Viquipèdia:Articles espacials seleccionats
Articles per temàtica: Alacant · Anarquisme · Andorra · Arts Visuals · Astronomia · Azerbaidjan · Bàsquet · Biografies · Biologia · Biotecnologia · Catalunya · Ciència · Ciències de la salut · Ecologia · Economia · Entreteniment · Espai · Filosofia · Filosofia oriental · Física · Fórmula 1 · Futbol · Geografia · Història · Lingüística · Llengua catalana · Lleida · Llengües · Manga · Matemàtiques · Mèxic · Mitologia · Occitània · País Valencià · Química · Sabadell · Societat · Terra Mitjana · Tecnologia · Unió Soviètica · València · Videojocs
Articles destacats del Portal:Espai
modifica
Tritó (en grec Τρίτων) és el satèl·lit més gros de Neptú. Va ser descobert per William Lassell el 1846, només 17 dies després del descobriment del planeta. També se l'anomena Neptú I. És un cos esfèric rocós de 2.707 km de diàmetre. És, per tant, molt més gran que els altres satèl·lits neptunians (el segon és Proteu amb només 418 km). Orbita a 354.760 km de Neptú (i es troba a 4.500 milions de quilòmetres de la Terra). Ha estat visitat per una sola nau espacial, la Voyager 2, el 25 d'agost de 1989. Gairebé tot el que sabem de Tritó és gràcies a aquest encontre. Deu el seu nom al déu Tritó de la mitologia grega. Déu del mar i fill de Posidó (Neptú en la mitologia romana). Aquest nom va ser proposat per Camille Flammarion el 1880. És estrany que Lassell no bategés el seu propi descobriment, ja que alguns anys més tard sí va donar noms als altres satèl·lits que va descobrir (Hiperió, Ariel i Umbriel). Durant molts anys el nom Tritó no va ser gaire utilitzat i en la literatura especialitzada se l'anomenava simplement "el satèl·lit de Neptú". Va ser, probablement, el descobriment d'un segon satèl·lit neptunià el 1949, Nereida, el que va precipitar l'adopció de Tritó com a nom oficial del satèl·lit.
{{Article_espacial_01}} - discussió - modifica - historial
L'Estació Espacial Internacional (en anglès International Space Station, ISS) és un projecte internacional per a construir i mantenir una estació espacial permanent en òrbita al voltant de la Terra. A l'Estació Espacial Internacional intervenen sis agències espacials: l'estatunidenca National Aeronautics and Space Administration (NASA), la russa (RKA), la japonesa (JAXA), la canadenca (CSA/ASC), la brasilera (AEB) i l'Agència Espacial Europea (ESA - European Space Agency), però no tots els seus membres - el Regne Unit, Irlanda, Portugal, Àustria i Finlàndia han escollit no participar-hi. L'Estació Espacial Internacional (construida mitjançant la Integrated Truss Structure) està situada en òrbita al voltant de la Terra a l'altitud aproximada de 360 km, un tipus d'òrbita anomenada òrbita terrestre baixa. En molts aspectes la ISS representa una combinació de diferents projectes independents d'estacions espacials planificades anteriorment per les agències espacials, com la russa Mir 2, l'americana Space Station Freedom i el laboratori europeu Columbus, representant una presència permanent en l'espai.
{{Article_espacial_02}} - discussió - modifica - historial
El GRB 970508 va ser un esclat de raigs gamma detectat el 8 de maig de 1997 a les 21:42 (UTC). Un esclat de raigs gamma (GRB en l'acrònim anglès, de Gamma Ray Burst) és un centelleig de gran lluminositat associat a una explosió en una galàxia llunyana que produeix raigs gamma, la forma més energètica de radiació electromagnètica que normalment va seguida d'una duradora luminescència residual de radiació de longituds d'ona majors (rajos X, radiació ultraviolada, llum visible, radiació infraroja i radiofreqüència). El GRB 970508 va ser detectat pel monitor d'esclats de raigs gamma del satèl·lit d'astronomia de rajos X BeppoSAX. L'astrònom Mark Metzger va determinar que el GRB 970508 va ocórrer almenys a sis mil milions d'anys llum de la Terra; va ser el primer GRB del qual es va poder determinar la distància. Fins aquest esclat els astrònoms no havien arribat a cap consens sobre la distància respecte la Terra a la qual ocorren els GRB. Alguns donaven suport a la idea que ocorren dins de la Via Làctia però que no són observables degut a la seva baixa energia, i d'altres defensaven que es produeixen en altres galàxies, a distàncies astronòmiques, i que són extremadament energètics. Encara que la possibilitat que existeixin diversos tipus de esclats de raigs gamma no convertia les dues teories en mútuament excloents, la mesura de la distància del GRB 970508 va situar inequívocament la font dels GRB fora de la Via Làctia, donant així per finalitzat el debat. El GRB 970508 va ser també el primer esclat del qual es va observar una emissió posterior de radiofreqüència. Mitjançant l'anàlisi de la intensitat fluctuant dels senyals del ràdio, l'astrònom Dale Frail va calcular que la font de la radiació s'havia expandit a una velocitat propera a la de la llum: això aportà una prova concloent que els esclats de raigs gamma són explosions de tipus relativista.
{{Article_espacial_03}} - discussió - modifica - historial
El Big-bang ("Gran Explosió") és el model cosmològic de l'Univers que considera que aquest s'ha expandit fins al seu estat actual a partir d'una condició primigènia en la qual existien unes condicions d'una infinita densitat i temperatura. Aquesta paraula que designa el principi de la dilatació i l'expansió de l'univers, comparada abusivament amb una explosió, fou proposada per primera vegada, de forma bastant desdenyosa, pel físic anglès Fred Hoyle en un programa de ràdio de la BBC, The Nature of Things («La natura de les coses»), el text del qual fou publicat el 1950. Hoyle no explicava la teoria, sinó que se'n reia del concepte, car ell en proposava un altre, avui abandonat, la teoria de l'estat estacionari, segons el qual l'univers no hauria conegut una etapa densa i calenta. Malgrat el menyspreu original, aquesta expressió ha perdut la seva connotació pejorativa i irònica i ha esdevingut un nom científic i vulgaritzat de l'època en què va aparèixer l'univers que coneixem. És un model dins de la teoria de la relativitat general que descriu el desenvolupament de l'Univers primerenc. També es parla de Big-bang en un sentit més concret, per descriure la bola de foc gegant que va esclatar, en una explosió gegantina, a l'inici de la història del nostre espai-temps. Per tant, el terme "Big-bang" s'utilitza tant per referir-se específicament al moment en què es va iniciar l'expansió observable de l'Univers, quantificada en la llei de Hubble, com en un sentit més general per referir-se al paradigma cosmològic que explica l'origen i l'evolució del mateix Univers.
{{Article_espacial_04}} - discussió - modifica - historial
Una estrella binària és un sistema de dues estrelles lligades físicament per la força gravitatòria i que, per tant, giren al voltant d'un centre de massa comú; per aquesta raó giren l'una al voltant de l'altra. Els sistemes estel·lars binaris són molt importants en astrofísica ja que l'observació de les seves òrbites permet determinar-ne la massa. Així, les masses de moltes estrelles simples poden ser determinades per extrapolació a partir de les observacions realitzades en estrelles binàries. Els components d'un sistema estel·lar binari poden intercanviar massa, la qual cosa els porta a evolucionar a estadis o etapes on no poden arribar les estrelles simples. Són exemples de binàries:
- Algol, una binària eclipsant.
- Sírius.
- Cygnus X-1, amb un membre que podria ser un forat negre.
Cal considerar també les "falses binàries", que semblen dues estrelles que estiguin juntes a causa d'un efecte de perspectiva; per això se les anomena binàries òptiques o parells òptics. També són comuns els sistemes que contenen més de dos components, anomenats estrelles múltiples, que generalment es classifiquen amb un mateix nom.
{{Article_espacial_05}} - discussió - modifica - historial
L'habitabilitat planetària és una mesura del potencial que té un cos astronòmic de sustentar vida. Es pot aplicar tant als planetes com als satèl·lits naturals dels planetes. L'únic requisit absolut per la vida és una font d'energia. Per aquest motiu, és interessant determinar la zona d'habitabilitat de diferents estels, però la noció d'habitabilitat planetària implica el compliment de molts altres criteris geofísics, geoquímics i astrofísics perquè un cos astronòmic sigui capaç de sustentar vida. Com que es desconeix l'existència de vida extraterrestre, l'habitabilitat planetària és, en gran part, una extrapolació de les condicions de la Terra i les característiques del Sol i el sistema solar que semblen favorables per l'aparició de la vida. És d'interès particular el conjunt de factors que ha afavorit el sorgiment en la Terra d'animals pluricel·lulars i no simplement Organismes unicel·lulars. La investigació i la teoria sobre aquest tema són components de la ciència planetària i la disciplina emergent de l'astrobiologia. La idea que altres planetes puguin albergar vida és molt antiga, encara que històricament ha estat emmarcada tant dins de la filosofia com dins de les ciències físiques.1 El final del segle XX va viure dos grans avenços en aquesta matèria. Per començar, l'exploració robòtica i l'observació d'altres planetes i satèl·lits naturals del sistema solar han proporcionat informació essencial per definir els criteris d'habitabilitat i han permès establir comparances geofísiques substancials entre la Terra i altres cossos. El descobriment de planetes extrasolars —que va començar en 1992 i s'ha disparat des de llavors— va ser la segona fita. Va confirmar que el Sol no és únic albergant planetes i va estendre l'horitzó de la investigació sobre habitabilitat més enllà del sistema solar.
{{Article_espacial_06}} - discussió - modifica - historial
Neptú és el vuitè planeta en distància respecte el Sol i el més llunyà del sistema solar. S'anomena en honor al déu romà del mar, i és el quart planeta en diàmetre i el tercer més gran per massa. La seva massa és 17 vegades la de la Terra i lleugerament més massiu que el seu planeta "bessó" Urà, que té 15 masses terrestres i no és tan dens. De mitjana, Neptú orbita el Sol a una distància de 30,1 ua. El seu símbol astronòmic és 
, una versió estilitzada del trident del déu Neptú.
Va ser descobert el 23 de setembre de 1846, i esdevingué així el primer planeta a ser descobert mitjançant prediccions matemàtiques en lloc d'observació empírica. A causa de canvis inexplicats en l'òrbita d'Urà, Alexis Bouvard va deduir que la seva òrbita era pertorbada gravitacionalment per un planeta desconegut. Posteriorment, Johann Galle el va observar a menys d'un grau de la posició que Urbain Le Verrier havia predit. El seu satèl·lit més gros, Tritó va ser descobert seguidament, tot i que no es van descobrir la resta de 12 llunes fins al segle XX, emprant telescopis. Només una sonda ha visitat Neptú (Voyager 2), que va sobrevolar el planeta el 25 d'agost de 1989.
Neptú té una composició similar a la d'Urà, i tots dos tenen composicions diferents de les dels gegants gasosos Júpiter i Saturn. Tot i que l'atmosfera de Neptú està composta principalment d'hidrogen i heli com Júpiter i Saturn, conté una proporció superior de "gels" com l'aigua, l'amoníac i el metà. De vegades els astrònoms categoritzen Urà i Neptú com a "gegants gelats", per emfatitzar aquestes diferències. L'interior de Neptú, com el d'Urà, està compost principalment de gels i roca. Les traces de metà a les regions més exteriors de l'atmosfera provoquen l'aparença blava.
Contràriament a l'atmosfera amb pocs detalls d'Urà, la de Neptú és notable pels fenòmens meteorològics actius i visibles. Durant el sobrevol de la sonda Voyager 2, el 1989, Neptú presentava una Gran Taca Fosca comparable a la Gran Taca Vermella de Júpiter. Els vents de Neptú són els més forts sostinguts de tots els planetes del sistema solar, amb velocitats registrades de fins a 2.100 km/h. A causa de la seva distància amb el Sol, l'atmosfera exterior de Neptú és un dels llocs més freds del sistema solar, amb temperatures als núvols exteriors de -218 °C (55 K). Al centre del planeta, les temperatures són d'uns 5000 °C. Neptú també té un sistema tènue i fragmentat d'anells planetaris, que, tot i que és possible que es detectés als anys 60, va ser descobert del tot el 1989 per la Voyager 2.
{{Article_espacial_07}} - discussió - modifica - historial
Una nebulosa planetària és una nebulosa d'emissió formada per gas incandescent i plasma ionitzat en expansió expulsat durant la fase de branca asimptòtica de les gegants, és a dir, un objecte astronòmic gasós format a partir de l'expulsió de les capes externes d'una estrella de massa baixa o intermèdia durant l'etapa final de la seva vida. Aquest nom es va originar amb el seu primer descobriment en el segle XVIII a causa del fet que, observades amb petits telescopis òptics, semblaven similars als planetes gegants del sistema solar. L'estrella inicial, que queda a la part central de la nebulosa, es converteix en una nana blanca que al final s'acaba refredant fins a perdre la seva energia tèrmica residual. El límit superior en massa per a passar per aquesta etapa de l'evolució estel·lar és de 8 masses solars. Les estrelles de major massa tenen una evolució totalment diferent: exploten com una supernova de tipus II i es col·lapsen, el que forma una estrella de neutrons o un forat negre. Són un fenomen de vida relativament curta ja que només duren unes poques desenes de milers d'anys en comparació a la vida típica de les estrelles, de diversos milers de milions d'anys. Al final de la vida de l'estrella, durant la fase de gegant vermella, les capes externes són expulsades a través de pulsacions i vents estel·lars forts. Sense aquestes capes opaques, les calentes, el nucli lluminós emet radiació ultraviolada que ionitza les capes externes expulsades de l'estrella. Aquesta escorça energitzada irradia com una nebulosa planetària. Les nebuloses planetàries es compten entre els objectes més fotogènics de l'astronomia, a causa que per una banda, la major part del núvol de gas es compon d'hidrogen, mentre que l'estrella central, usualment una nana blanca, emet radiació ultraviolada. Això fa que els àtoms d'hidrogen s'ionitzin (això és, que expulsin un o més electrons), per a després recombinar-se (els electrons expulsats prèviament tornen a ser capturats pels àtoms). En el procés de recombinació, els electrons salten des dels nivells d'energia superiors a l'estat fonamental, en un procés en cascada, tot emetent fotons de freqüència visible. Les nebuloses planetàries exerceixen un paper crucial en l'evolució química de la galàxia, alliberant material al medi interestel·lar que s'ha enriquit en elements pesants i altres productes de la nucleosíntesi (com el carboni, nitrogen, oxigen i calci). A les galàxies més llunyanes les nebuloses planetàries són els únics objectes que es poden descompondre per proporcionar informació útil sobre quantitats químiques.
{{Article_espacial_08}} - discussió - modifica - historial
Una nana blanca és un romanent estel·lar que es genera quan una estrella de massa menor a 9-10 masses solars ha esgotat el seu combustible nuclear. De fet, es tracta d'una etapa de l'evolució estel·lar que travessarà el 97% de les estrelles que es coneixen, incloent-hi el Sol. Les nanes blanques són, juntament amb les nanes roges, les estrelles més abundants a l'univers. Les nanes blanques estan compostes per àtoms en estat de plasma, però com en el seu nucli no es produeix fusió nuclear, l'estrella no té cap font d'energia que en freni el col·lapse gravitatori, pel que la nana blanca es va comprimint sobre si mateixa. A mesura que la gravetat va comprimint la nana blanca, la distància entre els àtoms al centre de la mateixa disminueix radicalment, pel que els electrons tenen menys espai per moure's, i es pressionen els uns als altres a grans velocitats, i es diu llavors que els electrons es troben degenerats. Així doncs, l'única força que frena el col·lapse gravitatori és la pressió de degeneració dels electrons. Això permet que les nanes blanques puguin arribar a densitats tan enormes que una massa similar a la del Sol cabria en un volum semblant al de la Terra, és a dir, diverses tones per cm³. Aquestes densitats són només superades per les que presenten les estrelles de neutrons i els forats negres. Aquest tipus d'estrella emet solament energia tèrmica emmagatzemada, i per això té una lluminositat molt feble. Les estrelles que acaben els seus dies com nanes blanques, en acabar la fusió de l'hidrogen, s'expandeixen com una gegant vermella per fusionar al seu nucli l'heli en carboni i oxigen. Si la gegant vermella no té suficient temperatura com per fusionar el carboni i l'oxigen, es comprimeix a causa de la força gravitatòria, produint així una nebulosa planetària i formant un romanent estel·lar: la nana blanca. El 99% d'una nana blanca està constituït bàsicament de carboni i oxigen, que són els residus de la fase de fusió de l'heli. No obstant això, sobre la superfície es troba una capa de hidrogen i heli premsats i poc degenerats, que formen l'atmosfera de la nana blanca. Només unes poques estaran formades íntegrament per heli en no haver arribat a cremar-lo, o per oxigen, neó i magnesi, productes de la combustió del carboni. Recentment formades, les nanes blanques tenen temperatures molt altes però, en no produir energia, es van refredant gradualment. En teoria, les nanes blanques es refredarien amb el temps fins a tal punt que la seva lluentor no seria visible, per aleshores convertir-se en una nana negra. No obstant això, el procés de refredament és tan lent, que l'edat de l'univers des del big-bang és massa curta perquè s'hagi creat a una d'aquestes nanes negres. De fet, les nanes blanques més fredes que es coneixen tenen temperatures de diversos milers de kelvins. El terme "nana blanca" va ser encunyat per Willem Luyten el 1922.
{{Article_espacial_09}} - discussió - modifica - historial
Les teories pel que fa a la formació i evolució del sistema solar són complexes i variades, i en la seva elaboració involucren diverses disciplines científiques com l'astronomia, la física, la geologia i la ciència planetària. Al llarg de la història han aparegut diverses teories però la teoria moderna no va començar a ser descrita fins ben entrat el segle xviii. Amb l'inici de l'era espacial, l'arribada de molta informació sobre els diversos cossos que formen el sistema solar ha anat enriquint la nostra comprensió de com s'ha format i com ha evolucionat. També els avenços en física nuclear han contribuït de manera important al coneixement dels fenòmens estel·lars, i han generat les primeres teories sobre la seva formació i destrucció. La hipòtesi actual de la formació del sistema solar és la hipòtesi nebular, proposada per Emanuel Swedenborg el 1734. L'any 1755, Immanuel Kant, bon coneixedor dels treballs de Swedenborg, va contribuir a desenvolupar la teoria. El 1796 Pierre-Simon Laplace, de manera independent, va formular una teoria similar. La teoria nebular manté que fa 4.600 milions d'anys, el sistema solar va ser format a partir de la força gravitatòria d'un núvol molecular gegant que va patir un esfondrament general. Aquest núvol inicial probablement era d'uns quants anys llum de llargada, i va ser el bressol on van néixer unes quantes estrelles. Encara que inicialment es pensava que el procés havia succeït amb una relativa tranquil·litat, estudis més recents a partir d'antics meteorits han detectat traces d'elements que s'han format a partir de grans explosions estel·lars i, per tant, indica que en la zona on es va formar el Sol hi havia supernoves. L'ona de xoc d'aquestes supernoves podria haver provocat la formació del Sol i en la nebulosa circumdant hi hauria regions amb una densitat molt elevada que provocarien un gran col·lapse. Una d'aquestes regions de gas explosiu, coneguda com nebulosa presolar, és la que formaria més endavant el Sol. Aquesta regió tenia un diàmetre d'entre 7.000 e 20.000 UA i una massa molt similar a la del Sol: entre 1,001 i 1,1 masses solars. Es creu que la seva composició també era més o menys la del Sol actual, amb un 98% d'hidrogen i heli present des del big-bang, i un 2% d'elements més pesants creats per anteriors generacions d'estrelles que morien i expulsaven el material un altre a l'espai interestel·lar (vegeu l'article sobre la Nucleosíntesi primordial).
{{Article_espacial_10}} - discussió - modifica - historial
La nebulosa del Cranc (també coneguda com a M1, NGC 1952, Taurus A i Taurus X-1) és un romanent de supernova resultant de l'explosió d'una supernova en el 1054 (SN 1054). Situada a una distància d'uns 6.300 anys llum (1.930 pc) de la Terra, a la constel·lació del Taure, la nebulosa té un diàmetre de sis anys llum (1,84 pc) i la seva velocitat d'expansió és de 1.500 km/s. El centre de la nebulosa conté un púlsar, denominat PSR0531+121, que gira sobre ell mateix a trenta revolucions per segon, emetent també polsos de radiació que van des dels raigs gamma a les ones de ràdio. El descobriment de la nebulosa va ser la primera evidència que indica que les explosions de supernova produeixen púlsars. La nebulosa és una font de radiació útil per estudiar cossos celestes que l'ocultin. Durant les dècades del 1950 i el 1960, la corona solar va ser cartografiada gràcies a l'observació de les ones de ràdio produïdes per la nebulosa del Cranc que passaven a través del Sol. Més recentment, l'espessor de l'atmosfera del satèl·lit de Saturn Tità va ser mesurada observant la manera en què bloquejava els raigs X produïts per la nebulosa.
{{Article_espacial_11}} - discussió - modifica - historial
Saturn és el sisè planeta en ordre de proximitat al Sol i el segon més gran del sistema solar, després de Júpiter. Es classifica com un gegant gasós o jovià, que significa "semblant a Júpiter". S'anomena així en honor al déu romà Saturnus (que en alguns idiomes va esdevenir l'homònim de dissabte), equivalent al deu grec Kronos (el pare tità de Zeus), al babiloni Ninurta i a l'hindú Shani. El símbol de Saturn representa la falç del déu romà (en Unicode: ♄). El planeta Saturn està compost d'hidrogen, amb petites proporcions d'heli i traces d'altres elements. L'interior consisteix en un petit nucli de roca i gel, envoltat d'una capa gruixuda d'hidrogen metàl·lic i una capa gasosa exterior. L'atmosfera exterior té una aparença generalment uniforme, encara que hi poden aparèixer alguns detalls duradors. A Saturn, els vents poden arribar a una velocitat de 1.800 km/h, i són significativament més ràpids que els de Júpiter. Saturn té un camp magnètic planetari d'intensitat intermèdia entre el de la Terra i el més potent de Júpiter. Saturn té un sistema d'anells prominent, que consisteix principalment en partícules de gel amb una menor quantitat de roques petites i pols. Es coneixen seixanta-un satèl·lits que orbiten el planeta, sense comptar els centenars de "llunetes" dels anells. Tità, la lluna més gran de Saturn i la segona més gran del sistema solar (després de Ganimedes, una de Júpiter), és més gran que el planeta Mercuri i és l'única lluna del sistema solar que posseeix una atmosfera significativa.
{{Article_espacial_12}} - discussió - modifica - historial
Articles per temàtica: Alacant · Anarquisme · Andorra · Arts Visuals · Astronomia · Azerbaidjan · Bàsquet · Biografies · Biologia · Biotecnologia · Catalunya · Ciència · Ciències de la salut · Ecologia · Economia · Entreteniment · Espai · Filosofia · Filosofia oriental · Física · Fórmula 1 · Futbol · Geografia · Història · Lingüística · Llengua catalana · Lleida · Llengües · Manga · Matemàtiques · Mèxic · Mitologia · Occitània · País Valencià · Química · Sabadell · Societat · Terra Mitjana · Tecnologia · Unió Soviètica · València · Videojocs