinat quasi 90º sobre el pla de la seva òrbita. Durant el seu període orbital de 84 anys un dels pols està permanentment il·luminat pel Sol mentre que l'altre roman en l'ombra. Conseqüentment s'espera que aquest planeta posseïsca importants efectes estacionals en la seva atmosfera. No es coneixen els motius pels quals l'eix del planeta està inclinat en tan alt grau. S'especula que potser durant la seva formació el planeta va poder tenir una col·lisió amb un gran protoplaneta capaç d'haver produït esta orientació anòmala. En l'època del pas del Voyager 2 en 1986 el pol sud d'Urà estava pràcticament apuntant cap al Sol. En aquella època els núvols del planeta estaven dèbilment distribuïts en bandes i zones a penes perceptibles. Les observacions del Telescopi Espacial Hubble més recents mostren una estructura més dinàmica a mesura que els rajos solars han anat aconseguint les latituds equatorials. L'any 2007 el Sol il·luminarà directament l'equador del planeta.

Camp magnètic

El camp magnètic d'Urà és també anormal en la seva posició i característiques ja que l'eix magnètic no està centrat en el planeta sinó desplaçat i inclinat 60º respecte a l'eix de rotació. El camp magnètic s'origina probablement en zones no massa profundes del planeta. El camp magnètic de Neptú també està desplaçat de forma similar, pel que és possible que el curiós eix magnètic d'Urà no estiga lligat a les peculiaritats del seu eix de rotació.

Satèl·lits d'Urà

Neptú, Ariel, Umbriel, Titània i Oberó. Les proporcions són correctes.]]
- Per a més informació vegeu l'article Satèl·lits d'Urà. Urà té 27 satèl·lits coneguts, 21 dels quals ja tenen nom definitiu. Els noms dels satèl·lits d'Urà s'agafen dels personatges de les obres de William Shakespeare i Alexander Pope, especialment de les seues protagonistes femenines. Els satèl·lits més grans són Titània i Oberó, de mida similar (1.580 i 1520 km de diàmetre, respectivament). Altres satèl·lits importants són Umbriel, Ariel i Miranda. Cap dels satèl·lits d'Urà té atmosfera. Miranda, un satèl·lit de només 470 km de diàmetre, té el penya-segat més alt del Sistema Solar (Verona Rupes); una altíssima paret de 20 km d'altura (10 vegades més alta que les parets del Gran Canyó, a la Terra). Els satèl·lits més grossos van ser visitats per la sonda espacial Voyager 2 el 1986, en el seu camí cap als límits del Sistema Solar. Les fotografies que va prendre llavors, encara són les imatges de més resolució que tenim d'aquestes llunes tan llunyanes.

Anells

1986s convectives en l'atmosfera del planeta.]] Urà, com els altres planetes gegants del sistema solar, posseïx un sistema d'anells, en aquest cas molt tènue i compost de partícules fosques. Els anells van ser descoberts fortuïtament en 1977 per James L. Elliot, Edward W. Dunham i Douglas J. Mink, els que, utilitzant el Kuiper Airborne Observatory, van observar com la llum d'una estrela pròxima a Urà s'esvaïa a l'aproximar-se el planeta. Després d'analitzar amb detall les seves observacions, van concloure que l'única explicació era que l'estrela havia sigut ocultada per un sistema d'anells al voltant d'Urà. Els anells van ser observats directament per la sonda espacial Voyager 2 en el seu pas pel sistema d'Urà en 1986.

Observacions d'Urà

La brillantor d'Urà aconsegueix una magnitud d'entre +5,5 i +6,0, pel que pot ser vist a simple vist de manera molt tènue en un cel excepcionalment fosc. Pot trobar-se amb facilitat amb simples binoculars. Des de la Terra presenta un diàmetre aparent de 4". En la majoria dels telescopis professionals no poden destacar-se detalls sobre el seu disc però gràcies a la revolució de la fotografia astronòmica digital realitzada amb webcams és possible obtenir fotometria diferencial de les latituds del planeta amb telescopis relativament modestos. La utilització de tècniques de òptica adaptativa en alguns dels majors telescopis del món com el Telescopi Keck han permès obtenir algunes de les millors imatges d'aquest planeta mostrant multitud de detalls en la seva revitalitzada atmosfera.

Enllaços externs


- [http://www.solarviews.com/span/uranus.htm Solarviews en espanyol: Urà]
- [http://www2.keck.hawaii.edu/news/science/uranus/index.html Imatges d'Urà preses pel telescopi Keck]
- [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html NASA/NSSDC: full de dades d'Urà] Categoria:Planetes ja:天王星 ko:천왕성 ms:Uranus simple:Uranus (planet) th:ดาวยูเรนัส

Gerard Kuiper

Gerard Peter Kuiper, nascut Gerrit Pieter Kuiper (Harenkarspel, Holanda Septentrional, 7 de desembre de 1905-23 de desembre de 1973) va ser un astrònom d'origen neerlandès nacionalitzat estatunidenc. Nascut i educat als Països Baixos, Kuiper va arribar als Estats Units en 1933 on va desenvolupar una fructífera carrera en el camp de la astronomia del sistema solar sent de fet considerat com el pare les modernes ciències planetàries. Entre els seus treballs teòrics va desenvolupar nombrosos aspectes de la teoria de formació del sistema solar, com ara la formació de planetesimals i el paper exercit per les col·lisions en la història primitiva del sistema solar sent l'impulsor de la idea que els cràters terrestres provenien d'impactes amb cossos exteriors a la Terra. En aquells moments es pensava que estos eren d'origen volcànic. Kuiper va liderar un important programa de astronomia en l'infraroig des de vols a gran altura (12000 m). Entre els seus molts descobriments de caràcter observacional cal destacar-ne els descobriments de Nereida, una de les llunes de Neptú i Miranda una de les llunes de Urà. També va col·laborar en el projecte Apol·lo estudiant la superfície de la Lluna i identificant possibles llocs d'aterratge per a la missió. Kuiper és especialment famós per haver suggerit l'existència d'un cinturó de material cometari romanent de la formació del sistema solar, confirmat des de 1991 i conegut en l'actualitat com cinturó de Kuiper. Kuiper, Gerard Kuiper, Gerard Kuiper, Gerard ms:Gerard Kuiper

1948

Esdeveniments:

:PAÏSOS CATALANS :MÓN
- Fred Hoyle formula, amb l'astrònom Thomas Gold i el matemàtic Hermann Bondi, la teoria de l'Univers quasiestacionari, també anomenada de la creació contínua.
- 25 de febrer - Txecoslovàquia: hi triomfa la revolució comunista (cop d'estat de Praga).
- 10 de desembre - seu de les Nacions Unides (Nova York): l'ONU proclama la Declaració Universal dels Drets Humans.

Naixements:

:PAÏSOS CATALANS :MÓN

Necrològiques:

:PAÏSOS CATALANS
- 25 de desembre - Prada de Conflent (el Conflent): Pompeu Fabra i Poch, filòleg català, principal impulsor de la Reforma Ortogràfica (n. 1868). :MÓN
- 30 de gener - Nova Delhi (Delhi, l'Índia): Mohandas Karamchand Gandhi, conegut com Mahatma Gandhi, independentista indi, líder de la resistència pacífica.

Pàgines que s'hi relacionen


- Calendari d'esdeveniments
- Taula anual del segle XX ----
Un any abans / Un any després
Categoria:Segle XX als:1948 ja:1948年 ko:1948년 ms:1948 simple:1948 th:พ.ศ. 2491

Aigua

L'aigua és un líquid transparent, inodor, insípid, compost d'hidrogen i oxigen, de fórmula empírica H2O, que fon a 0 °C i bull a 100 °C, el qual, en un estat més o menys impur, constitueix la pluja, els mars, els llacs, els rius, etc. A la natura tota l'aigua que hi ha sempre està barrejada amb altres substàncies (sals minerals, gasos, partícules en suspensió,...). Mai no hi podrem trobar aigua pura. L'aigua pura només es pot obtenir en el laboratori mitjançant processos molt complexos. L'aigua és una substància molt especial. Degut a la seva composició química (cada molècula està formada per un àtom d'oxigen (O) i dos àtoms d'hidrogen (H) ), es forma una xarxa d'enllaços entre els àtoms d'O i d'H (ponts d'hidrogen). Això afecta a les propietats de l'aigua, sobretot les temperatures de fusió i ebullició, que són relativament altes, i a la seva capacitat de dissoldre qualsevol substancia polar. Com totes les substancies, l'aigua pot canviar d'estat. En el llenguatge quotidià, aigua es refereix a l'estat líquid, gel a l'aigua en estat sòlid, i vapor a l'aigua en estat gasós. La temperatura de fusió de l'aigua, a una pressió de 1013 HPa, és de 0 ºC, i la d'ebullició de 100 ºC (a la mateixa pressió). ebullició

Simbolisme de l'aigua

L'aigua presenta un simbolisme molt complex a les diferents cultures, sovint lligat a la idea de neteja. Al cristianisme, per exemple, s'usa al sagrament del baptisme per netejar el pecat original o l'aigua beneïda. A l'Islam les ablucions són necessàries abans de començar a pregar i es renta el cos dels morts. Molts rius són reverenciats, com per exemple el Nil a Egipte o el Ganges a l'Índia. És un dels quatre elements clàssics juntament amb el foc, l'aire i la terra. En molts mites, l'aigua estava a l'origen de la vida (al Gènesi, quan Déu separa les aigües del cel i de la Terra, en un ressó dels mites de Mesopotàmia, per exemple).

Pàgines que s'hi relacionen


- Aigua dolça
- Aigua salada
- Aigua oxigenada
- Diòxid de trihidrogen
- depuradora
- La força de l'aigua
- Aigua pesant
- Aigua dura

Enllaços externs


- [http://www.edu365.com/eso/muds/ciencies/aigua/index.htm L'aigua és H2O?] Categoria:Aigua als:Wasser ja:水 ko:물 ms:Air simple:Water th:น้ำ

Geologia

La Geologia (del grec γη (geo, "terra"), i λóγος (logos, "ciència") és la Ciència que estudia la Terra, la seva història i els processos que li han donat forma. També es pot considerar geologia l'estudi d'altres planetes, tot i que se solen utilitzar altres termes més especialitzats: selenologia (de la Lluna), areologia (de Mart), etc. El primer a utlitzar el terme geologia va ser Richard de Bury el 1473, que la utilitzava per distingir entre la jurisprudència terrenal i la teològica. Jean-André de Luc fou el primer d'utilitzar el terme amb el seu sentit modern, l'any 1779.

Branques de la Geologia


- Cristal·lografia
- Estratigrafia
- Mineralogia
- Sismologia
- Vulcanologia
- Petrologia
- Tectònica i Geologia estructural
- Paleontologia Categoria:Geologia ja:地質学 ko:지질학 th:ธรณีวิทยา

Sistema Solar

El Sistema Solar és el conjunt de tots els astres que orbiten al voltant del Sol i que, per tant, hi estan gravitatòriament lligats. Està format per 9 planetes, almenys 156 satèl·lits i desenes de milers de planetes menors o planetoides, asteroides, meteoroides i cometes. A més, també hi ha el que s'anomena medi interplanetari, format per gas i pols. Tot aquest conjunt està situat en un dels braços de la galàxia Via Làctia, girant al voltant del seu centre des de 26.000 anys-llum de distància i a una velocitat de 220 km/s.

Cossos del Sistema Solar

Els planetes que formen part del Sistema Solar són (ordenats de menys a més distància al Sol): Mercuri, Venus, la Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà, Neptú i Plutó. Els satèl·lits estan repartits entre les òrbites de diversos planetes de la forma següent: 1 a la Terra, 2 a Mart, 63 a Júpiter, 47 a Saturn, 27 a Urà, 13 a Neptú i 3 a Plutó. Mercuri i Venus no en tenen cap. Aquestes xifres estan contínuament subjectes a canvi degut al descobriment de nous satèl·lits. El satèl·lit més conegut és, naturalment, la Lluna, satèl·lit de la Terra. Altres satèl·lits importants són Ganimedes a Júpiter, Tità a Saturn i Tritó a Neptú. Els meteoroides són petites roques de no més de 10 metres de diàmetre que estan escampades per tot el Sistema Solar. Els planetes menors o planetoides són objectes més grans que els meteoroides però més petits Mercuri (4880 km de diàmetre) i també estan escampats per tot el Sistema Solar. Tècnicament, els asteroides són una classe de planetes menors, encara que a vegades asteroide i planetoide s'utilitzen com a sinònims. Les seves òrbites es concentren en una zona anomenada el Cinturó d'asteroides, situada entre les òrbites de Mart i Júpiter. Els més importants són: (1) Ceres, (2) Pal·les i (4) Vesta. Alguns asteroides tenen els seus propis satèl·lits naturals que s'anomenen satèl·lits d'asteroides. Un exemple és (243) Ida amb el seu asteroide Dàctil. Els objectes trans-neptunians són una altra classe de planetes menors les òrbites dels quals són més llunyanes que la de Neptú. Es concentren majoritàriament en una zona anomenada Cinturó de Kuiper. Alguns exemples de membres d'aquest grup són 2003 UB313 i Quaoar. S'ha suggerit que Plutó pot pertànyer també a aquest grup. Els cometes són enormes blocs de gel i roca amb òrbites molt excèntriques. El més famós dels cometes és el cometa Halley. Finalment, es creu que pot existir una zona molt llunyana anomenada Núvol d'Oort que seria la font d'on provenen els cometes. De moment, l'únic astre descobert que podria pertànyer a aquest grup és Sedna.

Distàncies

Quan parlem de distàncies dins del Sistema Solar les unitats de longitud que fem servir per mesurar distàncies terrestres es queden petites. Per questions pràctiques s'ha definit una unitat anomenada Unitat astronòmica (UA) de forma que 1 UA és igual a la distància mitjana entre el Sol i la Terra, és a dir, uns 150 milions de km. km Distàncies mitjanes (semieix major de l'òrbita) entre el Sol i els planetes:
- Mercuri: 0,39 UA
- Venus: 0,72 UA
- Terra: 1 UA
- Mart: 1,52 UA
- Cinturó d'asteroides: entre 2,3 i 3,3 UA
- Júpiter: 5,20 UA
- Saturn: 9,54 UA
- Urà: 19,18 UA
- Neptú: 30,06 UA
- Plutó: 39,48 UA
- Cinturó de Kuiper: entre 30 i 50 UA
- Núvol d'Oort: ?

Òrbites

Les òrbites dels cossos del Sistema Solar estan determinades per les Lleis de Kepler, descobertes per l'astrònom alemany Johannes Kepler entre el 1609 i el 1618. Aquestes lleis són tres i diuen el següent:
- 1a Llei : Els planetes descriuen òrbites el·líptiques, amb el Sol situat en un dels focus. El grau d'allargament d'una el·lipse es mesura amb l'excentricitat, que val 0 si la corba és una circumferència i 1 si és una paràbola. Per a la majoria de planetes l'excentricitat és menor que 0,1 i, per tant, les seves òrbites són pràcticament circulars. Excepcions: Mercuri amb 0,21 i Plutó amb 0,25.
- 2a Llei: La línia que uneix un planeta amb el Sol escombra àrees iguals en temps iguals. És a dir, el planeta es desplaça més ràpidament quan està en el periheli que quan està en l'afeli. Com que les òrbites dels planetes són quasi-circulars aquest efecte no es nota gaire. És molt més evident, però, en les òrbites dels cometes, que tenen òrbites molt excèntriques.
- 3a Llei: El quadrat del període orbital d'un planeta és directament proporcional al cub de la seva distància mitjana al Sol. Quant menor és la distància mitjana Sol-planeta, menys tarda aquest en completar la seva òrbita: Mercuri es mou més ràpid que Venus, Venus més ràpid que la Terra,... i així successivament fins a Plutó que tarda 248 anys en donar una volta al Sol. Aquestes lleis no només són vàlides per les òrbites dels planetes al voltant del Sol sinó també per les òrbites dels satèl·lits al voltant dels planetes (per exemple, la Terra i la Lluna). La immensa majoria dels cossos del Sistema Solar orbiten «grosso modo» en un mateix pla, anomenat pla de l'eclíptica. El pla de l'eclíptica és el pla de l'òrbita de la Terra al voltant del Sol. Evidentment, el fet d'haver agafat aquest pla com a pla de refèrencia és per comoditat, en podríem haver agafat qualsevol altre. Lo important és que la inclinació dels plans orbitals dels planetes, tant interiors com exteriors, no difereix massa els uns dels altres. La principal excepció és Plutó, l'òrbita del qual està inclinada 17º respecte a l'eclíptica. Els cometes i molts dels objectes trans-neptunians també tenen òrbites molt inclinades. Aquest és un dels motius pels quals es pensa que Plutó podria no ser un verdader planeta sinó un planetoide. Aquest aplanament dels plans de les òrbites és conseqüència del procés de formació del Sistema Solar: la rotació del núvol protoestel·lar va provocar el seu propi aplanament formant un disc perpendicular a l'eix de rotació del Sol. Els cossos amb òrbites molt inclinades s'haurien format molt aviat en el procés de formació, abans que el disc s'aplanés massa.

Planetes interiors i exteriors

Els planetes del Sistema Solar es divideixen en dos grups: planetes interiors i planetes exteriors. Els planetes interiors, també anomenats terrestres o tel·lúrics, són Mercuri, Venus, la Terra i Mart. Es caracteritzen per tenir una atmosfera gasosa (excepte Mercuri), escorça de roca sòlida, un mantell semi-líquid i un nucli de ferro. Tots tenen cràters d'impacte i molts tenen o han tingut activitat tectònica que ha format muntanyes, valls, volcans,... Són relativament densos (~5 gr/cm3) i petits comparats amb els exteriors. No tenen anells i pocs o cap satèl·lit. Els planetes exteriors, també anomenats jovians, són Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Estan formats majoritàriament per gas, tenen densitats relativament baixes (~1 gr/cm3) i són molt més grossos que els interiors, per això a vegades també se'ls anomena gegants gasosos. La majoria tenen anells i gran quantitat de satèl·lits. Plutó és un cas especial ja que és petit i rocós com un planeta interior però la seva òrbita és llunyana com la d'un planeta exterior. De fet, amb 2.340 km de diàmetre és el més petit dels planetes i és, fins i tot, més petit que el planetoide 2003 UB313, recentment descobert. A més, la seva òrbita és bastant excèntrica i força inclinada respecte a l'eclíptica. Per tot això, en els últims anys s'ha posat en dubte que Plutó hagi de ser classificat com a planeta.

Formació del Sistema Solar

Actualment, la teoria més acceptada pel que fa a la formació del Sistema Solar diu que el Sol i els planetes es van formar al mateix temps. Segons aquesta teoria, el Sistema Solar va començar com un núvol de gas interestel·lar o nebulosa que es va anar contraient degut a la força gravitatòria fins a formar un estel, el Sol i una sèrie de cossos més petits, els planetes. El procés va començar fa uns 4.600 milions d'anys. La nebulosa, que devia tenir unes 100 UA de diàmetre, va ser perturbada per alguna cosa, potser l'explosió d'una supernova no molt llunyana i va començar a contraure's. Tot el material es va anar comprimint, formant una bola de gas en el centre. La nebulosa, com tota la galàxia, estava en rotació i la seva velocitat de rotació va anar augmentant a mesura que es contreia. Això va fer que la nebulosa s'aplanés formant el disc d'acreció, perpendicular al seu eix de rotació. El centre del disc, on el material estava més comprimit, es va començar a escalfar formant una bola de gas calent anomenada protoestel. Lluny del centre del disc, es van formar partícules sòlides; primer metalls com el ferro i el níquel, i després roques com el silici, i a la part més exterior, gel d'aigua, d'amoníac i de metà. A poc a poc, el refredament progressiu va deixar que es formessin petites partícules que, gràcies a la gravetat, es van anar ajuntant formant planetesimals. Amb el temps els planetesimals van anar colisionant entre sí, formant cossos més grans, els planetes. Els planetes més grans van atreure gran quantitat de gas i per això van aconseguir unes denses atmosferes com la de Júpiter. Els satèl·lits i els anells es van formar a partir de discs creats al voltant dels primitius planetes. En cert moment del procés, el nucli del protoestel es va escalfar prou com per donar lloc a reaccions termonuclears de fusió, generant gran quantitat de calor. En conjunt, tot el procés devia durar uns 100 milions d'anys.

Exploració del Sistema Solar

Altres sistemes planetaris

Des de 1992 s'han descobert planetes que orbiten altres estrelles. Aquests sistemes planetaris no es poden anomenar «sistemes solars» ja que la paraula «solar» prové de Sol. Quan parlem d'un d'aquests sistemes planetaris hem de fer-ho afegint el nom de l'estrella corresponent després de la paraula «sistema»; per exemple, Sistema 55 Cancri.

Dades dels principals cossos del Sistema Solar

Vegeu també

Origen dels noms dels planetes

Enllaços externs


- [http://www.solarviews.com Solarviews]
- [http://www.michaelschultz.de/index_en.html Michael Schultz (Sistema Solar)] Animació interactiva (Zoom en 145 passos i efectes temporals) Categoria:Astronomia ja:太陽系 ko:태양계 ms:Sistem suria nb:Solsystem simple:Solar system th:ระบบสุริยะ

Inclinació

En general, la inclinació és l'angle entre un eix de direcció o un pla, i un pla de referència.

Òrbites

En el Sistema Solar, la inclinació de l'òrbita d'un planeta (o un altre cos celest) es defineix com l'angle entre el pla de l'òrbita del planeta i l'eclíptica, que és el pla de l'òrbita de la Terra. També es pot mesurar respecte a un altre pla com, per exemple, el pla orbital de l'equador del Sol però, per a un observador situat a la Terra, l'eclíptica és més pràctica. La inclinació és un dels sis paràmetres orbitals que descriuen la forma i orientació de l'òrbita d'un cos celest. Normalment, es dona en graus i, matemàticament, es simbolitza amb la lletra «i». La inclinació d'òrbites de satèl·lits naturals i artificials es mesura en relació al pla equatorial del cos al que orbiten (el pla equatorial és el pla perpendicular a l'eix de rotació del cos):
- una inclinació de 0 graus indica que el satèl·lit orbita el planeta en el seu pla equatorial, i en el mateix sentit que la rotació del planeta;
- una inclinació de 90 graus indica una òrbita polar, en la qual el satèl·lit passa sobre els pols nord i sud del planeta;
- una inclinació de 180 graus indica una òrbita retrògrada. Per a la Lluna això porta a una quantitat que varia massa ràpidament i té més sentit mesurar-ne la inclinació respecte a l'eclíptica (és a dir, el pla de l'òrbita que la Terra i la Lluna recorren juntes al voltant del Sol), i que és una quantitat constant.

Altres significats


- La inclinació d'objectes distants, com un estel binari, es defineix com l'angle entre la normal al pla orbital i la direcció de l'observador, ja que no hi ha cap altra referècnia disponible. Els estels binaris amb inclinacions properes a 90 graus s'eclipsen sovint.
- Per planetes i altres cossos celests, la inclinació axial o obliqüitat és l'angle entre l'eix de rotació del planeta i la perpendicular al seu pla orbital. Per al cas particular de la Terra, s'anomena obliqüitat de l'eclíptica.

Càlcul

En astrodinàmica, la inclinació i\, pot ser calculada així: i=\arccos\, on:
- h_\mathrm\, és la component z de \mathbf\,
- \mathbf\, és el vector moment orbital perpendicular al pla orbital.

Vegeu també


- Elements orbitals
- Obliqüitat Categoria:Astrometria

Umbriel (satèl·lit)

Umbriel és el tercer satèl·lit més gran d'Urà i el més fosc dels seus satèl·lits majors. Va ser descobert per William Lassell el 1851.

Nom

Els satèl·lits d'Urà reben els seus noms de personatges de ficció creats per William Shakespeare o Alexander Pope. Umbriel és el nom d'un «esperit crepuscular de la malenconia» en el poema The Rape of the Lock d'Alexander Pope. El seu nom fa pensar en «ombra», un nom molt adequat per a un objecte fosc com Umbriel. Aquest nom va ser suggerit per John Herschel (fill de William Herschel) el 1852, a petició de William Lassell. També s'anomena Urà II.

Característiques físiques

Umbriel és un cos de forma esfèrica i medeix 1.169 km de diàmetre. Aproximadament, la mateixa mida que Ariel, un altre dels sàtel·lits d'Urà. En les fotografies preses per la Voyager 2, que el va visitar el 1986, s'aprecia una superfície rocosa i plena de cràters, força uniforme en tot el satèl·lit. A diferència de les altres llunes d'Urà, els cràters d'Umbriel són foscos, fent que la superfície només reflecteixi un 16% de la llum incident. Està compost majoritàriament per gel d'aigua amb parts de roca i metà congelat. La major part d'aquest metà es troba a la superfície. No sembla que hagi tingut activitat geològica des de fa molt de temps. La característica més destacable d'Umbriel és Wunda, una zona blanca brillant en forma d'anell situada prop de l'equador del satèl·lit. Té 140 km de diàmetre i no se sap amb seguretat què és però probablement sigui el terra d'un cràter cobert amb algun tipus de gel. També es coneix un altre cràter anomenat Skind, amb un brillant pic central (veure imatge).

Vegeu també


- Satèl·lits d'Urà Categoria:Satèl·lits d'Urà

Força de marea

La força de marea és un efecte secundari de la força de la gravetat que és responsable de l'existència de les marees. És el resultat de la diferència de potencial gravitacional que existeix al llarg del diàmetre d'un cos. Quan un cos de grandària prou gran és alterat per la força gravitatòria d'un cos més xicotet, la diferència en la magnitud de la força de gravetat entre l'extrem pròxim i el llunyà pot ser gran. Aquest fet altera la forma del cos gran sense canviar el seu volum. Suposant que inicialment la forma era una esfera, la força de marea tendirà a convertir-la en un el·lipsoide .

Vegeu també


- Límit de Roche Categoria:Física

Satèl·lits d'Urà

Urà té 27 satèl·lits coneguts, 22 dels quals ja tenen nom definitiu. Els més importants són (de més gran a més petit): Titània, Oberó, Umbriel, Ariel i Miranda. Aquests són els anomenats «satèl·lits majors». Cap dels satèl·lits d'Urà té atmosfera. A diferència de la majoria de cossos del Sistema Solar, que prenen els seus noms de la mitologia, els noms dels satèl·lits d'Urà s'agafen dels personatges de les obres de William Shakespeare i Alexander Pope, especialment de les seues protagonistes femenines. Titània i Oberó són els dos satèl·lits més grossos i els primers que van ser descoberts. Això va ser l'any 1787 i el seu descobridor és William Herschel. Els seus noms són els de la reina i el rei de les fades (respectivament) en l'obra El somni d'una nit d'estiu de Shakespeare. Els següents són Umbriel i Ariel, descoberts per William Lassell el 1851. Gairebé un segle més tard, el 1948, Gerard Kuiper va descobrir Miranda. L'any 1986, la sonda Voyager 2 en va descobrir 10 més, d'entre 40 i 160 km de diàmetre. Aquests són (per ordre alfabètic): Belinda, Bianca, Cordèlia, Cressida, Desdèmona, Julieta, Ofèlia, Pòrcia, Puck i Rosalinda. Finalment, a partir dels anys 90, el Telescopi Espacial Hubble ha permès augmentar el nombre de satèl·lits coneguts fins a 27. Segons la seva distància al planeta, els satèl·lits d'Urà es divideixen en dos grups: les llunes interiors i les llunes exteriors. Les interiors van des de Cordèlia (la més pròxima a Urà) fins a Oberó (veure taula). Estan compostos per una barreja de roca i gel. Tots els satèl·lits majors pertanyen a aquest grup. Les exteriors són totes bastant petites i se'n desconeix la composició, però és probable que siguin asteroides capturats gravitacionalment.

Taula de dades

:
- S indica rotació sincrònica: el període de rotació és el mateix que el període orbital. :
  - Períodes orbitals negatius indiquen una òrbita retrògrada (oposada a la rotació del planeta). Dada: el radi equatorial d'Urà és de 25.559 km.

Vegeu també


- Satèl·lits de Júpiter
- Satèl·lits de Saturn
- Satèl·lits de Neptú

Enllaços externs (fonts)


- [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uraniansatfact.html NASA/NSSDC] (dades generals)
- [http://ssd.jpl.nasa.gov/sat_props.html JPL físiques] (només dades físiques)
- [http://ssd.jpl.nasa.gov/sat_elem.html JPL orbitals] (només dades orbitals) (les tres són en anglès) Categoria:Urà

Categoria:Satèl·lits d'Urà

Categoria:Urà Categoria:Satèl·lits

Anne Boleyn

Anne Boleyn, engelsk drottning, gift med Henrik VIII av England 1533 efter att han skilt sig från sin första fru, Katarina av Aragonien. Född ca 1507 på familjegodset Hever i Kent, dotter till Sir Thomas Boleyn, som senare blev hertig av Wiltshire. Som barn sändes hon till Frankrike för att där erhålla den utbildning som ansågs lämplig för en flicka av hennes ställning på den tiden. Hon återvände till England 1522 och kom till Henrik VIII:s hov. Kungen blev helt betagen av den bleka men sköna Anne. Mellan sommaren 1527 - hösten 1528 skrev Henrik 17 kärleksbrev till Anne, vilka finns bevarade i Vatikanen. Anne gjorde dock klart för kungen att hon inte tänkte ge efter för hans närmanden om han inte kunde garantera henne en framtid som hans äkta maka. Henrik satte då igång förhandlingar med Rom för att att få Vatikanens tillstånd att skilja sig från sin hustru, Katarina av Aragonien. Påven, Klemens VII, var inte benägen att bevilja skilsmässa; förhandlingarna drog ut på tiden och efter sex år beslöt sig Henrik för att ta saken i egna händer. Han bröt med Rom och utsåg sig själv till den engelska kyrkans överhuvud. 25 januari 1533 gifte han sig i hemlighet med Anne eftersom hon var gravid, och 23 maj samma år ogiltigförklarades Henriks äktenskap med Katarina. Anne kröntes högtidligen till drottning den 1 juni 1533. Hon hade nu nått toppen på sin karriär. Henrik var övertygad att Anne skulle föda en son. Till hans stora besvikelse nedkom Anne 7 september 1533 med en dotter - en flicka som sedermera skulle bli Elizabeth I, den mäktigaste drottningen i Englands historia. Henriks känslor för Anne började nu svalna och förhållandet försämrades ännu mer på grund av Annes hetsiga temperament och utmanande frispråkighet. Det enda som nu kunde rädda hennes ställning var en son. Anne blev gravid igen men sonen hon födde, den 27 januari 1536, var dödfödd. Under Annes graviditet hade Henrik inlett ett förhållande med en ny kvinna, Jane Seymour. Henrik beslöt sig för att göra sig av med Anne, och anklagade henne för högförräderi, äktenskapsbrott och incest - bl.a. skulle hon ha lockat sin egen bror, George, att bedriva otukt med henne. Hon dömdes utan bevis och avrättades genom halshuggning på Towern 19 maj 1536. Tio dagar senare gifte Henrik om sig med Jane Seymour. ja:アン・ブーリン simple:Anne Boleyn

encyklopedia spielautomaten oszust apartments in Nice Sennik online










































:: RELATED NEWS ::
Враня стена
Враня стена е село в Западна България. То се намира в община Земен, Пернишка област.